MEXIKO, v1, n8, 10 julio de 2009

MEXIKO, v1, n8, 10 julio de 2009
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Nicolás Copérnico propuso en 1543 el modelo heliocéntrico del sistema solar
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Pláticas Populares sobre Astronomía, Astrofísica y Cosmología
en 2009, Año Internacional de la Astronomía.
david bahena, PhD
El modelo heliocéntrico del sistema planetario, confirmado por las observaciones astronómicas y los cálculos
matemáticos, cambio la visión del mundo. Sus repercusiones fueron muy relevantes desarrollándose el
conocimiento científico hasta nuestros días con importantes descubrimientos más allá del sistema solar. Ahora se
sabe que no hay un centro y, más aún, que el universo está en expansión.
1- La Revolución copernicana
1.1 Sistema heliocéntrico de Copérnico
«Los Diálogos» de Platón, desconocidos durante el
medievo, se empezaron a estudiar en las
universidades. Aunque la tradición platónica era
hacia la abstracción más que a la observación del
mundo natural, estaba imbuida con un punto de
vista matemático de la naturaleza y demandaba de a
cualquier teoría sobre el cosmos que reflejara la
armonía y simetría del mismo.
El modelo planetario de Ptolomeo dejaba
muchas insatisfacciones, entre otras, el movimiento
basado en epiciclos y el movimiento de la Luna que
implicaba un tamaño aparente variado, y se discutía
acerca de la estabilidad de la Tierra y del período
anual del Sol y los planetas.
Nicolás Copérnico (1473 – 1543) expresó
su insatisfacción y en un manuscrito llamado
«Comentariolus» postuló un modelo centrado en el
Sol, en el cual, la Tierra se vuelve un planeta con la
Luna como su satélite, asignando un nuevo orden a
los ahora seis planetas, sin necesidad de equantes
ptolemaicos.
En 1543 fue publicado «De
Revolutionibus». El Libro I es un tratado sobre el
cosmos relacionado con la estructura fundamental
del mundo. En este libro se demuestra la propuesta
de que la Tierra es un planeta que orbita al Sol, al
igual que los demás planetas, formando un sistema
coherente e integrado. En los siguientes libros se
demuestra la construcción de tablas planetarias
adecuadas a partir de modelos geométricos con el
Sol en el centro.
Una de las consecuencias de este modelo
era que los planetas podían dividirse en dos grupos:
los que orbitaban a la Tierra exterior e
interiormente. Así, fue definido el orden correcto,
comprobándose por la medición de sus distancias
respecto del Sol.
La complejidad del sistema heliocéntrico no
lo hizo accesible en un principio. Por lo demás,
Copérnico siguió manteniendo a la esfera de las
estrellas, se conservaba el movimiento circular de
los planetas y la medición de la distancia Tierra-Sol
era imprecisa, lo mismo que las dimensiones del
universo.
Culmina así la etapa platónica orientada a
desarrollar modelos geométricos que reprodujeran
los movimientos observados de los planetas. El
modelo heliocéntrico de Copérnico significó el
inicio de una verdadera revolución de enormes y
diversas consecuencias. El lugar de la Tierra pasó
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del centro a un modesto tercer lugar contradiciendo
a los dogmas religiosos.
Copérnico avanzó en la solución
cinemática, es decir, cómo se mueven los planetas,
y abrió nuevos problema, ahora dinámicos, sobre la
causa de tales movimientos. Sin embargo, no pudo
prescindir del movimiento planetario circular ni de
los epiciclos ptolemaicos. Tampoco pudo abandonar
a la esfera celeste y colocó a las estrellas sobre una
bóveda enorme pero finita.
Giordano Bruno (1548 – 1600), convencido
copernicano proclamó en 1584, en «Del Universo
infinito y los mundos» (1584), que existía un
número innumerable de soles y un número infinito
de tierras alrededor de estos soles pero no dio una
explicación. Thomas Digges (1546 – 1595) publicó
su versión del sistema copernicano con un sistema
solar rodeado de una distribución infinita de
estrellas.
1.2 Observaciones astronómicas de
Brahe
Tycho Brahe (1546 – 1601) fue el encargado de
llevar la revolución a las observaciones
astronómicas. La observación de la supernova de
1572 mostró que el firmamento de los planetas y
estrellas no era incambiable. Esta “estrella nueva”
contradecía a la teoría aristotélica aceptada de los
cometas a los que consideraba de naturaleza
terrestre (atmosférica). Pero, en 1577 se observó un
cometa en Praga y Brahe concluyó que era celeste
localizado entre los planetas. Esto era muy relevante
pues implicaba que las esferas sólidas que
transportan a los planetas no existen.
