La primera de ellas ocurrió en 1913, cuando un astrónomo llamado Vesto Melvin Slipher consiguió medir, después de años de trabajo, la velocidad de la nebulosa M31, ya saben: el objeto número 31 del catálogo Messier, al que hoy en día también podemos referirnos como galaxia de Andrómeda.
Según los datos de Slipher, la nebulosa M31 se acercaba a nosotros a una velocidad de 300 kilómetros por segundo. En aquella época, Slipher trabajaba en el observatorio Percival Lowell y no tardó en aplicar las técnicas que había utilizado para estudiar la luz de M31 a otras nebulosas del mismo tipo. En agosto de 1914, Slipher había estudiado ya la luz de 15 nebulosas y presentó sus resultados en el congreso de la Sociedad Americana de Astronomía [7]. La mayoría de medidas realizadas por Slipher podía asociarse a velocidades radiales de recesión –una excepción precisamente era la primera que había obtenido, la correspondiente a M31, que correspondería a una velocidad de aproximación–. Lo que era aún más importante: la mayoría eran velocidades mayores o como mínimo más o menos iguales que la correspondiente a M31. Un par de nebulosas parecían alejarse de nosotros a 1000 y a 1100 kilómetros por segundo, respectivamente.
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| Vesto Melvin Slipher (1875-1969) |
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| Tabla de velocidades de Slipher. Datos obtenidos por Slipher. Como se puede observar, hay un pequeño gazapo: no es 300 km, es 300 km/s. (Captura de pantalla del artículo original Spectrographic observations of nebulae, Publicado en Popular Astronomy, XXIII, pag. 21-24, 1915). | Crédito: Captura de pantalla del artículo original Spectrographic observations of nebulae, Publicado en Popular Astronomy, XXIII, pag. 21-24, 1915 |
Estos datos eran muy desconcertantes porque nunca se habían medido velocidades tan altas. La correspondiente a las estrellas era de unas decenas de kilómetros por segundo en todos los casos conocidos, es decir, uno o dos órdenes de magnitud inferior. ¿Cuál era la naturaleza real de los objetos que Slipher y otros estudiaban con ahínco? ¿Formaban parte del mismo sistema del que formaba parte nuestro Sol y las estrellas que lo rodean?
Ya en aquella época hacía tiempo que no todas las máculas del firmamento eran iguales. Con la mejora en los telescopios y en los métodos de observación, los astrónomos habían empezado a distinguir sutiles diferencias entre ellas y sospechaban que tras el nombre genérico de nebulosas se escondían fenómenos muy diferentes. Herschell había bautizado como nebulosas planetarias a aquellas que aparecían bajo la mirada de los telescopios de la época como una estrella tenue envuelta en un halo difuso. Esta configuración, les hizo creer a él y a otros astrónomos de la época que se trataba de sistemas solares equivalentes al nuestro en los primeros estadios de su formación. Se equivocaron. En realidad, las nebulosas planetarias no son sistemas solares incipientes sino más bien todo lo contrario: hoy en día se sabe que en realidad son los restos de estrellas que han llegado a sus últimos días y han sufrido una serie de procesos violentos que han desembocado en la expulsión de la mayor parte de su envoltura externa hacia el espacio. Cuando en el s. XIX se consiguió medir la velocidad a la que este tipo de nebulosas se acercaban o alejaban de nosotros se comprobó que en todos los casos era parecida a la que se medía para las estrellas.
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| Galaxia de Andrómeda fotografiada en 1899 por Isaac Roberts. Hasta 1913 no se consiguió realizar medidas en su espectro. |Public domain photo of from A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Volume II, The Universal Press, London, 1899 |
Existía otro tipo de nebulosas en el firmamento, de luz mucho más difusa y por lo tanto mucho más difícil de estudiar. Eran las nebulosas espirales y era este tipo el que estudiaba Slipher. Él fue el primero en conseguir realizar medidas en el espectro de estas nebulosas, aunque otros astrónomos no tardaron en corroborar sus resultados. Aun y así, los números que obtenían eran tan sorprendentes que hubo algunos que pusieron en duda que el hecho de que la luz se volviera más roja o violeta –o, como dirían los astrónomos, el espectro se desplazara al rojo o al violeta- se debiera a una velocidad de recesión o de aproximación. Quizá, propusieron, las capas más externas de estos objetos se contraían o se expandían, como en algunas estrellas pulsantes. Otros consideraron que la interpretación de los datos de Slipher como velocidades de recesión o aproximación era fiable y publicaron artículos al respecto.
