La escalera de distancias (I)

Uno de los mayores problemas a los que se enfrento la astronomía, y aun se enfrenta, es conseguir medir la distancia a que se encuentran los distintos objetos que hay en el firmamento. Como se vio en el anterior Post Una Enana Amarilla, el brillo de las estrellas se mide en Magnitud y la usada por los astrónomos profesionales, es la magnitud absoluta, que sirve para comparar unas estrellas con otras si todas estuvieran a la misma distancia y así poder clasificarlas.

Ahora bien, para poder hacer esto, tendremos que extrapolar la magnitud relativa, (que si recordáis, es aquella que medimos sin tener en cuenta a que distancia esta el astro), a magnitudes absolutas, y para esto… si es necesario saber a que distancia se encuentra.

Los primeros intentos para conseguir medir estas distancias, ya comenzaron en el siglo XVIII (James Bradley), pero los instrumentos de la época no permitieron realizar medidas con ellos. Estos intentos fueron hechos mediante el método de la paralaje, que consiste en medir el Angulo que se desplaza, un objeto contra el fondo cuando lo vemos desde diferentes lugares… que en nuestro caso, será el Diámetro de la orbita Terrestre.

El ejemplo mas usado para poder visualizar esto, es extender el brazo, levantar el Pulgar y abrir y cerrar cada ojo independientemente, al encontrarse estos en diferente posición, vemos como la del pulgar cambia respecto al fondo mas alejado.

La dificultad para esto, ya que los ángulos que se debían medir son muy pequeños, hizo que en el siglo XIX solo se consiguieran unas 60 Paralajes, y con bastante error. Posteriormente y con la instrumentación existente, se pudieron medir la Paralaje de unas 2000 estrellas, estas son las que se encuentren a una distancia de unos 20 Parsecs (1 Parsec* 3.26 AL). Y no… no son muchas, pero pensemos que la estrella mas cercana, Próxima Centauri, solo se mueve contra el fondo, 0.762″ de arco, lo que se traduce en un calculo de 1.31 Parsecs o 4.27 AL.

Para imaginarnos estas medidas, recordemos que un a circunferencia se divide en 360º, pues dividámosla entre 1.296.000″ y cojamos uno de ellos, pues aun se miden valores inferiores y a esto se deben de sumar, la dificultad que imponen las distorsiones atmosféricas.

Todo esto cambio, en Agosto de 1989, cuando se lanzo el satélite espacial Hipparcos de la Agencia Espacial Europea (ESA), que en sus 3.5 años de trabajo (Marzo de 1993), midió la paralaje de unas 118.000 estrellas, con una precisión de 1 milisegundo de arco y más de un millón, con menor precisión (20/30 ms de arco).

Once años después, empezó a operar el satélite GAIA, también de la ESA. Con él se consiguieron medir la paralaje de más de 1.400 millones de estrellas y esta vez con una precisión de 20 μs de arco. Esto permitió conocer la distancia con mucha seguridad de todas estas estrellas y entre ellas la de unas muy especiales, las conocidas como Cepheidas, que son el siguiente escalón de esta escalera… subamos un peldaño mas.

No podemos hablar de este tipo de estrellas, sin hablar de la persona que descubrió la importante peculiaridad que estas tenían… Henrietta Swan Leavitt, gracias a ella, se construyo el siguiente peldaño, y las distancias se pudieron comenzar a medir, cuando la paralaje ya no se podía utilizar para continuar en ese momento.

Leavitt, comenzó a trabajar en el Observatorio del Harvard Collage en 1893, bajo la dirección de Edward Charles Pickering, en el grupo de mujeres conocidas como «Las calculadoras de Harvard». Su función era anotar los datos de tamaño , que indicaba a su vez, el brillo de cada una de las estrellas que salía en las imágenes tomadas en diferentes sectores, a lo largo también de diferentes momentos del año.

Después de muchos años de anotaciones, observar placas fotográficas y cálculos, un buen día de 1904 , se percato de que algunos tipos de estrellas variables situadas en la Pequeña Nube de Magallanes, pulsaban de una manera peculiar. Su brillo subía rápidamente y bajaba mas lentamente a lo largo del tiempo, pero de una manera muy, pero que muy regular y su pulsación estaba relacionada con su brillo. Este descubrimiento, se lo comunico a Pickering, el cual también se dio cuenta de la importancia de esta relación y encargo mas placas fotográficas encomendando a Henrietta estar pendiente de este tipo de estrellas variables.

**Ref: Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud**

En 1912, H. Leavitt escribió un articulo de tan solo tres paginas, en el cual explicaba esta relación entre el periodo y la luminosidad de 25 de estas estrellas situadas en la Pequeña Nube de Magallanes. Desafortunadamente y debido a la poca valoración que se tenia en esa época por al trabajo de las mujeres en este campo (y en otros muchos), fue firmado por Pickering, aunque no dejo de anotar en el mismo, que había sido desarrollado por Henrietta, quizás en un intento de darle el reconocimiento del trabajo a ella.

