Tomás Mazón

Distancias en Astronomía. Las cefeidas.

 

La historia que os voy a contar creo que es una de las más apasionantes que la investigación astronómica nos ha dejado, pero necesita ser leída con algo de atención para que no os perdáis. Yo me he esforzado todo lo que he sabido por hacerme entender, pero vosotros diréis.

Como hemos visto antes, el método de cálculo de distancias por paralaje pronto deja de servirnos puesto que sólo nos es útil para las estrellas más cercanas. El asunto de las distancias había quedado en la vía muerta hasta que Henrietta Leavitt descubrió en 1908 una propiedad asombrosa de algunas estrellas.

 

Ante todo, primero hay que decir que algunas estrellas presentan un brillo variable. La manera en que esto ocurre no es algo todavía bien resuelto, pero el hecho es que es así.

Imaginemos que tenemos dos bombillas de 100 W, y las colocamos a distancias diferentes de nosotros. Ambas emiten la misma luz, y sin embargo el brillo aparente de cada una será distinto por estar una más alejada que otra. Puesto que sabemos que ambas emiten la misma luz al ser de 100 W -o tienen la misma magnitud absoluta en caso de que fueran estrellas- si medimos la diferencia de brillos observada -o de magnitud aparente- podremos hallar a qué distancia están entre sí mediante la ley conocida como del cuadrado inverso: una fuente de luz mostrará sólo la cuarta aprte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava si la distancia se cuadriplica, etc.

 

Pensemos el mismo caso, pero esta vez sin conocer la potencia de cada bombilla. Cada una podría tener una potencia distinta. ¿Podríamos saber a qué distancia están entre sí? Esta vez no, porque aunque mida la diferencia de brillos, ésta no sólo se debe al efecto atenuador de la distancia, sino también a la intensidad luminosa intrínseca de la bombilla. Esto es lo que pasa con las estrellas en general.

 

Sin embargo, supongamos ahora que las bombillas de 100 W tienen un brillo variable, y tardan 5 minutos en cambiar del brillo máximo al mínimo. Nos acabamos de inventar una bombilla-cefeida. Si están a distancias diferentes, los brillos máximos no serán iguales, pero en esta ocasión, al comprobar que sus brillos varían con los mismos 5 minutos de diferencia, sabremos que se trata de bombillas de 100 W y por lo tanto podremos deducir la distancia entre sí a partir de la diferencia medida entre los brillos máximos.

Pues resulta que existe ese tipo de estrellas, y las llamamos cefeidas. Se trata de estrellas variables, que cambian de luminosidad con el tiempo de forma cíclica, pero con la importante particularidad de que cuanto mayor es el brillo que alcanzan, más tiempo dura el ciclo de cambio de luminosidad. Además, todas las cefeidas se comportan igual. Esto fue lo que descubrió Henrietta Leavitt, y con ello ideó la forma de que las cefeidas nos sirvieran para medir distancias en el espacio como si fueran mojones de carretera. La verdad es que su descubrimiento es uno de los que personalmente más me admiran.

 

Pongamos que encuentro dos cefeidas con el mismo período, es decir, que tardan el mismo tiempo desde que alcanzan el máximo y el mínimo de luminosidad. Por la propiedad especial de las cefeidas, podemos decir entonces que su brillo máximo intrínseco es el mismo en las dos estrellas, que tienen la misma magnitud absoluta o que, por ejemplo, las dos son de 100W.

Lo normal es que sin embargo la magnitud aparente observada de los brillos sea diferente. Una cefeida la veremos más brillante que otra sólo porque una estará más cerca que la otra.

De esta forma, la diferencia de brillo observado entre ambas se debe únicamente a la diferente distancia a la que se encuentran de nosotros, puesto que si las juntáramos, ambas brillarían lo mismo. Y esa distancia entre ambas la conocemos de forma inmediata, puesto que sabemos que la luminsidad disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia y no tendríamos más que despejar la formulita. Así que, si conseguimos medir por paralaje la distancia a una cefeida... ¡podremos saber a qué distancia están todas las cefeidas que encontremos con ese mismo período, estén donde estén!

Pongamos por ejemplo, que encontrara una cefeida cercana que por paralaje quedara a una distancia de 50 años-luz, teniendo un período de 100 días. Si encuentro ahora una cefeida muy débil, remota, dentro de una galaxia, pero con el mismo período, mido la diferencia de magnitud aparente y deduzco la distancia a la galaxia.

Imagino la emoción de Leavitt al pensar esto y la impaciencia por encontrar una cefeida lo suficientemente cerca para poder medir su paraje. Sería la llave para conocer las distancias a las nebulosas y a las galaxias, que dicho sea de paso, por entonces no se sabían diferenciar, existiendo el debate de si la única galaxia del Universo era la nuestra o por el contrario, algunas de esas nebulosillas que se veían eran también galaxias.

Sin embargo, resultó imposible encontrar diferencias de posición por paralaje en ninguna cefeida. Estaban demasiado lejos todas. ¡Menuda frustración!

Me apena saber que Henrietta Leavitt falleció joven, con 47 años, y en vida no obtuvo un reconocimiento serio de su fundamental aporte a la astronomía.

 

Por suerte no tardó en llegar una solución al problema, de mano de Ejnar Hertzsprung (sí, el astrónomo que ideó el famoso diagrama de clasificación estelar del que ya hablamos aquí). Tan sólo un año después logró determinar las distancias a varias cefeidas mediante un estudio estadístico del movimiento propio de las estrellas.

¿Qué el eso del movimiento propio de una estrella? Se trata de los cambios de posición de una estrella en su posición en el firmamento. Estos movimientos son bastante aleatorios, aunque las estrellas que nos rodean siguen más o menos el sentido de giro de nuestra galaxia, como arrastradas por la corriente. Además, lógicamente unas se alejan y otras se acercan, y el movimiento del Sol dentro de la galaxia, y con él de la Tierra, también influye en los cambios de posición que observamos en el resto de estrellas.

 

Teniendo todo esto en cuenta, Hertzsprung empezó a hallar los patrones de movimiento en las estrellas cercanas en las que sí se podía obtener la distancia por paralaje, que además por estar más cerca presentaban mayor movimiento propio, y por estadística extrapoló los resultados a estrellas con cada vez menos movimiento propio, sin paralaje, y por tanto más lejanas. Entre éstas ya sí que había algunas cefeidas.

Quizá tengáis un pequeño lío y estéis confundiendo el movimiento propio con el cambio de posición por paralaje. Tenemos que aclarar esto. Cuando vemos cambios de posición por paralaje, lo que observamos es que una estrella cambia de posición en el firmamento, pero al cabo de un año, cuando la Tierra vuelva al mismo lugar que ocupaba en su órbita y el punto de vista que tenemos del firmamento es casi el mismo, la estrella estará en el mismo sitio que habíamos observado inicialmente. Sin embargo, cuando la estrella presenta movimiento propio, al cabo de un año la estrella no estará en el mismo sitio, sino que se habrá desplazado.

 

Lógicamente, las estrellas más cercanas presentan los dos tipos de cambio de posición, tanto por paralaje como por movimiento propio, y esas estrellas fueron las que examinó a fondo Hertzsprung para extrapolar las distancias halladas en ellas a aquellas estrellas que aún llegaban a tener movimiento propio pero ya no paralaje por estar demasiado lejos.

Gracias al ingenio y al trabajo minucioso de Leavitt y Hertzsprung la humanidad dio un gran salto en el conocimiento de la escala del Universo cercano.