La inteligencia de los ángeles para mover a
los planetas no podía seguir aceptándose pero ahora
era más difícil explicar su movimiento. En 1575,
Tycho construyó el observatorio de Uraniborg,
desarrollando instrumentos y un intenso programa
observacional; acumuló una gran cantidad de datos
y compiló un catálogo de 777 estrellas.
Tycho propuso un nuevo sistema que pronto
reemplazó al ptolemaico. El sistema copernicano
era atractivo pero, por razones religiosas, el
movimiento de la Tierra se consideraba absurdo.
Entonces, en el sistema de Brahe, la Tierra está en
reposo en el centro, y la Luna y el Sol orbitan
alrededor de ella. Los otros cinco planetas son
satélites del Sol y transportados juntos con éste
alrededor de la Tierra. En la parte más externa se
localizaban las estrellas.
1.3 Orbitas elípticas de Kepler
El estudio de la dinámica fue introducido por
Johannes Kepler (1571 – 1638). En 1596 publicó
«Misterio Cosmográfico» con las relaciones
geométricas para las órbitas planetarias. Cada órbita
es representada por una esfera y la separación entre
una y otra está definida por uno de los cinco sólidos
regulares (tetrahedro, cubo, octaedro, dodecaedro e
icosaedro).
En 1600, Kepler arribó al observatorio de
Tycho Brahe en Praga y empezó a trabajar acerca de
la órbita de Marte. El heliocentrismo de Copérnico,
los registros observacionales de Brahe y la filosofía
sobre el magnetismo de Gilbert, le permitieron a
Kepler descubrir las leyes del movimiento.
Encontró que los movimientos de Marte, y los
demás planetas, no se ajustaban a órbitas circulares
sino elípticas con el Sol en uno de sus focos. En
1609 publicó la «Nueva Astronomía». La
contribución de Kepler modificó al heliocentrismo
copernicano.
En la «Armonía del Mundo» (1619), a la
manera pitagórica, los movimientos del firmamento
son una música continua de voces comprensibles al
intelecto pero no al oído. Las notas se generan por
los planetas conforme se mueven alrededor del Sol
variando sus velocidades y distancias.
La astronomía de Kepler le permitió en
1627 la elaboración de las «Tablas Rudolfinas»,
más precisas que las copernicanas.
1.4 Observaciones telescópicas del cielo
Con el uso del telescopio, Galileo Galilei (1564 1642) pudo mirar al cielo mejor que sus
predecesores. En 1609, Galileo observó a la Vía
Láctea como una combinación de estrellas. En 1610
observó que Júpiter era orbitado por cuatro satélites.
Con ello modificaba al sistema copernicano que
solamente había hecho referencia a la Luna, satélite
de la Tierra.
Al observar a la Luna Galileo encontró que
distaba de ser un disco perfecto, de acuerdo al
cosmos aristotélico, sino que tenía una superficie
irregular. En «Mensajero Celeste» (1610) Galileo
publicó sus descubrimientos.
Luego hizo tres descubrimientos más: El
Sol, considerado símbolo de la perfección, tenía
manchas que rotaban con el movimiento del mismo;
Saturno, cuyos anillos no pudieron ser resueltos
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observacionalmente; y, Venus que mostraba fases
como la Luna, resultando incompatibles con la
geometría de Ptolomeo.
Tanto en el «Mensajero Celeste» como en
«Cartas sobre las Manchas Solares» (1612), Galileo
no hizo estridente su apoyo a la teoría heliocéntrica
de Copérnico. Sin embargo, la iglesia católica
estaba al tanto de sus investigaciones y, en 1614,
fue denunciado desde el púlpito de Florencia. Según
sus detractores, Galileo contradecía a las Escrituras,
especialmente el Libro de Josué, donde se indica
que éste mandó detener al Sol, mismo que no podía
Galileo poner en movimiento.
Después, fue prohibido el «De
Revolutionibus» de Copérnico y el cardenal jesuita
Roberto Bellarmino, el mismo que condenó a
Giordano Bruno a ser quemado vivo en la hoguera
por difundir la teoría copernicana, notificó a Galileo
que se abstuviera de seguir pensando que el sistema
copernicano era cierto.
