Estimados lectores y lectoras: 

Hoy quisiera contarles la aventura que nos ha llevado a vislumbrar la inmensidad del universo y cómo hemos hecho para medir tan extensas distancias. Como se imaginarán, ha sido un trabajo titánico, que se ha conseguido a lo largo de años y gracias al trabajo de numerosos científicos y científicas. En dicha aventura yo tuve un papel importante: realicé el descubrimiento que abrió las puertas de nuestra galaxia y nos permitió darnos cuenta de que esta no era la única.

Esto sucedió a principios del 1900, cuando yo trabajaba en el Observatorio de Harvard, cuyo director era Edward Charles Pickering. Estábamos haciendo el trabajo titánico de analizar miles de estrellas y, para ello, se había contratado a un grupo de mujeres de las cuales yo formaba parte. Si quieren saber más de mi historia, pueden leer mi diario (henrietta.iaa.es). Por cierto, me llamo Henrietta Swan Leavitt, por si no me conocen.

La cuestión crucial es que medir distancias en el Universo es de lo más complicado. El brillo de los astros por sí solo no nos dice nada sobre su distancia. Tengan en cuenta que una estrella muy luminosa puede estar lejos y verse igual de brillante que otra estrella más débil pero que se encuentra más cerca de la Tierra. Hasta principios del 1900 sólo habíamos podido medir distancias a las estrellas del entorno cercano del sistema solar. También habíamos observado objetos nebulosos, que luego nos dimos cuenta de que eran otras galaxias, pero en ese entonces no podíamos saber si eran o no objetos de nuestra galaxia. Es decir, hasta principios del siglo XX, nuestra Vía Láctea era todo el universo existente del cual la humanidad tenía conocimiento.
 

Placa original de Harvard de la Gran Nube de Magallanes con las  anotaciones de Henrietta
 

¡Cuánto ha cambiado todo desde esos tiempos! A día de hoy, ya sabemos que existen miles de millones de galaxias y que somos un puntito diminuto en la inmensidad, pero bueno, no me voy a adelantar, quiero contarles cómo llegamos a semejantes conclusiones.

Como les decía, hasta principios del 1900 se habían medido distancias a estrellas relativamente cercanas, a través del paralaje. Este es un método puramente geométrico y consiste en medir el cambio de posición de una estrella respecto del fondo de objetos al observarla desde diferentes perspectivas. Para que entiendan el método fácilmente, hagan lo siguiente:

Extiendan el brazo con el pulgar hacia arriba a la altura de la cabeza.  Ahora cierren un ojo y fíjense en la posición del pulgar respecto de las cosas de su entorno. Cierren el ojo y abran el otro, y observen cómo cambia la posición del pulgar. 

Pues, mientras más lejos estén los objetos de fondo, el efecto se ve mejor. Si aplicáramos cálculos geométricos, podríamos calcular la distancia a nuestro pulgar. Este es el efecto que se usa para medir distancias a estrellas cuando la Tierra está en diferentes posiciones de su órbita respecto del Sol. 

Si ahora repiten el experimento, pero en vez de mirar el pulgar observan un objeto situado a tres o cuatro metros de distancia, podrán ver que el cambio de posición respecto de los objetos de fondo es mucho menor, y, de hecho, va disminuyendo a medida que se alejen de dicho objeto. Esto también sucede con las estrellas lejanas: el efecto va siendo mucho más difícil de medir y llega un punto en el cual ya no nos sirve para medir distancias, por ejemplo, a estrellas fuera de nuestra galaxia.

Cuando se observó la Pequeña Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea, no se sabía cómo medir la distancia a ella, pues este método no servía y, por lo tanto, no se tenía claro si era un objeto perteneciente a nuestra galaxia o no. Ahí entró en juego el trabajo que estábamos haciendo en el Observatorio de Harvard. Observando tantas estrellas, y haciendo un estudio muy meticuloso, mis compañeras y yo nos dimos cuenta de muchas cosas. De lo que yo me percaté fue de lo siguiente: observando estrellas variables Cefeidas - un tipo de estrellas en las que su intensidad varía de forma periódica - descubrí que el período de variación es proporcional a la intensidad intrínseca de la estrella. Esto fue publicado en un trabajo en 1908 con un inocente pero fundamental comentario por mi parte: las variables más luminosas tienen los períodos más largos.

Esta relación les puede parecer poco importante, pero es muy relevante por lo siguiente: si medimos el período de variación de estas estrellas, podemos saber cuánta luz están emitiendo y así saber que tan brillante se debería ver a una determinada distancia. Si la vemos muy débil significa que está más lejos y, por el contrario, si la vemos muy brillante, está más cerca. Así podemos medir con bastante exactitud la distancia hasta estas estrellas.

