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Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea

 

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Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea
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Mapa de la Vía Láctea. Crédito: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt

 

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.

 

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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.

 

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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.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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