Galileo escribió el «Diálogo de los Dos
Grandes Sistemas del Mundo» publicado en 1632.
El libro es una discusión sobre los méritos relativos
de Ptolomeo y Copérnico. El Diálogo da una
brillante presentación de las ventajas de la
cosmología copernicana y de las evidencias
telescópicas en su favor. La publicación del libro,
motivó que Galileo fuera sometido a juicio por la
Inquisición, obligado a retractarse y condenado de
por vida al arresto domiciliario. Con su trabajo,
Galileo sostuvo que la teoría de Copérnico no era
una hipótesis sino la verdad, aunque no consideró
las aportaciones de Kepler.
El universo de Galileo todavía retenía
lugares privilegiados, tales como el centro de la
Tierra, alrededor del cual las bolas podían rodar, o
el Sol alrededor del cual los planetas orbitaban, en
círculos. Sin embargo, las observaciones
astronómicas galileanas y su interpretación
emanciparon a la ciencia de la religión.
1.5 Universo infinito y uniforme de
Descartes
René Descartes (1596 – 1650) propuso un universo
infinito y uniforme, con un espacio lleno de materia
indiferenciada moviéndose bajo las leyes del
impacto. Descartes ponderó el problema del método
e intento dudar de todo alegando la verdad sin
conocer fronteras.
En el razonamiento de Descartes, el espacio
y el movimiento geométricos era el espacio y el
movimiento del mundo real. También concluyó que
la materia podía moverse en el espacio, ya que,
materia y espacio son idénticos. Consecuentemente,
el vacío, o espacio sin materia, era completamente
absurdo. Entonces, no habría diferencia entre una
región y otra, y el universo entero sería totalmente
uniforme. Las diferencias eran resultado del
movimiento.
En el universo Cartesiano los cuerpos eran
creados por el movimiento. En principio, el
movimiento tendía a ser en línea recta pero en la
práctica tomaba la forma de circulación de materia
en forma de “remolino o vórtices”. El Sol fue uno
de estos vórtices hechos de materia cuyos
movimientos la hicieron invisible. Esta materia
invisible llevó a orbitar los planetas.
Descartes imaginaba que el vórtice
alrededor de una estrella degenerada podría colapsar
y que la estrella podría pasar a otro vórtice.
Dependiendo de la situación dinámica, la estrella
podría volverse un planeta o un miembro del nuevo
vórtice o cometa, en cuyo caso podía pasar de este
vórtice al otro.
Descartes sostenía la inmutabilidad de Dios
que había creado el espacio/materia infinitos. En
1644 publicó los «Principios de Filosofía». Según
éstos, el Sol era una de las innumerables estrellas en
un espacio homogéneo y sin límites, y los planetas
circulaban alrededor del Sol en trayectorias
resultantes de la inercia rectilínea modificadas por
fuerzas mecánicas de impacto.
Copérnico argumentó que el firmamento
estrellado estaba en reposo y removió el obstáculo
de localizar las estrellas a distancias ilimitadas de la
Tierra. Galileo y Kepler pensaron que el universo
era finito. Con Descartes, las estrellas estaban
dispersas a través de un universo infinito.
1.6 Gravitación universal de Newton
Las tres leyes de Kepler eran aproximaciones. La
tercera ley implicaba que la velocidad del planeta es
inversamente proporcional a la distancia del planeta
al Sol pero Newton demostró que debía
modificarse. En 1666 Robert Hooke ((1635 – 1703)
desarrolló ideas sobre la interacción del Sol con la
Tierra y la Luna, sostuvo que la Tierra era atraída
no solamente por el Sol y la Luna sino por los
demás planetas y que esta fuerza interplanetaria era
la gravedad.
La fuerza atractiva disminuía con el
incremento de la distancia. Chistiaan Huygens
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(1629 -1695), que había medido la distancia a las
estrellas, comparando al Sol y a Sirio, pensó en una
ley inversa del cuadrado. Para ello, Newton
consideró que eso sería correcto porque la órbita de
los planetas es una elipse.
