A horcajadas en el Tiempo

Las Distancias Siderales
Vía Láctea de un extremo al otro. Andrómeda, la galaxia más cercana a la nuestra, está a
unos dos millones de al.
Cuando representamos con una ilustración las ubicaciones de los objetos celestiales,
normalmente concurrimos a cometer un gran disparate que puede llegar a producir una
conclusión equivocada en el lector, ya que en las ilustraciones éstos aparecen muchísimo
más cercanos entre sí de lo que están en realidad.
Si quisiéramos ilustrar la distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Alfa
Centauro, en una escala real, tendríamos que dibujar a ambas estrellas como círculos de 1,3
cm., separadas por 416 Km. en línea recta. Lo anterior, implica que si se nos ocurre dibujar al
La curva superior muestra la variación en el
tiempo de la luminosidad de una cefeida típica.
La luminosidad de esta estrella en especial
varía de aproximadamente mil a dos mil veces
en comparación a la del Sol en un ciclo
cercano a los cinco días. La curva inferior
muestra cómo la luminosidad promedio de las
cefeidas varía de acuerdo a su tiempo de ciclo,
o período. La estrella cefeida que aparece en
la curva superior corresponde a un punto en la
curva inferior.
Sol en Santiago, a Alfa Centauro, entonces, deberíamos ubicarla por ahí, cerca de La Serena, y si lo dibujamos en el barrio San Isidro de Buenos
Aires, su estrella más cercana debería estar en Mar del Plata.
Ahora bien, una hermosa galaxia típica, como nuestra Vía Láctea, contiene –como ya lo hemos señalado anteriormente- unos 100 mil
millones de estrellas, las que se orbitan unas a otras como consecuencia de su interacción gravitatoria y, todas ellas, se pasean en torno al
centro de la Galaxia. Nuestro Sol tarda aproximadamente 200 millones de años en completar una órbita alrededor del centro de la Vía Láctea. En
promedio, las galaxias se encuentran separadas, una de otra, por una distancia aproximada de unos 10 millones de años luz (al), o cien veces el
diámetro de una galaxia. En consecuencia, las galaxias son como enjambres de estrellas aisladas en el espacio como islas cósmicas, o sea,
rodeadas principalmente de vacío por todas sus partes. La hipótesis de Einstein de la homogeneidad debería haberse comprobado en volúmenes
de espacio que contuvieran una multiplicidad de galaxias.
Como ya lo tuvimos viendo en la separata anterior, quizás el mayor descubrimiento de la cosmología moderna fue el que realizó Hubble
en 1929: el universo se expande. Para llegar a esa conclusión, Hubble logró determinar en sus estudios observacionales que realizaba en el
telescopio del Mount Wilson, que las galaxias que cohabitan con la nuestra se están alejando de nosotros en todas direcciones. Para poder
desarrollar este tipo de análisis se requiere de dos tipos de mediciones: la velocidad y la distancia de galaxias vecinas. Desde comienzos de siglo
se sabía que muchas de las nebulosas estaban en movimiento y se alejaban a grandes velocidades de la Tierra. La técnica conocida como el
efecto Doppler fue determinante para esta conclusión. Las galaxias, al igual que todas las fuentes luminosas, emiten luz de colores específicos
(longitudes de onda), relacionados con la composición química de la galaxia. Cuando una fuente de luz está en movimiento, sus colores cambian,
de manera similar a lo que ocurre cuando se altera el tono de una fuente de sonido en movimiento. El tono del silbato de un tren, por ejemplo,
baja a medida que el tren se aleja y sube cuando éste se acerca. Con respecto a la luz, el análogo del tono es el color. Si una fuente de luz se
acerca, sus colores se debilitan, la longitud de onda pasa a ser la del azul, en el extremo del espectro; si la fuente se aleja, sus colores se tornan
más fuertes, hacia el rojo. La velocidad de la fuente de luz en movimiento se puede deducir a partir del grado de esta alteración. A pesar de que
el efecto en la luz es generalmente mínimo, existen instrumentos delicados que pueden detectarlo.
UN VELOCÍMETRO ESPECTRAL
Los cuerpos que cohabitan el cosmos irradian energía en un amplio abanico de longitudes de
onda a lo largo del espectro electromagnético, incluido el estrecho segmento que comprende la luz
visible (gráfico primero de abajo). Para los científicos que se articulan para el estudio del universo, la
luz tiene muchas cosas que decir cuando se logra traducir el efecto Doppler (segundo) que ella
muestra. El marco que lo rige obedece a una de las más sencillas reglas de la física que afirma que la
frecuencia observada de una onda luminosa resulta afectada por el movimiento relativo de la fuente
y del observador, del mismo modo que el tono de la bocina de un vehículo cambia de más alto a más
bajo cuando pasa por nuestro lado.
El espectro estelar varía con la composición química. Cuando la luz generada dentro de una
estrella cruza sus capas gaseosas externas, algunas longitudes de onda son absorbidas por diversos
gases, produciendo un esquema distintivo de líneas oscuras de absorción de las tonalidades irisadas
del espectro (tercero). El espectro de una galaxia (cuarto) muestra también estas líneas puesto que
es una mezcla de los espectros de sus miles de millones de estrellas. Debido al efecto Doppler, el
movimiento de un objeto celeste hará que las líneas de absorción se desplacen de posición a lo largo
del espectro. Se trata de desplazamientos pequeñísimos, y a menudo representan un cambio en la
longitud de onda de sólo unas pocas millonésimas de milímetros. Pero comparando estas posiciones
con las de un conjunto de líneas no desplazadas producidas en laboratorio, los científicos pueden
averiguar dos importantes hechos: si el objeto se encuentra en movimiento hacia la Tierra o se aleja
de ella, y la velocidad a la que lo hace.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_10-05.htm (3 of 7)29/12/2004 23:23:53