Tercera parte de Cosmología
En los años 1920s, Edwin Hubble, utilizando el recién construido telescopio de 254 centímetros del Observatorio de Monte Wilson, detectó estrellas variables en varias nebulosas.


Las nebulosas son objetos difusos cuya naturaleza era un tópico de debate muy álgido dentro de la comunidad astronómica: ¿Eran nubes interestelares en nuestra propia galaxia la Vía Láctea o galaxias completas fuera de la nuestra propia? Esta fue una pregunta difícil de contestar porque era notoriamente difícil medir la distancia a la mayoría de los cuerpos astronómicos ya que no existía un punto de referencia para la comparación.
El descubrimiento de Hubble fue revolucionario por que estas estrellas variables tenían un patrón característico asemejándose a la clase de estrellas denominadas variables Cefeidas.

Anteriormente, Henrietta Levitt, quien formaba parte de un grupo de mujeres astrónomo trabajando en el Observatorio del Colegio de Harvard, había demostrado que existía una fuerte correlación entre el período de una Cefeida variable y su luminosidad (brillo intrínseco) Conociendo la luminosidad de una fuente, es posible medir la distancia a esa fuente midiendo que tan luminoso nos parece a nosotros: entre menor intensidad más lejos se encuentra. Por lo tanto, midiendo el período de estas estrellas (y por consiguiente su luminosidad) y su brillo aparente, Hubble fue capaz de demostrar que estas nebulosas no eran nubes dentro de nuestra galaxia, si no que eran galaxias externas mucho más allá del borde final de nuestra propia galaxia.

El segundo descubrimiento revolucionario de Hubble se basó en la comparación de sus mediciones para la determinación de la distancia en base a las Cefeidas, con las mediciones de las velocidades relativas de estas galaxias. Él demostró que las galaxias más distantes se estaban alejando de nosotros muy rápidamente:
v = H_°d

Donde v es la velocidad a la cual se aleja de nosotros una galaxia y d es su distancia. La constante de proporcionalidad H_° es conocida como la constante de Hubble. La unidad común de velocidad solía medir la velocidad de una galaxia en km/seg, mientras que la unidad más común para medir la distancia a galaxias cercanas se denomina Mega pársec (Mpc) ¡qué es igual a 3,26 millones de años luz o 30.800.000.000.000.000.000 km! Por lo tanto las unidades de la constante de Hubble son (km/sec)/Mpc.

¡El universo no se encontraba estático, por el contrario, se expandía! Este descubrimiento marcó el principio de la era moderna de cosmología. Hoy día, las variables cefeidas permanecen como uno de los mejores métodos para medir las distancias a las galaxias y son vitales para determinar el grado de expansión (la constante de Hubble) y la edad del universo.

¿Qué son las variables Cefeidas?

La estructura de todas las estrellas, incluyendo al Sol y a las estrellas variables Cefeidas, está determinada por la opacidad de la materia en la estrella. Si la materia es muy opaca, entonces toma largo tiempo para que los fotones se salgan del núcleo caliente de la estrella y se pueden desarrollar altas temperaturas y gradientes de presión en la estrella. Si la materia es casi transparente, entonces los fotones se mueven fácilmente a través de la estrella y eliminan cualquier gradiente de temperatura. Las estrellas Cefeidas oscilan entre dos estados: Cuando la estrella se encuentra en su estado compacto, el helio en una capa de su atmósfera está ionizado en forma sencilla. Los fotones se desparraman del electrón unido en los átomos de helio ionizados, por lo tanto la capa es muy opaca y se generan grandes temperaturas y gradientes de presión en esa capa. Estas grandes presiones ocasionan que la capa (y toda la estrella) se expandan. Cuando la estrella está en su estado de expansión, el estrato de helio se encuentra doblemente ionizado, así que este estrato o capa es más transparente a la radiación y existe un gradiente más débil a través del estrato. Sin tener el gradiente de la presión que apoye a la estrella contra la gravedad, la capa (y toda la estrella) se contraen y la estrella regresa a su estado comprimido.

Las estrellas Cefeidas variables tienen masas entre cinco y veinte masas solares. Las estrellas con más masa son más luminosas y tienen envolturas más extendidas. Debido a que sus envolturas son más extendidas y la densidad en sus envolturas es menor, su período de variabilidad, el cual es proporcional al inverso de la raíz cuadrada de la densidad de la capa, es mayor.