Entre estos últimos se cuentan Truman, Young y Harper, que incluso se aventuraban a afirmar que los mismos parecían corroborar la hipótesis de que la galaxia se movía con sus propios movimientos aleatorios entre el conjunto de espirales. La lectura de los artículos de Truman, Young y Harper revela que en ellos no hay germen alguno que luego derivara en la concepción moderna del Universo, excepto quizá el hecho de que veían las nebulosas espirales como objetos extragalácticos –cosa que en aquella época era aún objeto de controversia-, pero tanto en un caso como en otro consideraban que se movían de forma aleatoria. Truman se pregunta en su artículo si no será cierta la hipótesis de Slipher de que las nebulosas espirales se mueven de canto y Harper y Young llaman Universo a nuestra galaxia [8]. Aún quedaba un largo trecho por recorrer. El consenso en la comunidad de astrónomos estaba lejos aún porque había una gran incertidumbre sobre la naturaleza de las nebulosas y, principalmente, sobre la distancia que las separaba de nosotros.
Poco después de que Harper, Young y Truman publicaran sus respectivos artículos, en las ecuaciones con las que se estudiaba la velocidad de estos objetos el astrónomo Paddock, del observatorio Lick, introdujo un término K en el que poder recoger todos los efectos no debidos al desplazamiento sino a fenómenos desconocidos que pudieran producirse en ellos, como, por ejemplo, la contracción o expansión de sus capas externas. A partir de entonces, todos los artículos publicados sobre el tema incluirían ese término. Sin embargo, siguió sin alcanzarse un consenso.
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| Estos desplazamientos espectrales eran el material con el que realizaban sus medidas los astrónomos de la época. Están tomados del libro de Edwin Hubble The Realm of the Universe publicado en 1936. Las primeras líneas del pie de foto rezan: “Las flechas sobre el espectro de las nebulosas apuntan a las líneas H y K del calcio y muestran cuánto están desplazadas estas líneas hacia el extremo rojo del espectro. El espectro de comparación corresponde al del helio.” |
A partir de los primeros años de 1920 empieza a sospecharse que podía haber alguna relación entre la lejanía de las nebulosas y su velocidad de recesión. En 1922 el astrónomo Adriaan van Maanen llegó a la conclusión de que las nebulosas más alejadas de nosotros tenían también una velocidad de recesión mayor. Se basó en una premisa tan sencilla y cotidiana como que cualquier objeto se ve cada vez más pequeño a medida que se aleja del observador, supuso que todas las nebulosas espirales observadas, o al menos la mayoría, tenían el mismo tamaño estándar y las agrupó en tres conjuntos: las que ocupaban más de 10’ de arco en el firmamento, las que ocupaban menos de 5’ y las que estaban entre ambos extremos. Observó que las del primer grupo, las supuestamente más cercanas pues aparentaban ser las más grandes, se alejaban de nosotros a una velocidad media de 339 km/s, las del grupo intermedio a 474 km/s y las aparentemente más lejanas a unos 826 km/s. Evidentemente, la premisa de la cual partía condenaba las conclusiones a las que llegaba a no ser más que un indicio y no la conclusión definitiva de esta historia. En 1925, a Knut Emil Lundmark se le ocurrió la idea de que el término K podía ser en realidad una función cuadrática de la distancia en lugar de una constante. De la génesis de la idea nos encargaremos más adelante.
