Nicolás Copérnico propuso en 1543 el modelo heliocéntrico del sistema solar
david bahena, PhD
El modelo heliocéntrico del sistema planetario, confirmado por las observaciones astronómicas y los cálculos matemáticos, cambio la visión del mundo. Sus repercusiones fueron muy relevantes desarrollándose el conocimiento científico hasta nuestros días con importantes descubrimientos más allá del sistema solar. Ahora se sabe que no hay un centro y, más aún, que el universo está en expansión.
1- La Revolución copernicana
1.1 Sistema heliocéntrico de Copérnico
«Los Diálogos» de Platón, desconocidos durante el medievo, se empezaron a estudiar en las universidades. Aunque la tradición platónica era hacia la abstracción más que a la observación del mundo natural, estaba imbuida con un punto de vista matemático de la naturaleza y demandaba de a cualquier teoría sobre el cosmos que reflejara la armonía y simetría del mismo.
El modelo planetario de Ptolomeo dejaba muchas insatisfacciones, entre otras, el movimiento basado en epiciclos y el movimiento de la Luna que implicaba un tamaño aparente variado, y se discutía acerca de la estabilidad de la Tierra y del período anual del Sol y los planetas.
Nicolás Copérnico (1473 – 1543) expresó su insatisfacción y en un manuscrito llamado «Comentariolus» postuló un modelo centrado en el Sol, en el cual, la Tierra se vuelve un planeta con la Luna como su satélite, asignando un nuevo orden a los ahora seis planetas, sin necesidad de equantes ptolemaicos.
En 1543 fue publicado «De Revolutionibus». El Libro I es un tratado sobre el cosmos relacionado con la estructura fundamental del mundo. En este libro se demuestra la propuesta de que la Tierra es un planeta que orbita al Sol, al igual que los demás planetas, formando un sistema coherente e integrado. En los siguientes libros se demuestra la construcción de tablas planetarias adecuadas a partir de modelos geométricos con el Sol en el centro.
Una de las consecuencias de este modelo era que los planetas podían dividirse en dos grupos: los que orbitaban a la Tierra exterior e interiormente. Así, fue definido el orden correcto, comprobándose por la medición de sus distancias respecto del Sol.
La complejidad del sistema heliocéntrico no lo hizo accesible en un principio. Por lo demás, Copérnico siguió manteniendo a la esfera de las estrellas, se conservaba el movimiento circular de los planetas y la medición de la distancia Tierra-Sol era imprecisa, lo mismo que las dimensiones del universo.
Culmina así la etapa platónica orientada a desarrollar modelos geométricos que reprodujeran los movimientos observados de los planetas. El modelo heliocéntrico de Copérnico significó el inicio de una verdadera revolución de enormes y diversas consecuencias. El lugar de la Tierra pasó del centro a un modesto tercer lugar contradiciendo a los dogmas religiosos.
Copérnico avanzó en la solución cinemática, es decir, cómo se mueven los planetas, y abrió nuevos problema, ahora dinámicos, sobre la causa de tales movimientos. Sin embargo, no pudo prescindir del movimiento planetario circular ni de los epiciclos ptolemaicos. Tampoco pudo abandonar a la esfera celeste y colocó a las estrellas sobre una bóveda enorme pero finita.
Giordano Bruno (1548 – 1600), convencido copernicano proclamó en 1584, en «Del Universo infinito y los mundos» (1584), que existía un número innumerable de soles y un número infinito de tierras alrededor de estos soles pero no dio una explicación. Thomas Digges (1546 – 1595) publicó su versión del sistema copernicano con un sistema solar rodeado de una distribución infinita de estrellas.
