Para entender mejor las respuestas a estas preguntas fundamentales
de la cosmología moderna, es necesario entender los siguientes conceptos:
| La distancia a una galaxia lejana se determina estudiando la luz proveniente de estrellas del tipo Cefeida Variable | |
| El espectro de la luz estelar revela la velocidad a la que se mueve la galaxia (efecto Doppler) y la cantidad de expansión que ha sufrido el universo desde que la luz salió de su fuente. | |
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La cantidad de
luz
emitida por una
estrella
(o brillo intrínseco)
depende de su tamaño, de su masa y de su edad. El brillo aparente de una estrella es simplemente la cantidad de luz que recibimos al momento de observarla. El brillo aparente depende del brillo intrínseco y de la distancia. Entre más alejada se encuentra una estrella menos intenso es su brillo aparente. |
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Si conocemos el brillo intrínseco de una estrella y al mismo tiempo medimos su brillo aparente, entonces es posible calcular la distancia que nos separa de ella. Este método de determinar distancias se basa en la relación entre el brillo aparente y la distancia.
| Algunas estrellas no muestran un brillo constante, sino que por el contrario este cambia cíclicamente entre un máximo y un mínimo. Un ejemplo de este tipo de estrellas variables son las denominadas Cefeidas Variables, que cambian de tamaño (y consecuentemente de brillo) cíclicamente. |
¿Cómo medimos el brillo intrínseco de una estrella? Gracias al trabajo de la astrónoma Henrietta Leavitt podemos resolver este problema. En 1912 ella descubrió que el período de variabilidad de las estrellas variables del tipo Cefeidas, depende de su brillo intrínseco (promedio).
En otras palabras, es posible calcular
el brillo intrínseco de una estrella Cefeida variable si
medimos su período de variabilidad.
Otra manera de medir distancias a galaxias lejanas consiste en usar el brillo de estrellas supernovas del tipo Ia, las cuales tienen un brillo intrínseco conocido teóricamente.
Las supernovas del tipo Ia se producen cuando una
enana blanca
alcanza
la masa de 1,4
masas solares
(los astrónomos llaman a esta masa especial el "límite
de Chandrasekar"). De esta propiedad se deriva el hecho de que
todas las supernovas Ia tienen el mismo brillo intrínseco al momento de explotar.
Por lo tanto basta con medir cuidadosamente el brillo de una supernova Ia y ya
conocemos el brillo de todas las supernovas Ia en el universo (en la práctica
hay que hacer unas correcciones que dependen de qué tan rápido
aumenta y disminuye el brillo durante la explosión).
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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.
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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.
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| Ley de Hubble |
En 1929 el astrónomo americano Edwing Hubble 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 sus velocidades. El resultado asombroso hallado por él es 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. |
| El Universo en expansión |
Si graficamos la velocidad como una flecha con longitud proporcional a la magnitud de la velocidad, un esquema de los resultados obtenidos por Hubble podría ser así: |