De momento bastará recordar que una función cuadrática es lo mismo que un polinomio de grado dos como los que se estudian en secundaria –o se estudiaban, quizá actualmente se considere que no hay que torturar a los pobres alumnos con cosas tan complicadas como un polinomio de segundo orden-. Su representación es muy sencilla: K=k+lr+mr^2, donde r es la distancia a la nebulosa estudiada. Lundmark obtuvo un valor para m muy pequeño e interpretó sus resultados como que tiene que haber un valor límite en la velocidad de recesión de las nebulosas.
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| Edwin Powell Hubble (1889-1953) |
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| Milton Humason (1891-1972) |
El terreno ya estaba preparado para que pocos años después, en 1929, Hubble publicara, después de retenerlo durante un año, su primer artículo sobre el tema: A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae [9]. En él sigue el procedimiento matemático habitual para tratar los datos pero introduce una innovación fundamental: decide despreciar el término correspondiente a r2 y trabajar con un término K proporcional a r, simplemente. Como resultado, obtiene lo que hoy en día se conoce como ley de Hubble: la velocidad de recesión de las nebulosas extragalácticas es directamente proporcional a la distancia que nos separa de ellas. En un entorno local, es decir, pequeño comparado con el resto del Universo, podía ocurrir que se impusiera la fuerza de atracción gravitatoria y las galaxias se acercaran en lugar de alejarse una de otra –eso es precisamente lo que ocurre entre nuestra galaxia y la de Andrómeda-, pero a grandes distancias la tendencia a la separación se impone y la velocidad de recesión es directamente proporcional a la distancia: cuanto más lejos, más deprisa se aleja la nebulosa extragaláctica correspondiente.
Antes de seguir me gustaría hacer dos comentarios. El primero es respecto a las palabras “entorno local”: la distancia que nos separa de la galaxia de Andrómeda es de unos dos millones y medio de años luz, es decir, una distancia tal que la luz, viajando como viaja a su increíble velocidad de 300000 km/s, tardaría en recorrer dos millones y medio de años; es una distancia inimaginablemente grande para cualquier actividad cotidiana, como la de ir a comprar el pan, por ejemplo, y a mucha gente puede que le de miedo –y lo digo por experiencia-, pero a nivel cosmológico una distancia semejante no es más que un tiro de piedra y todo lo que quede comprendido en ese tiro, e incluso un poco más allá, forma parte del entorno local, el vecindario, y los efectos gravitatorios predominan sobre los de recesión. El segundo es sobre el nombre “nebulosa extragaláctica”: el lector avispado habrá notado que el autor de estas líneas ha introducido sin previo aviso un nuevo tipo de nebulosa. Que no cunda el pánico más allá de lo razonable. El propio Hubble había demostrado en un artículo de 1925 que las nebulosas espirales eran objetos extragalácticos: se trataba de lo que hoy llamamos “galaxias”. El artículo de 1925 de Hubble zanjó el debate que había abierto entre los astrónomos aún en aquella época al respecto y allanó el terreno para su trabajo posterior.
Volverá a salir más adelante. De momento, este texto seguirá anclado alrededor del artículo que Hubble publicó en 1929 porque la intención del autor es dar más detalles al respecto de los que ha dado hasta ahora, intención que quizá abrume a algunos lectores pero que el autor cree imprescindible para divulgar no sólo el conocimiento científico sino también el largo, arduo y laborioso camino que lleva hasta él. Como decía Tucídides: “Hay que escoger: descansar o ser libres”, y no es la intención de este autor hacer descansar a sus lectores.