En 1687 aparecieron los «Principios
Matemáticos de la Filosofía Natural» (Principia) de
Newton mismos que tuvieron un gran impacto al
establecer que la gravitación es un fenómeno
universal. La gravedad es la causa de que la Luna se
mueva alrededor de la Tierra, debido a esta fuerza la
Tierra y los planetas giran alrededor del Sol y las
estrellas no permanecen en reposo, se atraen.
La física newtoniana puso fin a la física
aristotélica, suprimiendo las esferas celestes. El
sistema solar era apenas una región del espacio, las
estrellas eran las verdaderas componentes del
universo. Se definieron, entonces, los fundamentos
de la astronomía y una pléyade de matemáticos
implementaron el programa newtoniano, entre otros,
Jean Le Rond D’Alembert, Leonhard Euler, Joseph
Louis Lagrange y Pierre Simon de Laplace quienes
desarrollaron la formulación matemática de la
mecánica clásica.
En 1796, Laplace (1749 – 1827) publicó la
«Exposición del Sistema del Mundo» explicando el
surgimiento de un sistema solar estable. En el
principio había existido una nebulosa gigante o
vórtice alrededor del Sol, y los planetas y sus
satélites podrían haberse condensado de esta
materia en remolino mediante la atracción de unas
partículas a otras. Esta suposición podría
considerarse por el hecho que los planetas y sus
satélites giraban alrededor del Sol en la misma
dirección y casi en el mismo plano. Las oscilaciones
en el movimiento del sistema solar podrían ser el
resultado de relaciones espaciales que han
sobrevivido del origen caótico del sistema.
En 1781, William Herschel (1738 – 1822)
descubrió a Urano. Luego, se descubrieron los
primeros asteroides. Luego, en 1845, Urban Jean
Losephp Le Verrier (1811 – 1877) predijo la
existencia de Neptuno, mismo que fue descubierto
poco después.
Modelo heliocéntrico de Copérnico
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Primera ley de Kepler. El movimiento planetario ocurre
en órbitas elípticas
Newton propuso que la gravitación es un fenómeno universal
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2- El universo de estrellas
2.1 Más allá del sistema solar
Los astrónomos de la antigüedad y de la Edad
Media no cambiaban su brillo y posición de las
estrellas. La observación de las supernovas de 1572
y la de 1604, sin embargo, indicaba que esas
“estrellas” podían cambiar de brillo. En 1662,
Johannes Hevelius observó la variabilidad de la
estrella Mira y, en 1781, John Goodricke (1764 –
1786) observó a Algol.
Newton estimaba que las estrellas estaban
fijas y sin movimiento. Pero, en 1718, Edmond
Halley (1656 – 1743) publicó las «Transacciones
Filosóficas», anunciando el descubrimiento de
estrellas que tenían un movimiento llamado
“propio”. En 1818, Friedrich Whilelm Bessel (1784
– 1846) publicó «Fundamenta Astronomia»
conteniendo 300 posiciones estelares que
permitirían medir los cambios futuros en la posición
de las estrellas.
Para medir la distancia a las estrellas se
empezó utilizando a la paralaje que producía
distancias en múltiplos del radio de la órbita de la
Tierra, llamadas “unidades astronómicas” (UA). La
distancia a las estrellas más cercanas y brillantes
resultó en cientos miles de UA. En 1670, Ole
Romer (1644 – 1710) había demostrado que la
velocidad de la luz, siendo muy grande, era finita.
James Bradley (1693 – 1762) consideró que la luz
de las estrellas alcanzaba a la Tierra a la misma
velocidad. La velocidad de la luz era una constante
y Bradley calculó que la luz tomaba 8 minutos y 12
segundos en alcanzar la Tierra desde el Sol.
En 1837, Wilhem Struve (1793 – 1864)
midió el movimiento propio de estrellas binarias.
2.2 El universo newtoniano y la oscuridad
del cielo
La consideración de Newton respecto a que las
estrellas estaban “fijas” sin movimiento relativo
entre ellas abría interrogantes. ¿Si la gravedad es
universal cómo podrían las estrellas estar en reposo?
Su solución fue que, en el principio, la Providencia
dispuso un sistema infinito de estrellas sin
movimiento, un sistema que fue (casi) simétrico y
por tanto (excepto en el muy largo plazo) estable.
Después de un cierto tiempo, la falta de perfecta
simetría llevó a movimientos que se hicieron
considerables amenazando con llevara la
destrucción del orden original a través del “colapso
gravitacional”. La Providencia intervino y empujó a
las estrellas atrás de sus posiciones originales. Es
decir, Newton mantuvo su pensamiento en Dios
como el gran relojero.