En 1924 el brillante matemático Sueco y acérrimo defensor de la igualdad de la mujer en la ciencia Gösta Mittag-Leffler, al enterarse del descubrimiento de Leavitt, se intento poner en contacto con ella, para comunicarle que quería proponerla para el premio Nobel de Física Desgraciadamente no lo consiguió, Henrietta había muerto tres años antes, en 1921 y marcho sin haber sido reconocida como hubiera sido de justicia.

Una vez hecho un poco de bien merecido recuerdo histórico de Henrietta, ya que opino que cada vez que se hable de Cepheidas, se debe hacer mención de ella y dar recuerdo a la sagaz descubridora de esta nueva vara de medida. Veamos ahora por que son tan sumamente importantes en Astronomía.

Esta peculiaridad de las Cepheidas, hace que si conocemos sus magnitudes relativas y sus periodos, al medir las distancias a las que se encuentran por paralaje, podremos calcular su brillo intrínseco o magnitud absoluta, y sorpresa… esto nos permite realizar una calibración en base a esta relación periodo/luminosidad y calcular también la magnitud absoluta de cualquier otra situada en cualquier otro lugar, aunque este tan alejada que no podamos usar paralaje.

Con solo medir su pulso o periodo y su magnitud aparente… solo con esto, ya podremos realizar el calculo de su distancia.

Dicho de otra manera, a periodos iguales, brillo intrínseco igual o misma magnitud absoluta, podríamos decir que estas dos estrellas situadas lejos una de otra… son idénticas.

Así que una vez hechas las calibraciones y conociendo estos dos datos, Periodo (P) y magnitud aparente (m_ap), ya se podrá hallar la Magnitud absoluta (M_ab) de la Cepheida usando la relación de Leavit.

M_ab ~ -2,78 Log (P/10 dias) -4,13

Y con ella, calcular su distancia (d) en años luz.

m_ap = M_ab+5 log (d /32.6)

Con este método, los astrónomos estaban en posición de medir la distancia a unos objetos que aun no se habían podido medir y que estaban haciéndolos tener acaloradas discusiones entre la comunidad científica, la nebulosa de Andrómeda era uno de ellos. Una parte de los astrónomos, decía que estaban dentro de nuestra Galaxia, al igual que otras que no eran nada más que gas iluminado por las estrellas que tenían en su interior, la otra parte opinaba, que se encontraba fuera de ella, pero no tenían modo de demostrarlo, al no poder medir su distancia.

El telescopio de 2.5m de Monte Wilson fue inaugurado en 1917 y en 1919, un joven astrónomo empezó a trabajar en este observatorio, este astrónomo era Edwin Powell Hubble, que se centro en principio en las nebulosas espirales que tanta polémica entre su comunidad estaban generando. En 1923, entre todas las estrellas de la nebulosa de Andrómeda que estaba señalando como Novas, una resulto ser una variable… pero no cualquier variable… resulto ser una Cepheida que una vez calculada su distancia, mediante la relación descubierta por Leavitt, cambio por completo nuestra imagen del tamaño del Universo… había aumentado a unos limites hasta entonces no imaginados, zanjando también la polémica, sobre las nebulosas espirales, que pasaron a ser Galaxias por propio derecho, similares e independientes de la nuestra. .

El calculo que realizo Hubble, le dio una distancia de 1.5 millones de años luz, hoy en día, con una mejor calibración de las Cefeidas, se sabe que su distancia es de unos 2.5 millones de años luz, aun así, su medida demostraba su independencia de nuestra Galaxia.

Me gustaría aclarar un detalle que se puede llegar a pensar. Cuando intentamos visualizar el tamaño de nuestra propia Galaxia y las distancias que separan las estrellas dentro de ella, nos damos cuenta en lo enormes que son y que esta medida podría hacernos pensar a sur vez, en los enormes errores que se comenten cuando se miden las distancias de la nuestra a otra, al usar solo unas pocas estrellas para ello. Pero en astronomía, hay que pensar a lo grande… no hay otra manera, y como las distancias a las otras Galaxias no es que sean enormes, es que son inimaginables, podemos decir, que todas las estrellas que la componen, están a la misma distancia de nosotros, asumiendo estos errores como mínimos, pero tranquilos, ahí están los astrónomos, buscando como hacerlos cada vez mas pequeños.

Dado que las variables probablemente se encuentran a casi la misma distancia de la Tierra, sus períodos aparentemente están asociados con su emisión real de luz, determinada por su masa, densidad y brillo superficial.
Henrietta Swan Leavitt

Y con esto terminamos la primera parte de este Post, en el siguiente, continuaremos viendo como la escalera continua aumentando de peldaños y se consiguen medir distancias aun mas lejanas, calibrando las distancias de los nuevos métodos con los anteriores.

Un saludo y buenos cielos desde: