Como se Mide el Universo

El ser humano esta acostumbrado a medir, etiquetar y catalogar todo y a hacerlo mediante un sistema de medidas de referencia adecuado a las necesidades diarias teóricas y prácticas. La medición y catalogacion del universo ha sido una tarea que no ha escapado a esta tradición de compilación de datos y conocimiento para su posterior análisis y estudio.
Pero, a la vista de la enormidad del tamaño del universo, alguna vez nos hemos hecho la pregunta, ¿Cómo se pueden medir distancias en el universo y comprobar su veracidad? Pues bien, el desarrollo del conocimiento humano hace tiempo que consiguió dominar con precisión este arte de la ciencia astronómica.
El universo tiene una extensión tan grande que en realidad no sabemos hasta donde se extiende. Lo único que sabemos a ciencia cierta, nunca mejor dicho, es hasta donde podemos alcanzar a ver, cual es nuestro horizonte en el universo. Este horizonte no es otro, que el radio del universo observable, también conocido como horizonte de partículas. Con él identificamos la distancia a los objetos más lejanos que podemos observar, es decir los primeros objetos lumínicos que se formaron en las primeras fases posteriores al Big Bang.
Para expresar pues, las distancias en el universo, se utilizan algunos términos y conceptos que nos son muy familiares pero otros no lo son tanto. Así para medir distancias no se utilizan las medidas métricas terrestres habituales sino medidas vinculadas a una de las características mas destacadas de nuestro universo, la luz.
Por otro lado, también se manejan sistemas de medición de la misma forma en que se utilizan en la Tierra (masa, volumen, la densidad y la temperatura). En este caso las unidades de medida son las mismas que en la Tierra, sólo que los valores que se obtienen no pueden compararse con los terrestres porque medimos en otra escala muy diferente, una escala universal.
Pero una vez, dicho algo tan básico, vamos a fijarnos un poco en como se miden estas distancias. Como existen diveras formas de medir diferentes objetos cosmicos, vamos a poner ejemplos en varios de los casos típicos y estudiados por los astrónomos.
El primero de estos casos es la Luna. La Luna es el satélite que ha permitido a la Tierra ser lo que es. Sin ella la vida no se habría dado como tal y como la conocemos y junto con Júpiter ha sido un escudo durante miles de millones de años que ha salvado a la Tierra de imnumerables colisiones de asterorides y cometas.
El interés que ha suscitado la Luna desde el principio de los tiempos tomo un nuevo impulso con las misiones Apolo que la visitaron a finales de los 60 y principios de los 70. Los astronautas de estas misiones dejaron en la Luna unos pequeños “retrorreflectores” que permitieron realizar mediciones entre esta y la Tierra gracias a un poderoso laser que se hacía impactar (y rebotar) en los “espejos” situados en la superficie.
El tiempo que tarda este laser en llegar a la Luna y volver a la Tierra es de unos 2 segundos y medio, gracias a que los telescopios en la Tierra recogen el destello que regresa a esta tras impactar el laser original enviado a los “retrorreflectores”. La medición de este tiempo permitió establecer la distancia a la Luna mediante una sencilla formula. El tiempo que tarda el rayo de luz en llegar a la Luna y volver se multiplica por la velocidad de la luz y el resultado se divide entre dos, para establecerse la distancia entre los dos objetos.
Estas mediciones tienen un margen de error de tan sólo 5 centímetros y como casi constantemente se realizan estas pruebas, se ha comprobado que la Luna hoy se encuentra 30 centímetro mas alejada de la Tierra que cuando llegaron las primeras misiones Apolo.
La siguiente parada en el estudio de mediciones de distancias en el Universo, son los planetas. En este caso al quedar descartado la utilización de “retrorreflectores”, se hacía necesario la utilización de otro tipo de método. En un principio se utilizaron formas que se basaban en la velocidad de la luz y el paralaje (“Diferencia entre las posiciones aparentes que en la bóveda celeste tiene un astro, según el punto desde donde se supone observado”). Con la aparición del radar, este pasó a utilizarse para medir dichas distancias de una forma mucho mas precisa.
Enviando ondas de radio hacia un planeta y recibiéndolas posteriormente (muy posteriormente…) en forma de una onda eco muy débil, tras rebotar en las superficies rocosas de estos. Este método, conocido como radioastronomia, permitió estudiar planetas rocosos como Mercurio, Marte o Venus y se convirtió en una de las ramas mas importantes para el estudio del universo.
Sin embargo, este sistema solo puede ser utilizado en objetos con superficie rocosa, lo que nos es aplicable a planetas como Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno ya que no reflejan las ondas de radio debido a su composición gaseosa.
Al igual que en el Sol, el radar no puede utilizarse para realizar mediciones de estos cuerpos gaseosos. En lugar de eso, se utiliza la ley del movimiento planetario, la tercera de las leyes formuladas por Johannes Kepler en 1618 que establece que el cuadrado del tiempo en el que un planeta recorre su órbita alrededor del Sol (denominado periodo orbital) es igual al cubo de la distancia medida entre dicho planeta y el Sol.
Mediante esta ley formulada por un científico que apenas disponía de su propio tiempo y recursos para investigar, se pudo establecer la distancia promedio entre la Tierra y el Sol siglos después. El resultado, 149.597.870 millones de kilómetros.
Esta unidad se convirtió de facto, en una referencia mas lógica para medir distancias en el universo. Paso a denominarse UA (unidad astronómica) y aunque no es una unidad de gran referencia no tiene la extrema precisión que caracteriza a otras mediciones de astros y objetos.
Por último, vamos un paso más allá. ¿Cómo medir la distancia a las estrellas cercanas?
Estos astros se encuentra a distancias millones de veces mas lejanas que el Sol. Por ello, no es de extrañar que se tengan que utilizar otros métodos para realizar las mediciones. Uno de ellos, el más importante, es la utilización del anteriormente mencionad, paralaje. Este método se basa en medir el ángulo de movimiento de una estrella entre dos puntos y su relación con la órbita de la Tierra.
Los astrónomos aficionados utilizan un sencillo método para establecer estas distancias de una forma muy curiosa. Sosteniendo el dedo indice frente a la cara y cerrando un ojo, establecemos donde se encuentra nuestro dedo con relación al fondo. Si cerramos el otro ojo y abrimos el otro, se da la sensación que el indice se ha movido. Así, cuanto mas cerca se encuentre el dedo de nuestra cara, mayor es la distancia a la que parece moverse.
Trasladado a la medición estelar, la estrella cercana cuya distancia queremos medir, representa el dedo. Registramos su posición en relación con estrellas muy distantes en dos puntos de la órbita terrestre y cuando medimos el angulo del movimiento aparente de la estrella entre esos dos puntos y conociendo el diámetrio de la órbita terrestre, tenemos a nuestro alcance la distancia al astro.
Cuanto mas nos adentramos en el universo, las distancias se vuelven cada vez más incomprensibles y desconcertantes. ¿Podremos comprender razonablemente algún día cual es la naturaleza del universo, su forma y evolución pasada y futura? En realidad, ya lo estamos haciendo, pero cada vez hacemos preguntas más complejas y dificiles de responder.
Las distancias espaciales se expresan en términos de lo más rápido que existe en el universo: la velocidad de la luz
¿Cómo se mide el universo en que vivimos?
Al alzar la vista hacia el firmamento nocturno, durante los últimos meses del año, en el Hemisferio Norte podemos ver un parche de débil luz en la constelación de Andrómeda. Esta tenue mancha en realidad es un enorme conjunto de estrellas: la galaxia de Andrómeda. Es el objeto más distante visible a simple vista; su luz tarda 2.2 millones de años en llegar a nosotros.
Las distancias espaciales se expresan en términos de lo más rápido que existe en el universo: la velocidad de la luz. Un rayo de luz recorre 9,460 billones de kilómetros en un año, de modo que podemos definir una distancia como el tiempo que tarda la luz de una estrella u otro cuerpo celeste en llegar a nosotros. Esta distancia se expresa en años luz.
Thomson se imaginó al átomo como un hueso de ciruela: una esfera con carga positiva en la cual estaban incrustados como grosellas los electrones con carga negativa. Pero este sencillo modelo no sobrevivió a los experimentos iniciados en 1906 por el físico Ernest Rutherford, que culminaron con la división del átomo. Rutherford dedujo que el núcleo, aunque contenía casi toda la masa del átomo, debía de ser en extremo pequeño. Si el átomo fuera del tamaño de una casa mediana, el núcleo sería apenas como una cabeza de alfiler.
Inicialmente, todo tuvo que aceptarse sólo en teoría, pues no había forma de ver las partículas. Pero poco después el físico inglés Patrick Maynard Stuart Blackett, que inició sus investigaciones hacia 1919, logró captar imágenes de los choques de partículas que producían transmutaciones. Para esto se valió de un aparato llamado cámara de nubes: un vaso de cristal que contenía aire húmedo. Si de pronto se reduce la presión en el vaso, el vapor de agua se condensa en nubes. El proceso de condensación podía desencadenarse al hacer pasar partículas subatómicas cargadas, que dejaban un rastro perceptible en la cámara de nubes.
Blackett registró el aplastamiento del núcleo en una cámara de nubes. Para lograrlo tomó 23,000 fotografías que mostraban los rastros de 400,000 partículas alfa. Sólo en 1925, seis años después de iniciado su trabajo, este notable hombre de ciencias registró ocho rastros ramificados, que mostraban el núcleo de un átomo al recibir el choque.
La cámara de nubes, y posteriormente la cámara de burbujas, en la cual las partículas dejan un rastro de burbujas en un líquido, fueron desde entonces las herramientas básicas de los físicos que estudian las partículas.
Basados en observaciones muy cuidadosas, los astrónomos han podido determinar que el universo está compuesto de aproximadamente 100 mil millones de galaxias.
Las galaxias normalmente se encuentran agrupadas en cúmulos, pero tomado en conjunto el universo parece ser uniforme. Las distancias entre galaxias son colosales (varios millones de años luz). El tamaño del universo es inimaginable: a la velocidad de la luz tardaríamos 30.000 millones de años para ir de un extremo a otro del universo.

EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

¿Cómo sabemos que el universo se expande?
¿Cómo se miden las distancias a las galaxias lejanas?
¿Cómo se mide el movimiento de las galaxias?
Para entender mejor las respuestas a estas preguntas fundamentales de la cosmología moderna, es necesario entender los siguientes conceptos:


Naturalmente, entre más alejada se encuentra una estrella más débil será su brillo. Es así como el brillo aparente de una estrella nos puede ayudar a saber qué tan lejos se halla.
La luz que se observa de una estrella no solamente es afectada por la distancia a la que se encuentra. Si la estrella se mueve, también vamos a percibir cambios cualitativos en la luz que nos llega (Efecto Doppler).
Y si la estrella se encuentra en una galaxia muy lejana, la expansión del universo afecta la luz emitida por la estrella produciendo cambios que también pueden ser medidos. Las longitudes de onda se hacen más largas.
La luz que viene de una estrella se compone de muchos colores o longitudes de onda. A los astrónomos les interesa descomponer esta luz separando los colores que la forman, para investigar la composición química de la estrella. La distribución de energías que porta un rayo de luz para cada longitud de onda es lo que se llama el espectro.
Los espectros estelares también presentan lineas caracteristicas producidas por la absorción de radiación por los átomos de nubes o gas interestelar por donde pasa la luz.
Cuando el espacio mismo sufre una expansión, tal como lo predice la Teoría General de la Relatividad, las longitudes de onda de la luz crecen con la expansión universal. El resultado es que el espectro de la luz que viaja por un espacio en expansión presenta corrimientos hacia el rojo en sus líneas.
Se mide la velocidad de las galaxias. El espectro de la luz también nos da información sobre el estado de movimiento de la estrella. Midiendo el corrimiento de las líneas de absorción en su espectro podemos inmediatamente calcular la velocidad a la cual se aleja o acerca una estrella. Esta información es posible obtenerla gracias al efecto Doppler de la luz y es útil en el estudio de movimientos locales en estrellas relativamente cercanas.
La Ley de Hubble En 1929 pudo establecer el hecho de que el universo está en expansión. ¿Cómo pudo llegar a esta conclusión? Hubble midió las distancias a varias galaxias lejanas y también midió los corrimientos hacia el rojo en sus espectros. Si interpretamos los corrimientos hacia el rojo como efecto de la expansión del espacio nos encontramos con el resultado asombroso que, en promedio, las galaxias se están alejando con velocidades que aumentan proporcionalmente a la distancia que las separa de nosotros. Este hecho implica que el universo tiene una edad finita.
Los astrónomos han descubierto una forma de medir las distancias a objetos que se encuentran tres veces más lejos en el espacio de lo que se podía lograr anteriormente gracias a una clase poco común de estrellas cefeidas variables gigantes.
Las cefeidas clásicas son estrellas con luminosidad pulsante y desde hace tiempo han sido utilizadas como puntos de referencia para medir distancias en el universo cercano. Pero ahora los científicos han descubierto una manera de utilizar las Cefeidas variables de período ultra-largo (en inglés: ULP = ultra long period) como fanales para calcular distancias de hasta 300 millones de años-luz, e incluso más.

La CEFEIDAS como unidad de Medida.

Las cefeidas clásicas son muy luminosas, pero a más de 100 millones de años-luz de la Tierra su señal se pierde entre las de otras estrellas brillantes, dijo Jonathan Bird, estudiante doctoral de astronomía de la universidad estatal de Ohio, quien discutió sus hallazgos en la conferencia de la Sociedad Astronómica Americana del 08/06/2009.
Pero las ULPs componen una rara y extra-luminosa clase de cefeidas que pulsan muy lentamente.
Los astrónomos han creído también por largo tiempo que las cefeidas ULP no evolucionan de la misma forma en que lo hacen las otras cefeidas. Sin embargo, en este estudio los científicos han descubierto la primera evidencia de una cefeida ULP evolucionando igual que una cefeida clásica.
Existen varios métodos para calcular las distancias a las estrellas, y a menudo los astrónomos han tenido que combinar métodos para medir indirectamente una distancia. La analogía usual es una escalera, con cada nuevo método en un escalón superior al otro. En cada nuevo paso los errores se acumulan, reduciendo la precisión de la medición total, de modo que poder saltearse algún escalón se convierte en una herramienta preciosa para sondear el universo.
Krzysztof Stanek, profesor de astronomía de la universidad estatal de Ohio, aplicó en 2006 una técnica de medición directa cuando utilizó la luz proveniente de un sistema estelar binario en la galaxia M33 para medir por primera vez la distancia hasta esa galaxia. M33 se encuentra a 3 millones de años-luz de la Tierra.
Esta nueva técnica que utiliza las cefeidas ULP es diferente. Es un método indirecto, pero este estudio inicial sugiere que el mismo podría funcionar para galaxias que están mucho más lejos que M33.
“Descubrimos que las cefeidas de período ultra-largo podrían ser potencialmente un poderoso indicador de distancia. Creemos que podrían proporcionar las primeras mediciones estelares de distancia para las galaxias dentro de un rango de 50 a 100 megaparsecs (150 a 326 millones de años-luz) e incluso más allá”, dijo Stanek.
Como los investigadores en general no toman nota de las cefeidas de período ultra largo, hay pocas de ellas en el registro astronómico. Para este estudio, Stanek, Bird y el estudiando de la universidad estatal de Ohio José Prieto rescataron 18 cefeidas ULP en la literatura.
Cada una de ellas estaba localizada en una galaxia cercana, como por ejemplo la Pequeña Nube de Magallanes (ver en este blog: Las Nubes de Magallanes). Las distancias hasta estas galaxias cercanas son bien conocidas, de modo que los astrónomos utilizaron este conocimiento para calibrar la distancia a las cefeidas ULP.
Descubrieron que podían utilizar a las cefeidas ULP para determinar distancias con un error de un 10-20%, un rango típico de otros métodos que componen la escala cósmica de distancias.
Las cefeidas de período corto, esas que aumentan y disminuyen su luminosidad en un plazo de pocos días, son buenos marcadores de distancias en el espacio porque su período está relacionado directamente con su luminosidad, y los astrónomos pueden usar esa información de luminosidad para calcular la distancia.
Pero los científicos han pensado siempre que las cefeidas ULP, que varían su luminosidad en el curso de varios meses o más, no obedecían a esta relación. Son más grandes y más luminosas que las cefeidas típicas. De hecho, son más grandes y más luminosas que la mayoría de las estrellas; en este estudio, por ejemplo, las 18 cefeidas ULP se encuentran en un rango de tamaño de entre 12 a 20 veces la masa de nuestro Sol.
Su luminosidad las convierte en buenas marcadoras de distancia, dijo Stanek. Las cefeidas comunes son difíciles de detectar en las galaxias distantes, ya que su luz se mezcla con la de otras estrellas. Las cefeidas ULP son lo suficientemente brillantes como para destacarse.
Durante largo tiempo los astrónomos han sospechado que las cefeidas ULP no evolucionan de la misma forma que las otras cefeidas. Sin embargo, en este estudio el equipo descubrió la primera evidencia de una cefeida ULP evolucionando como lo haría una cefeida más clásica.
Una cefeida corriente se hará muchas veces más fría y más caliente a lo largo de su vida. Entretanto, las capas exteriores de la estrella se volverán inestables, lo que causará los cambios en su luminosidad. Se cree que las cefeidas ULP pasan por este período de inestabilidad solamente una vez, y lo hará en una única dirección: de más caliente a más fría.
Pero a medida que los astrónomos ensamblaron los datos provenientes de diferentes partes de la literatura para este estudio, descubrieron que una de las cefeidas ULP, una estrella de la Pequeña Nube de Magallanes conocida como HC829, se movía claramente en la dirección opuesta.
La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de su tamaño, por ello las variaciones periódicas de la temperatura pueden producir modulaciones en su luminosidad. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar como consecuencia de una serie de contracciones y expansiones radiales de la propia estrella debido a la ionización de una capa de helio causada por el cambio de temperatura. El período de pulsación de una cefeida sería proporcional al valor medio del radio que, a su vez, depende intrínsecamente de las características de la propia estrella. Cuando la estrella está más contraída, aumenta la temperatura en las regiones centrales, por lo que la estrella se calienta y aumenta su brillo. La radiación tiene dificultades para escapar, así que aumenta la presión interior y la estrella comienza a hincharse. Según se expande, la cefeida se hace más transparente, la radiación escapa y la estrella se enfría perdiendo luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio. Es decir, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa. Las cefeidas alcanzan su máximo brillo en el momento de expansión más rápida, cuando la temperatura ha alcanzado un máximo por la contracción y la expansión aún no ha dado tiempo al enfriamiento a pesar de que la superficie estelar radiactiva ya ha aumentado. El tamaño de la estrella oscila entre un 5 y un 10%. El tiempo de vida de una cefeida en este estado de oscilación es del orden de un millón de años. La mayoría de las estrellas de entre 3 y 15 masas solares pasan por esta fase. Las estrellas más masivas tienen periodos más largos: el tener un radio importante, les lleva más tiempo dilatarse.
Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacionarias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final (el centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo (superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales. La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo fundamental.
La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (módulo de distancia). Por este motivo, las cefeidas tienen el importante papel de indicadoras de distancia y han sido utilizadas con este fin continuamente.

La relación enunciada por H. Leavitt es de la siguente forma:

M = a log P + b

donde M es el valor medio de la magnitud absoluta y P el periodo. Como el coeficiente a es negativo, cuanto más luminosa sea la cefeida, mayor será su periodo . Para las cefeidas de tipo I, cuya relación periodo-luminosidad es más exacta, los valores de los coeficientes equivalen a:

a= -1,74 ; b= -0,65

Una vez determinados P y M, podemos medir la distancia a través de la comparación con la magnitud aparente. Es decir, relacionamos la magnitud que sabemos que posee esa estrella con la que vemos nosotros. Para afinar estos resultados, había que calcular lo más exactamente posible el valor de los coeficientes. Para ello se utilizaron las cefeidas más cercanas para calibrar estos valores, para posteriormente calcular distancias con las variables cefeidas más lejanas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1918, utilizando las cefeidas como indicadoras de distancia, se logró medir las dimensiones de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble observa por primera vez cefeidas en M31, M33 y NGC6822, y utilizando esta calibración, determinó sus distancias y estableció así que M31 no es una nebulosa sino una galaxia similar a la nuestra que dista 2,5 millones de años luz. En los posteriores años, Hubble y otros astrónomos se dedicaron a calcular la distancia que nos separa de múltiples galaxias y objetos más cercanos como cúmulos estelares y nebulosas.
Dada la importancia de los datos que aportan las cefeidas, aún hoy en día se estudian sus curvas de luz para calibrar más refinadamente el valor de sus coeficientes. En 2001 el GEA descubrió la cefeida NSV01450. Observaron este astro durante más de 50 noches seguidas en las bandas fotométricas B y V lo que generó más de 5.000 imágenes de CCD que fueron tratadas informáticamente. El análisis de los datos reveló que la estrella tenía un periodo de 12,64 días. Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella pudo determinarse la forma aproximada de su situación en la Vía Láctea respecto de nuestro Sol.


Hace cuarenta años, HV829 pulsaba cada 87,6 días. Ahora lo hace cada 84,4 días. Dos otras mediciones descubiertas en la literatura confirman que el período ha estado disminuyendo continuamente a lo largo de las décadas pasadas, lo que indica que la estrella misma se está encogiendo y haciéndose más caliente.

Los astrónomos llegaron a la conclusión de que las cefeidas ULP pueden ayudar a los astrónomos no solamente a medir el universo, sino también a conocer más sobre la evolución de las estrellas muy masivas.

Algunos de estos resultados fueron reportados en el número de abril de 2009 de Astrophysical Journal. Desde que fue escrito el artículo, los astrónomos de Ohio han comenzado a utilizar el Gran Telescopio Binocular de Tucson, en Arizona, para la observación de más cefeidas ULP. Stanek dice que ha descubierto algunas buenas candidatas en la galaxia M81, pero estos resultados todavía deberán ser confirmados.