Newton no tuvo mucho interés en la Vía
Láctea. William Stukely (1687 – 1765) consideró la
luz emitida colectivamente por las estrellas. Si el
sistema de estrellas fuera simétrico e infinito “todo
el hemisferio (del cielo) podría haber tenido la
apariencia de la penumbra luminosa de la Vía
Láctea”. En 1721, Halley argumentó que “si el
número de estrellas fijas fuera infinito toda la
superficie de su Esfera aparente podría ser
luminosa”. Pero no hubo explicación convincente.
En 1823, H.W.M. Olbers (1758 – 1840)
demostró que si solamente 1 parte en 800 de la luz
era perdida en su viaje desde una estrella a la
siguiente, esta pérdida podría ser suficiente para
explicar la apariencia del cielo nocturno.
En 1734, Thomas Wright (1711 – 1786)
propuso que el Sol y otras estrellas ocupaban un
espacio con forma de capa esférica, con la morada
de Dios en la parte media. Fuera estaba la
oscuridad. Estando las estrellas sin movimiento, su
sistema podría colapsar bajo su mutua atracción
gravitacional y, entonces, caer en la morada de
Dios. El Sol y las estrellas debían evitar ese destino
viajando en órbitas alrededor de ese centro divino.
En su «Teoría Original de la Nueva
Hipótesis del Universo», el Sol era una de las
innumerables estrellas que juntas formaban un
sistema esférico rodeando al centro divino. Para
explicar a la Vía Láctea el sistema de estrellas
formaba un anillo aplanado que rodeaba al centro
divino. Las estrellas visibles desde la Tierra podían
ocupar un espacio en forma de disco localizado en
un lado del anillo.
2.3 El espacio y el tiempo de Kant
Immanuel Kant (1724 – 1804) refutó las
concepciones de Newton y Leibnitz sobre el
espacio. La concepción de Kant sobre el espacio y
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el tiempo implica que éstos son formas de
percepción a priori, es decir, son existentes sin
apelar a la experiencia previa.
En su obra pre-crítica, «Historia General de
la Naturaleza y Teoría del Cielo» (1755), Kant
diseñó la hipótesis de la nebulosa protoestelar,
deduciendo correctamente que el Sistema Solar se
formó de una gran nube de gas o una nebulosa. De
este modo intentaba explicar el orden del Sistema
Solar, anteriormente visto por Newton como
impuesto por Dios desde el comienzo. Kant también
dedujo correctamente que la Vía Láctea era un gran
disco de estrellas, formada asimismo a partir de una
nube giratoria. Además, sugirió la posibilidad de
que otras nebulosas podían ser igualmente grandes
discos de estrellas distantes, similares a la Vía
Láctea, lo que dio origen a la denominación de
“Universos Isla” para las galaxias, término en uso
hasta bien entrado el siglo XX.
En «Crítica de la Razón Pura» (1787)
sostuvo que la representación del espacio no es un
producto de la experiencia, sino, una condición de
posibilidad necesaria que sirve de base a todas las
intuiciones externas. El espacio es la condición de
posibilidad de existencia de todos los fenómenos y,
el tiempo, es una condición formal a priori de todos
los fenómenos y posee validez objetiva en relación
solo con los mismos.
Según la “Estética Trascendental” de Kant,
el origen de todos nuestros conocimientos está en
los sentidos. El espacio es la forma que aportamos
para las representaciones externas. El tiempo es la
forma pura que previamente aportamos tanto para lo
externo como para lo interno.
Kant da dos argumentos para su teoría sobre
el espacio y el tiempo como formas de percepción a
priori. En el primero, el espacio no es un concepto
empírico que ha sido derivado de nuestra
experiencia externa. En el segundo, nunca podemos
representarnos a nosotros mismos la ausencia de
espacio pero sí como un vacío de objetos.
Dos argumentos para el espacio y el tiempo
como formas de intuición eran: primero, “la
unicidad del espacio y el tiempo. De cualesquiera
dos regiones del espacio se puede decir que hay una
ruta espacial que podría tomarse de una a otra. En el
caso del tiempo, de dos tiempos distintos
cualesquiera, debe ser cierto que uno es antes o
después del otro”. El segundo argumento indica que
“Todas las partes del espacio coexisten ad
infinitum”. Esto implicaba que el espacio y el
tiempo están hechos de un número infinito de
partes. Con un número infinito de partes no pueden
ser conceptos sino individualidades que tienen un
número infinito de partes en ellos.