Esta secuencia de imágenes tomada por el Telescopio espacial Hubble de la NASA muestra una crónica de cambios rítmicos en una clase rara de estrella variable (localizada en el centro de cada imagen) en la galaxia en espiral M100. Este tipo de estrella pulsante es denominado variable Cefeida. La Cefeida en esta imagen del Hubble, dobla su brillo (de 24,5 a 25.3 magnitud aparente) en un período de 51,3 días. Crédito: Dr. Wendy L. Freedman, Observatorios del Carnegie Institution de Washington, y NASA. Pulsa aquí para agrandar.

Dificultades en el uso de Cefeidas

Ha existido un número de dificultades asociadas con la utilización de Cefeidas como indicadores de distancia. Hasta recientemente, los astrónomos utilizaban placas fotográficas para medir los flujos de las estrellas. Las placas eran mayormente no lineales y a menudo producían medidas de flujo defectuosas. Como las estrellas de gran masa tienen vida corta, siempre se las localiza cerca de sus polvorientos lugares de nacimiento. El polvo absorbe la luz, particularmente a longitudes de onda azules donde se tomaban la mayoría de las imágenes fotográficas y si no se corregían adecuadamente, esta absorción de polvo podía llevar a determinaciones de luminosidad erróneas. Finalmente, ha sido muy difícil detectar Cefeidas en galaxias distantes desde tierra: Las variaciones en la atmósfera de la Tierra hacen imposible separar a estas estrellas de la luz difusa de las galaxias que las contienen. Otra dificultad histórica con el uso de las Cefeidas como indicadoras de distancia ha sido el problema de determinar la distancia ha una muestra de Cefeidas cercanas. En años recientes, los astrónomos han desarrollado varios métodos muy confiables e independientes para determinar las distancias a la Gran Nube Magallánica (LMC) y a la pequeña (SMC), dos de las galaxias satélite cercanas de nuestra propia Vía Láctea. Ya que la LMC y la SMC también contienen un gran número de Cefeidas, pueden usarse para calibrar la escala de distancias.

Progreso reciente

Los recientes avances tecnológicos han permitido a los astrónomos salvar un gran número de las dificultades del pasado. Nuevos detectores denominados CCDs (dispositivos de carga acoplada) han permitido mediciones exactas de fluctuación. Estos detectores también son sensibles en las longitudes de onda de infrarrojos. El polvo es mucho más transparente a estas longitudes de onda. Midiendo las fluctuaciones a diversas longitudes de onda, los astrónomos fueron capaces de corregir los efectos del polvo y realizar determinaciones de distancias mucho más exactas.

Estos avances permitieron un estudio más preciso de las galaxias cercanas que comprenden el "grupo local" de galaxias. Los astrónomos observaron Cefeidas tanto en la región interna rica en metal de la galaxia de Andrómeda como en su región exterior pobre en metales. (Para un astrónomo, un "metal" es un elemento más pesado que el helio – el segundo elemento más ligero en la tabla periódica. Tales elementos se producen en las estrellas y son finalmente liberados hacia el medio interestelar a medida que las estrellas se desarrollan) Este trabajo mostró que las propiedades de las Cefeidas no dependían sensitivamente de la abundancia de químicos. A pesar de estas ventajas, los astrónomos limitados por la atmósfera de la Tierra, sólo podían medir las distancias a las galaxias más cercanas. Adicional al movimiento debido a la expansión del universo, las galaxias tienen "movimientos relativos", debidos al tirón gravitatorio de sus vecinos. Debido a estos "movimientos peculiares", los astrónomos necesitan medir las distancias hasta galaxias distantes para poder determinar la constante de Hubble.

Buscando profundizar más en el universo, los astrónomos han desarrollado un número de técnicas para determinar las distancias relativas a las galaxias: Estas escalas de distancia relativa independientes concuerdan hoy día en mejor de un 10%. Por ejemplo, existe una relación muy apretada, denominada la relación Tully-Fisher, entre la velocidad de rotación de una galaxia en espiral y su luminosidad.