Como se puede observar en la tabla siguiente, extraída directamente del artículo de Hubble de 1929, la lista de nebulosas se ha ampliado respecto a la de Slipher y el valor de algunas de las velocidades es diferente:
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| TABLA 1 – DATOS DE HUBBLE DE 1929: datos hubble 1929 Pie de foto: Datos utilizados por Hubble en el artículo de 1929 (captura de pantalla a partir del artículo original de 1929). | Crédito: Captura de pantalla a partir del artículo original de 1929 |
Hubble, con el telescopio más grande del mundo en aquellos años a su disposición, el Hooker del observatorio de Monte Wilson, no se había limitado a usar los datos publicados por Slipher, como habían hecho otros astrónomos, sino que los había reelaborado con ayuda de Humason, su asistente en aquella época en Monte Wilson. En el artículo explica que hay disponibles velocidades radiales de 46 nebulosas pero el propio Hubble admite que sólo dispone de distancias fiables para 24 de ellas. Primero realiza los cálculos para las 24 nebulosas, luego las agrupa en 9 grupos y vuelve a realizar los cálculos tomando cada uno de los grupos como antes había tomado las nebulosas individuales. Obtiene dos valores diferentes para la constante de proporcionalidad, pero lo suficientemente similares como para que sus barras de error asociado se solapen, tal y como puede apreciarse en la siguiente tabla, tomada directamente del artículo de Hubble:
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| TABLA 2 – DOS VALORES PARA K: dos valores para k Pie de foto: El parámetro K acabará convirtiéndose en la constante de Hubble de nuestros días. (Captura de pantalla a partir del artículo original de Hubble de 1929). | Crédito: Captura de pantalla a partir del artículo original de Hubble de 1929 |
En esta tabla, el término K es en realidad la constante de proporcionalidad entre la velocidad de recesión y la distancia a la que se encuentra la nebulosa y es lo que en el futuro se conocería como constante de Hubble. Como se puede observar, con la primera forma de tratamiento de los datos, Hubble obtuvo un valor de 465±50 km/s/Mpc y con la segunda uno de 513±60 km/s/Mpc. Estas cifras están expresadas en kilómetros por segundo por megapársec, es decir, las nebulosas extragalácticas se alejarían de nosotros, en promedio, a unos 500 kilómetros por segundo por cada megapársec de distancia que nos separara de ella. El pársec es una unidad de medida de longitud que se usa en Cosmología. Equivale aproximadamente a 3.26 años luz, por lo tanto un megapársec (Mpc) será 3.26 millones de años luz. La siguiente ilustración está tomada directamente del artículo de Hubble y es la representación gráfica de los datos manejados por Hubble y de la metodología empleada:
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| PRIMER GRÁFICO 1929: grafica1929-Hubble | Crédito: Captura de pantalla a partir del artículo original de Hubble de 1929 |
En el mismo artículo, Hubble anuncia el inicio de un programa exhaustivo de observación en el que Humason se encargaría de tomar medidas de desplazamientos espectrales, es decir, se encargaría de medir las velocidades de aproximación o de recesión, con el objetivo de ampliar los datos disponibles. El fruto de estas medidas se materializaría en un nuevo artículo publicado en 1931, The velocity-distance relation among extragalactic nebulae, Astrophysical Journal, vol. 74, p.43, en el que el número de datos ha crecido mucho [10]. El nuevo valor obtenido para la constante de proporcionalidad es de 558 km/s/Mpc y la representación gráfica de los datos puede verse en la siguiente figura, tomada directamente del artículo de Hubble y Humason:
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| SEGUNDO GRÁFICO 1931: grafica1931-Hubble-Humason Crédito: Captura de pantalla a partir del artículo original de Hubble de 1931 |
Antes de pasar al siguiente capítulo de esta historia, no estará de más resaltar un detalle de cierta relevancia. Si se comparan los dos artículos, salta a la vista que el de 1931 es mucho más exhaustivo y elaborado que el de 1929. El autor de estas líneas opina que hay motivos para pensar que en esta exhaustividad no sólo cuenta el hecho de que Hubble disponía de más datos a la hora de la elaboración del artículo publicado en 1931, también puede tener su importancia el hecho de que uno de los pocos astrónomos que se había atrevido a criticar seriamente el trabajo de Hubble de 1929 había sido Harlow Shapley, y ante el escepticismo de Shapley es muy probable que Hubble, con su personalidad competitiva forjada en los terrenos deportivos, se creciera y estuviera ansioso por ofrecer al contrario una respuesta contundente, abrumadora y totalmente irreprochable. Y, por supuesto, siempre sin aparentar el más mínimo esfuerzo y siendo fiel al más estricto fair play, como mandan las normas de los gentlemeningleses.
Continuará...
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