En 1750, Thomas Wright propuso un
modelo de universo según el cual las estrellas
estaban distribuidas uniformemente en un plano
infinito en el cual se encontraba el Sol. Esta es la
apariencia de la Vía Láctea. Pero esto era
incompatible con la teoría de la gravitación de
Newton porque podría colapsar. Entonces, Kant
planteó que los planetas so atraídos por el Sol pro
no caen sobre éste porque giran a su alrededor y la
fuerza centrífuga compensa a la gravedad. Esto
mismo podría aplicarse a la Vía Láctea. Las
estrellas describirían gigantes órbitas alrededor del
centro galáctico y su fuerza centrífuga impediría el
colapso (Hacyan 1986).
Más aún, Kant sugirió la existencia de otras
Vías Lácteas semejantes, cuyo conglomerado de
estrellas se verían como manchas luminosas debido
a sus enormes distancias, son las llamadas
“nebulosas”, señaló Kant.
2.4 Los universos –islas
Mediante la construcción de potentes telescopios, en
1774, William Herschel (1738 - 1822) observó la
nebulosa de Orión. Hacia 1781, había visto
solamente tres más. Mientras, Charles Messier
(1730 -1817) había publicado un catálogo con más
de 100 nebulosas. Con la colaboración de Caroline
Herschel, en 1802, las nebulosas conocidas se
habían incrementado a 2,500.
En 1785, Herschel publicó una estadística
astronómica derivada del conteo de estrellas. Su
objetivo era determinar la forma de la Vía Láctea.
Como Wright, Kant y Lambert consideró que la
Galaxia era el efecto óptico de nuestra inmersión en
una capa de estrellas y supuso que las estrellas
estaban distribuidas uniformemente. En su esquema
de la Galaxia, el Sol estaba cerca del centro de ésta
y las distancias relativas de las estrellas
demostraban bordes en la Galaxia inferidos del
conteo de estrellas.
John Herschel (1792 – 1871) observó el
hemisferio sur, en 1838, publicó un libro con 1,700
nebulosas y cúmulos y 2,100 estrellas dobles, así
como, cientos de conteos de estrellas.
En 1887, 55 científicos de 19 naciones
fueron invitados para formar una comisión
internacional que elaborara la «Carta del Cielo»,
cuya publicación del catálogo se completó hasta
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1964. En 1904, la Academia de Ciencias de los
Estados Unidos promovió la cooperación
internacional y, en 1919, se formó la Unión
Astronómica Internacional (IAU).
2.5 La luz de las estrellas
A partir de la teoría de Newton sobre la luz y los
colores, Joseph Fraunhofer (1787 – 1826) inició el
desarrollo de la espectroscopía analizando los
cientos de líneas producidas por la luz del Sol.
Robert Bunsen (1811 – 1899) y Gustav Kirchoff
(1824 – 1887) anunciaron en 1859 que las diversas
líneas están asociadas con los elementos químicos,
lo que permitiría conocer la composición química
de las estrellas.
En 1845, J.B.L: Foucalt (1819 -1868) y A.H.-L. Fizeau (1819 -1896) introdujeron la fotografía
como una herramienta para la investigación
astronómica que tendría un gran impacto. Al mismo
tiempo, continuó el desarrollo de grandes
telescopios. Se realizaron los primeros mapas
fotográficos del cielo. Luego, se hizo una
clasificación de los espectros estelares
relacionándolos con la temperatura de las estrellas y
su color, intentándose el primer esquema de
evolución estelar.
En 1868, William Huggins (1824 - 1910), al
examinar e interpretar los espectros de diversas
nebulosas de varias formas y tamaños descubrió la
nebulosidad “verdadera”. La espectroscopía
también dio información acerca del movimiento de
las estrellas en el cielo. En 1842, Christrian Doppler
(1803 - 1853) propuso que el color de la luz de las
estrellas podría ser afectado por la velocidad de las
mismas; la longitud de onda de la luz de una estrella
que se aleja podría ser alargada y, por tanto, la luz
podría enrojecerse. El efecto Doppler existe pero
esta formulación no es correcta en detalle debido a
que la velocidad de una estrellas es muy pequeña
comparada con la velocidad de la luz.