En astrofísica, a los objetos que nos permiten medir distancias, como son las estrellas variables Cefeidas, se les denomina candelas estándar y yo medí un gran número de estas estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes. Esto fue fundamental para que, posteriormente, fuera posible medir la distancia a otras galaxias y así expandir nuestro conocimiento del universo.

Pero, por supuesto, este método tiene un límite: si observamos lugares del universo muy lejanos, no podemos resolver individualmente estrellas Cefeidas, y debemos, entonces, recurrir al análisis de otro tipo de estrellas. Por eso, mucho tiempo después de mi descubrimiento, diferentes grupos de investigación siguieron buscando otras candelas estándar, que fueran más brillantes que las Cefeidas ¡y las encontraron!

Estos objetos resultaron ser las supernovas, y no cualquier supernova, sino unas especiales: las supernovas tipo Ia. Estas supernovas no son una sola estrella, sino un sistema binario formado por dos estrellas, una estrella que todavía está evolucionando (normalmente masiva) y una enana blanca (el “cadáver” de una estrella). En este sistema, la enana blanca atrae gravitacionalmente gas de su compañera, lo cual aumenta la temperatura, la densidad y produce reacciones termonucleares. Este proceso tiene lugar hasta un límite de masa muy bien determinado, el límite de Chandrasekhar - que es igual a 1.4 masas solares - y, al alcanzar este límite, se produce una fusión descontrolada, es decir, una gran explosión que incrementa enormemente la magnitud. Dado que estas explosiones se producen a un determinado límite de masa, todas liberan una cantidad de energía concreta y, por lo tanto, muestran una luminosidad similar. Por eso, se pueden utilizar como candelas estándar. 

El inconveniente es que este tipo de supernovas no es demasiado frecuente: es esperable detectar una supernova tipo Ia por galaxia cada 1.000 años. Afortunadamente, existen muchísimas galaxias, por lo cual, si observamos una región del cielo durante mucho tiempo, es posible que detectemos alguna. Con este método se han podido medir distancias de hasta miles de millones de años luz. 

En cualquier caso, no deja de ser necesario detectar una supernova de este tipo para poder medir la distancia a una galaxia. Para sortear este obstáculo, en la actualidad se utiliza una medida llamada redshift (corrimiento al rojo), que se simboliza con la letra z. El redshift da cuenta de la velocidad a la cual se aleja una galaxia debido a la expansión del universo.

Como seguro saben, el universo se está expandiendo, lo que implica que el espacio entre las galaxias va aumentando con el tiempo. Esto produce que las galaxias se vayan alejando unas de otras y que, mientras más lejana se encuentra una galaxia de nosotros, más rápido se aleja. 

Lo relevante de este asunto es que ese movimiento queda impreso en la luz de las galaxias. Se debe a un efecto análogo a cuando una ambulancia se acerca a nosotros, momento en el cual el sonido se escucha más agudo, en contraste a cuando la ambulancia se aleja, que el sonido se escucha más grave. Esto se debe a que la onda de sonido se ve modificada debido al movimiento de la fuente emisora. En el caso de una galaxia emitiendo luz, esto es similar. Si la galaxia se acerca a nosotros, la emisión de luz se vuelve más azul, mientras que, si la galaxia se aleja, la emisión se ve enrojecida. Debido a la expansión del universo, esto último es lo que sucede con las galaxias lejanas, se están alejando y esto produce que su luz se vea enrojecida. De forma resumida, midiendo cómo de enrojecida está la luz que emite una galaxia, podemos medir cuánto se está alejando debido a la expansión del universo y deducir a qué distancia se encuentra.

Es importante decir que, para deducir la distancia a partir del redshift, hay que determinar qué modelo cosmológico se quiere utilizar, es decir, determinar ciertas características y comportamientos de nuestro universo. Por ejemplo, cuánta materia oscura contiene, la geometría del universo y a qué velocidad se expande - factor determinado con la llamada constante de Hubble -.

En la actualidad se tienen ideas bastante aproximadas de estos valores, aunque sigue habiendo incertidumbres y, por lo tanto, se están desarrollando muchos proyectos para ajustar, al máximo posible, estos valores a la realidad. Ahondar en esto ya sería tema para otro artículo, pero, como pueden ver, medir distancias en el universo no es nada trivial, y poder hacerlo es lo que nos ha permitido descubrir mejor el universo en el que vivimos.

Firmado: Henrietta Swan Leavitt*

*Bueno, en realidad, Sol Molina (Azimuth, educación y turismo científico S.L.)