También han encontrado que las súper nova tipo Ia, que se cree se deban a la quema explosiva de una enana blanca, todas tienen el mismo pico de luminosidad. Sin embargo, sin mediciones exactas de distancia de grandes números de galaxias prototipo, los astrónomos no pueden calibrar estas mediciones de distancias relativas. Por lo tanto fueron incapaces de realizar determinaciones exactas de la constante de Hubble.

Durante las últimas décadas, los principales astrónomos, utilizando diferentes datos, reportaron valores para la constante de Hubble que variaba entre 50 (km/sec)/Mpc y 100 (km/sec)/Mpc. Poder resolver esta discrepancia, que corresponde a un factor 2 de incertidumbre, fue uno de los principales problemas más importantes en la cosmología de observación.

Hubble el proyecto clave

Uno de los "proyectos clave" del Telescopio Espacial Hubble es completar el programa de Edwin Hubble de medición de distancias a las galaxias cercanas. Mientras que el HST es comparable en diámetro al telescopio Hubble de Monte Wilson, tiene la ventaja de estar por encima de la atmósfera terrestre, en vez de localizado a las afueras de Los Ángeles. La reparación por parte de la NASA del Telescopio Espacial Hubble, le repuso su visión he hizo posible realizar el programa clave del proyecto. Las fotos abajo muestran imagines de antes y después de la M100, una de las galaxias cercanas observadas por el programa clave. Nótese que con el HST mejorado, es mucho más fácil detectar estrellas brillantes individuales, un paso necesario en el estudio de las Cefeidas variables. El proyecto también revisa para ver si las propiedades de las Cefeidas variables son sensibles a la composición estelar.


Imagen de M100 con el HST antes y después de su reparación

Esta imagen comparativa del núcleo de la galaxia M100 muestra la dramática mejora en la vista del universo del telescopio Hubble. La nueva imagen (derecha) fue tomada con la cámara de campo ancho y planetaria de segunda generación (WFPC2), que se instaló durante la misión de servicio STS-61. Crédito: NASA y STScI. Pulsa aquí para agrandar.

En total, el proyecto clave espera llegar a obtener distancias de 20 galaxias vecinas. Con esta gran muestra, el proyecto puede calibrar y comparar un gran número de indicadores secundarios de distancia. Como la M100 está lo suficientemente cerca de nosotros y su peculiar movimiento es una fracción significativa de su velocidad de expansión Hubble, el equipo del proyecto clave utilizó indicadores relativos de distancia desde el cúmulo de Virgo, un cúmulo cercano de galaxias que contiene a la M100, hasta el más distante cúmulo Coma para obtener una medición de la constante de Hubble de 70 (km/sec)/Mpc, con una incertidumbre de un 10%.

La determinación clave del proyecto de la constante de Hubble es consistente con un número independiente de esfuerzos para estimar dicha constante: Una síntesis estadística reciente realizada por G.F.R. Ellis y sus colaboradores, de lo publicado, ofrece un valor entre 66 y 82 (km/sec)/Mpc. Sin embargo, aún no existe un consenso total del valor de la constante de Hubble: Otro análisis reciente de Allan Sandage usando súper novas tipo Ia da un valor para la constante que es inconsistente con muchas de las medidas; 47 (km/sec)/Mpc.

WMAP y la constante de Hubble

Con la descripción de la estructura detallada de las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas. El WMAP determinará con exactitud los parámetros básicos cosmológicos, incluyendo la constante de Hubble con una mejora mayor del 5%. Esta medición es totalmente independiente de las mediciones tradicionales utilizando las Cefeidas variables y otras técnicas. Los resultados iniciales muestran que la constante de Hubble es 71 (km/sec)/Mpc, +0.04/-0.03.

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Esta página fue adaptada a partir del artículo “The age of the universe", D.N. Spergel, M. Bolte (UC, Santa Cruz) y W. Freedman (Carnegie Observatories). Proc. Natl. Acad. Sci. USA, Vol. 94, pp. 6579-6584, Junio 1997.

Para más lectura sobre la expansión del Universo ver:
¿Se expandirá el universo para siempre?

Lee las dos primeras partes de esta serie:

Nuestro Universo ¿De qué esta formado?

Cosmología: el estudio del universo


Artículo de - WMAP Mission -
Aportación de Liberto