El efecto Dopler permitió explicar el
espectro de estrellas binarias. Estudiando el brillo
de las estrellas se definio las “magnitudes visuales”
y, en Harvard, Annie Ump Canon (1863 – 1941)
publicó entre 1918 y 1924 el Catálogo Henry
Draper conteniendo el tipo espectral y las
magnitudes de 225,000 estrellas.
Hacia 1910 se empezaban a conocer
importantes datos de las estrellas individuales. Estos
eran el tipo espectral, o índice de color, ó
temperatura de la estrella; y, la distancia a una
estrella que permitía calcular la “magnitud
absoluta” o luminosidad. La relación entre la
magnitud y el tipo espectral de las estrellas fue
determinado en 1913 por Henry Norris Russell
(1877 – 1957). El diagrama llamado HerzprungRussell se volvió de crucial importancia para
entender la evolución de las estrellas y constituye
una herramienta de la astrofísica.
Las diferencias de los espectros de los
diferentes tipos de estrellas fue explicado en 1920
por Meghnad Saha (1894 – 1956). En 1925, Cecilia
Payne-Gaposchkin (1900 -1979) estableció la
relación entre la temperatura y la clase espectral de
una estrella. Al considerar la relativa abundancia de
los elementos sugirió que el hidrógeno era el más
abundante en las estrellas.
En 1924, Arthur Eddington (1882 - 1944)
determinó la relación masa-luminosidad
estableciendo que las estrellas más masivas son más
luminosas. A partir de la relación de Einstein para la
equivalencia de masa y energía, Eddington propuso
en 1926 en su libro «La Constitución Interna de las
Estrellas» que el hidrógeno podría transformarse en
helio y constituir la fuente de energía de las
estrellas. La fusión termonuclear fue propuesta en
1939 por Hans Bethe. Ese mismo año, se utilizó con
fines militares.
2.6 La estructura de la Galaxia
William Herschel en 1785 había intentado
establecer la estructura de la Galaxia considerándola
como un efecto óptico. John Herschel consideró a la
Vía Láctea como un cúmulo central rodeado por
estrellas concentradas en brazos. En los 1840s, el
telecopio de Lord Rosse reveló la forma espiral de
algunas nebulosas. En 1847, Wilhem Struve , con
base en el análisis estadístico del conteo de estrellas
de Herschel, concibió un universo en el cual había
un placo central de extensión ilimitada, en el cual,
las estrellas estaban distribuidas con alto grado de
uniformidad.
Hugo von Seeliger (1849 – 1924) y Jacobus
Cornelius Kapteyn (1851 - 1922) consideraron que
para entender a la Galaxia como un todo era
necesario el estudio de las estrellas visibles
individuales. Para ello, se necesitaban datos de sus
posiciones, magnitudes aparentes y movimientos
propios. La tarea se redujo a muestras
representativas selectas del cielo, compartidas entre
un gran número de observatorios. Como resultado,
el Sol se encontraba localizado en el centro de la
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Galaxia, cuyo diámetro era de pocos cientos de
años-luz.
En el Observatorio de Harvard, Henrietta
Leavitt (1868 - 1921) había examinado las estrellas
variables en las fotografías de la Pequeña Nube de
Magallanes (SMC). En 1918, publicó una lista de
1,777 estrellas variables y para 16 de éstas había
determinado el período. Encontró que mientras más
grande era el período, más brillantes eran las
estrellas. Encontró una relación períodoluminosidad que tendría grandes consecuencias.
En 1784, John Goodricke había descubierto
la variabilidad de las estrellas Cefeidas. Los
cúmulos globulares eran ensamblajes esféricos de
cientos de miles de estrellas. Para medir la distancia
a esos cúmulos, Shapley supuso que la relación de
Leavitt para las Cefeidas en la SMC podría
aplicarse a las Cefeidas en los cúmulos globulares.
En 1917, Shapley estimó la distancia a los
cúmulos más remotos en 200,000 años-luz. Este
valor era mayor que el estimado para el diámetro de
la Galaxia. Además, los cúmulos estaban
concentrados en la dirección de Sagitario y
distribuidos simétricamente a ambos lados del plano
galáctico y el diámetro de la Galaxia podría ser de
300,000 años-luz.
Con el modelo de Shapley, anunciado en
1918, el Sol fue removido del centro galáctico y la
Galaxia se convirtió en la estructura dominante del
Universo.
