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Medir el Universo al ritmo de las cefeidas

Este artículo fue publicado en la revista Hoja de Arena.

La astronomía es una de las ciencias más limitadas que existen. No me mal interpreten, pero es la cosa de tener una sola herramienta directa para comprobar que los modelos y las hipótesis se acercan a la "instantánea" que presenciamos allá arriba. Esta gente que se dedica a estudiar el Universo son los mejores detectives del mundo— le escuché decir una vez a Julieta Fierro, divulgadora y astrónoma, en una charla para público en general, hace ya varios años. Tiene toda la razón. 

Los astrónomos no solo están imposibilitados para hacer experimentos de laboratorio y reproducir la gran mayoría de los fenómenos del Universo —que más quisieran ellos que crear una estrella en dos horas y agitarla en un matraz para ver qué sucede. Pero además, todo su estudio se basa en una sola cosa: la luz. Desde luego cuentan con varios tipos: luz del Sol, luz de la Luna, luz de las estrellas, luz emitida por el gas que, precisamente, forma estas, luz reflejada del polvo y gas en las galaxias, luz infrarroja, ultravioleta, etcétera. La luz, sea cual sea su "taxonomía", es la HERRAMIENTA (con mayúsculas) que le permite a los investigadores entender el Universo, estimar la composición química de los astros, su edad, su tamaño, temperatura y algo muy importante, medir sus distancias.

Desde siempre, una de las grandes incógnitas para el ser humano ha sido qué tan lejos están los objetos celestes. Es, como dicen los expertos en astronomía, un problema fundamental. Por ejemplo, todos hemos visto una Luna llena o al Sol, o mejor aún un eclipse y notamos que ambos cuerpos tienen casi el mismo tamaño. Claro, en apariencia, porque el Sol está mucho más lejos. Pero, ¿cuánto? Bueno, lo mismo se puede preguntar de la multitud de objetos dispersados por todo el Universo.

Conocer con certeza las distancias en astronomía es tan importante que muchos instrumentos modernos, entre ellos el Telescopio Espacial Hubble, fueron construidos con la idea de realizar proyectos específicos para responder esta pregunta. 

Calcular distancias involucra varios métodos, pero el de las estrellas cefeidas es uno de los más interesantes que se han desarrollado. Estos astros tienen la particularidad de cambiar su brillo periódicamente, su luz es un sube y baja de intensidad que cuando se registra en el papel parecen los dientes de un serrucho viejo del maestro carpintero. Y por cierto, deben su nombre a la estrella prototipo, Delta Cephei, que se ubica en la constelación de Cefeo, en el cielo norte.

Las cefeidas existen por doquier en muchas galaxias, principalmente en aquellas con forma espiral como nuestra Vía Láctea y en las que son muy jóvenes.

La primera detección y medición del cambio de brillo en una de estas estrellas la hizo John Goodicke allá por 1786 y encontró, como mencionamos antes, que el ritmo de cambio era bastante regular, de varios días en la mayoría de los casos. Hasta aquí, Delta Cephei no pasó de ser una más de las "curiosidades celestes".
Henrrieta Leavitt

Pero en 1908 la estadounidense Henrietta Swan Leavitt, una de las primeras mujeres astrónomas, detectó algunas estrellas variables en la pequeña nube de Magallanes, una galaxia en el cielo sur, muy joven y en donde actualmente nacen astros a una tasa muy grande. De las casi 12,000 que estudió, unas 16 presentaban el ritmo característico de las cefeidas. Pero no solo eso, Henrietta encontró que cuanto más largos eran los ciclos entre los máximos, más brillantes eran las estrellas, una vez corregidas por su distancia. En otras palabras, si el sube y baja en la luz era más lento, la estrella llegaba a ser más luminosa.

Ahora, eso de corregir la distancia tiene su chiste. Si tomamos miles de focos de 100 Watts y los ponemos igual de lejos de nosotros entonces cada uno se ve igual de brillante; lógico. Pero, si los ponemos a lo largo de una carretera, el primero no se verá igual que el último. Dado que lo brillante de cada foco disminuye con la distancia a nosotros, entonces midiendo la luz de cualquiera en la carretera nos permite calcular qué tan lejos se encuentra. Solo por precisar, el brillo de los focos y también de las estrellas disminuye con el cuadrado de la distancia. 

Regresando a Henrietta, ella trabajó por cuatro años más en ese proyecto y pudo recopilar mejores datos de sus estrellas variables y descubrió que había una relación matemática lineal entre la duración del ciclo y el brillo de estas, la llamada relación periodo-luminosidad de las variables cefeidas. Leavitt encontró que si medimos el periodo de tiempo entre pico y pico y lo graficamos contra el brillo que alcanza cada una, obtenemos muchos puntos que forman casi una línea recta. Esto le permitió encontrar, de manera muy simple, la distancia a cualquiera de esas estrellas y por lo tanto a la o las galaxias que las hospedan. En palabras simples, Henrietta descubrió que las cefeidas funcionaban como cintas métricas bien calibradas y que con ellas es posible medir el Cosmos.

La figura muestra una serie de datos para muchas cefeidas. En el eje x se presenta el periodo (P) y en el eje y la magnitud o brillo de las estrellas. La línea roja muestra el mejor ajuste lineal al conjunto de puntos.


Años más tarde, las variables de Leavitt ayudaron a Edwin Hubble a medir la distancia real entre la Vía Láctea y otras galaxias. Este fue uno de los descubrimientos más importantes de la historia: nuestra Galaxia es solo una entre millones y cada una se ubica a distancias tan grandes que llegar hasta ellas nos tomaría cientos de millones de años viajando a la velocidad de la luz. 

La moraleja de la "detective Leavitt" sería: para medir el Universo hay que seguir el ritmo de las cefeidas.