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El medio interestelar
El polvo interestelar
El gas interestelar
La formación de las estrellas
El nacimiento de las estrellas
Las estrellas T Tauri, objetos Herbig-Haro y región HII
La Galaxia
Los primeros estudios de la Vía Láctea
Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea
La Galaxia
El centro de la Galaxia
Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea
Henrietta Leavitt y las Cefeidas
En 1912, la astrónoma americana Henrietta Leavitt estudiaba las Nubes de
Magallanes, las dos nebulosas que dominan el cielo austral de su esplendor. Su
tarea consistía en examinar placas fotográficas tomadas en épocas diferentes con
el fin de poner de relieve las estrellas cuya
luminosidad no era constante en el
curso del tiempo. Descubrió entonces que algunas de estas estrellas, más tarde
llamadas cefeidas, presentaban variaciones periódicas de resplandor.
Más interesante aún, estas estrellas poseían la siguiente propiedad: su
luminosidad media era tanto más grande, cuanto más largo era su período, y no
parecía depender de ningún otro parámetro. Como estas estrellas pertenecían a
una u otra de las Nubes de Magallanes, se encontraban todas a la misma distancia
de la Tierra, y esta propiedad no era un efecto de distancia, sino una
característica física real de las estrellas.
Henrietta Swan Leavitt (Lancaster, Massachusetts, 4 de julio de 1868 – 12 de
diciembre de 1921) fue una astrónoma estadounidense.
Leavitt estudió las estrellas variables Cefeidas, cuyo brillo varía a periodos
regulares, en el Observatorio del Harvard College. Descubrió y catalogó
estrellas variables en las Nubes de Magallanes, lo que le permitió descubrir en
1912 que las Cefeidas de mayor luminosidad intrínseca tenían largos periodos,
mostrando una la relación entre ambos.
Un año después, Ejnar Hertzsprung determinó la distancia de unas pocas Cefeidas,
lo que le permitió calibrar la relación Periodo-Luminosidad. Por lo tanto, a
partir de entonces, observando el periodo de una Cefeida se podría conocer su
luminosidad (y magnitud absoluta) que, comparándola con la magnitud aparente
observada, permitiría establecer la distancia a dicha Cefeida. Este método podría
utilizarse también para obtener la distancia a otras galaxias en las que se
observasen estrellas Cefeidas, tal y como lo hizo Edwin Hubble en los años 1920
con la galaxia de Andrómeda.
Un nuevo método de medida de las distancias
Esta propiedad de las cefeidas se reveló de una importancia extraordinaria,
porque permitió a los astrónomos desarrollar una escala de distancias del
Universo. En efecto, si se conoce a la vez las
luminosidades absoluta y aparente
de una estrella, es posible calcular a qué distancia se encuentra ésta. Pero la
dificultad es determinar la luminosidad absoluta de la estrella. Es allí donde
interviene la relación obtenida por Henrietta Leavitt.
Supongamos que observamos dos cefeidas de la misma época, una en una Nube de
Magallanes y otra en una región indeterminada. Sabemos que la diferencia
entre los resplandores aparentes es únicamente un efecto de distancia, ya que dos
Cefeidas de la misma época tienen una luminosidad absoluta idéntica. Conociendo
la ley de disminución de la intensidad luminosa con la distancia, es entonces
muy fácil calcular el alejamiento de la región indeterminada con relación a la de
las Nubes de Magallanes.
Así, con las cefeidas, los astrónomos tienen un nuevo método de medida de las
distancias relativas. Éste permite ir mucho más lejos que las técnicas que se
apoyan en la
paralaje,
ya que se aplica incluso a estrellas que no presentan
ningún movimiento aparente. Esto es tanto más cierto, cuanto que las cefeidas
tienen una enorme luminosidad absoluta, hasta diez mil veces la del Sol, y
son, pues, visibles desde muy lejos.
Harlow Shapley
Quedaba, sin embargo, un problema al principio del último siglo: no era conocida
la distancia real de las Nubes de Magallanes. Toda medida se hacía, pues, de forma
relativa, y no era posible conocer el alejamiento real de un objeto. Las cefeidas
más próximas no eran de ninguna ayuda, porque estaban ya demasiado alejadas para
presentar una paralaje medible.
Es el astrónomo americano Harlow Shapley quien consigue superar esta dificultad.
Utilizó el hecho de que algunas Cefeidas presentan un desplazamiento angular
medible sobre un periodo de tiempo bastante largo. Por un argumento estadístico
simple, estuvo en condiciones de deducir, de estos desplazamientos angulares, la
distancia real de algunas cefeidas, así pues, también su luminosidad absoluta, y
pudo así establecer la relación exacta que vinculaba el periodo de una cefeida
con su luminosidad absoluta.
Desde ahora en adelante, bastaría con determinar el período de una cefeida para
deducir de ahí su luminosidad absoluta. Comparando este valor con la luminosidad
aparente de la estrella, la distancia del astro sería muy fácil de calcular.
Harlow Shapley (Nashville, Missouri, 2 de noviembre de 1885 – Boulder,
Colorado, 20 de octubre de 1972) fue un astrónomo estadounidense
Los cúmulos globulares
Harlow Shapley aplicó esta nueva técnica al estudio de los cúmulos globulares,
los conjuntos de estrellas que pueden alcanzar el millón de miembros y se
distinguen por su aspecto esférico. La distribución de los cúmulos globulares en
el cielo era muy diferente del de las estrellas. Los cúmulos cubrían toda la
bóveda celeste, no únicamente una banda como las estrellas. Además, esta
distribución presentaba una asimetría nítida, ya que la mayoría se encontraban en
la mitad del cielo que rodeaba la constelación del Sagitario.
Como los cúmulos globulares contenían cefeidas, Harlow Shapley pudo utilizar su
método para determinar su distancia. Pudo también determinar su posición real en
el espacio y establecer una carta tridimensional de su distribución. El
resultado, publicado en 1.917, mostró que los cúmulos se encontraban a
distancias mucho más grandes de lo previsto, que se distribuían de manera
esférica y que el centro de esta esfera se encontraba muy lejos del Sol.
La visión moderna de la Vía láctea
Harlow Shapley hizo entonces la hipótesis de que los cúmulos globulares estaban
asociados, de una manera u otra, a la Vía láctea. La distribución de los cúmulos
globulares y la de las estrellas debían, así pues, tener tamaños similares y un centro
común. El astrónomo americano establece así, por primera vez, que la Vía láctea
tenía un tamaño gigantesco y, sobre todo, desalojaba el Sol del lugar central
que le había atribuido Herschel.
Las distancias de Harlow Shapley eran más o menos tres veces demasiado grandes,
porque no tomaba en consideración el efecto de la
extinción interestelar, pero la
visión moderna de la Vía láctea había nacido. |