Como consecuencia, la estabilidad del
sistema galáctico requería que el Sol y las estrellas
vecinas se movieran en órbitas alrededor del centro
de la Galaxia.
La aplicación de la fotografía al mapeo del
cielo incrementó rápidamente el número de
nebulosas gaseosas encontradas en la Vía Láctea.
En 1845, el telescopio de Lord Rosse había
revelado que M51 tenía forma de espiral. Luego, se
observaron estructuras más regulares. En 1899, las
fotografías de Isaac Roberts (1829 - 1904)
mostraron evidencias de la rotación de las nebulosas
de Andrómeda y del Remolino. Durante los años
1920’s se produjo un debate entre Harlow Shapley y
Hebert D. Curtis acreca de la estructura del
universo.
En 1923, Edwin Hubble (1889 – 1953) se
dedicó a la búsqueda sistemática de novas en
Andrómeda. En 1924, descubrió Cefeidas allí y
estimó su distancia en 1 millón de años-luz. Con
ello, la Galaxia perdió su pre-eminencia pues no era
la única, había otras galaxias.
M42, Nebulosa de Orión
2009 kosmos 1 (8) 11
M31, Galaxia de Andrómeda
Cúmulo globular NGC 5139 Omega Centauri
2009 kosmos 1 (8) 12
3- Expansión del universo
Las mediciones de Slipher de 1925 sugerían que las
nebulosas eran cuerpos independientes, fuera del
control gravitacional de la Galaxia, consistentes con
los universos-islas de Hubble.
En 1918, Carl Wirtz (1876 – 1939) había
desarrollado un método para estudiar el movimiento
de las estrellas. En 1924, en un artículo titulado «La
cosmología de De Sitter y el movimiento de las
nebulosas espirales», reportó una relación entre la
distancia y la velocidad estimando que mientras más
distante está la nebulosa más rápidamente recederá,
es decir, se alejará.
Hubble identificó las estrellas individuales
más luminosas que las Cefeidas y las utilizó como
los objetos estándard en las galaxias más distantes.
En 1929 había determinado las velocidades radiales
y distancias para 24 galaxias, y publicado una
gráfica de las velocidades como función de la
distancia. Aunque la dispersión era grande había
una relación lineal demostrando que para cada
millón de parsecs (1 Mpc) la velocidad de recesión
se incrementaba en kilómetros por segundo. Es
decir, la velocidad de recesión de las galaxias es
proporcional a la distancia. La proporcionalidad se
conoce como constante de Hubble y la relación
como Ley de Hubble.
Así como existen cúmulos de estrellas en la
Galaxia, Hubble pensó en la existencia de cúmulos
de galaxias en el universo. Hubble y Humason
(1891 – 1972) midieron el corrimiento al rojo de las
galaxias más brillantes. Esto implicaba que si la
constante de Hubble podía medirse se podría
calcular la distancia.
El corrimiento al rojo fue interpretado
inicialmente como un efecto Doppler, es decir,
debido al movimiento de la galaxia lejos del
observador y medido en kilómetros por segundo.
Esto implicaba que el universo se estaba
expandiendo.
Esta interpretación fue casi simultánea con
la solución en 1924 de las ecuaciones de Einstein
que sugerían a un universo en expansión.
La interpretación de la expansión sugería
que en el pasado las galaxias estaban juntas y a
tiempos tempranos el universo estaba
extremadamente denso. El intervalo de ese
momento al presente sería la “edad del universo”.
Ley de Hubble
Referencias
Copérnico N. 1999, Revoluciones de las Orbitas Celestes, IPN.
Galilei G. 1999, Mensajero Sideral, IPN.
Hawking S. 1996, Historia del Tiempo Ilustrada, Crítica.
Hawking S. 2004, A Hombros de Gigantes, Crítica.
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Hoskin M.A. 19997, The Cambridge Illustrated History of Astronomy, Cambridge University Press.
Kant 2009, en http://es.wikipedia.org/wiki/Kant
Kant 2009, en www.gla.ac.uk/.../MartynSandy/kant.htm
Rice M., Rael R., Riggs T. 2009, Edwin Hubble Changed Our Ideas About the Universe, en
http://www.voanews.com/specialenglish/2009-04-28-voa2.cfm.mht
Sagan C. 1993, Cosmos, Planeta.