1.2 Observaciones astronómicas de Brahe
Tycho Brahe (1546 – 1601) fue el encargado de llevar la revolución a las observaciones astronómicas. La observación de la supernova de 1572 mostró que el firmamento de los planetas y estrellas no era incambiable. Esta “estrella nueva” contradecía a la teoría aristotélica aceptada de los cometas a los que consideraba de naturaleza terrestre (atmosférica). Pero, en 1577 se observó un cometa en Praga y Brahe concluyó que era celeste localizado entre los planetas. Esto era muy relevante pues implicaba que las esferas sólidas que transportan a los planetas no existen.
La inteligencia de los ángeles para mover a los planetas no podía seguir aceptándose pero ahora era más difícil explicar su movimiento. En 1575, Tycho construyó el observatorio de Uraniborg, desarrollando instrumentos y un intenso programa observacional; acumuló una gran cantidad de datos y compiló un catálogo de 777 estrellas.
Tycho propuso un nuevo sistema que pronto reemplazó al ptolemaico. El sistema copernicano era atractivo pero, por razones religiosas, el movimiento de la Tierra se consideraba absurdo. Entonces, en el sistema de Brahe, la Tierra está en reposo en el centro, y la Luna y el Sol orbitan alrededor de ella. Los otros cinco planetas son satélites del Sol y transportados juntos con éste alrededor de la Tierra. En la parte más externa se localizaban las estrellas.
1.3 Orbitas elípticas de Kepler
El estudio de la dinámica fue introducido por Johannes Kepler (1571 – 1638). En 1596 publicó «Misterio Cosmográfico» con las relaciones geométricas para las órbitas planetarias. Cada órbita es representada por una esfera y la separación entre una y otra está definida por uno de los cinco sólidos regulares (tetrahedro, cubo, octaedro, dodecaedro e icosaedro).
En 1600, Kepler arribó al observatorio de Tycho Brahe en Praga y empezó a trabajar acerca de la órbita de Marte. El heliocentrismo de Copérnico, los registros observacionales de Brahe y la filosofía sobre el magnetismo de Gilbert, le permitieron a Kepler descubrir las leyes del movimiento. Encontró que los movimientos de Marte, y los demás planetas, no se ajustaban a órbitas circulares sino elípticas con el Sol en uno de sus focos. En 1609 publicó la «Nueva Astronomía». La contribución de Kepler modificó al heliocentrismo copernicano.
En la «Armonía del Mundo» (1619), a la manera pitagórica, los movimientos del firmamento son una música continua de voces comprensibles al intelecto pero no al oído. Las notas se generan por los planetas conforme se mueven alrededor del Sol variando sus velocidades y distancias.
La astronomía de Kepler le permitió en 1627 la elaboración de las «Tablas Rudolfinas», más precisas que las copernicanas.
1.4 Observaciones telescópicas del cielo
Con el uso del telescopio, Galileo Galilei (1564 - 1642) pudo mirar al cielo mejor que sus predecesores. En 1609, Galileo observó a la Vía Láctea como una combinación de estrellas. En 1610 observó que Júpiter era orbitado por cuatro satélites. Con ello modificaba al sistema copernicano que solamente había hecho referencia a la Luna, satélite de la Tierra.
Al observar a la Luna Galileo encontró que distaba de ser un disco perfecto, de acuerdo al cosmos aristotélico, sino que tenía una superficie irregular. En «Mensajero Celeste» (1610) Galileo publicó sus descubrimientos.
Luego hizo tres descubrimientos más: El Sol, considerado símbolo de la perfección, tenía manchas que rotaban con el movimiento del mismo; Saturno, cuyos anillos no pudieron ser resueltos observacionalmente; y, Venus que mostraba fases como la Luna, resultando incompatibles con la geometría de Ptolomeo.
Tanto en el «Mensajero Celeste» como en «Cartas sobre las Manchas Solares» (1612), Galileo no hizo estridente su apoyo a la teoría heliocéntrica de Copérnico. Sin embargo, la iglesia católica estaba al tanto de sus investigaciones y, en 1614, fue denunciado desde el púlpito de Florencia. Según sus detractores, Galileo contradecía a las Escrituras, especialmente el Libro de Josué, donde se indica que éste mandó detener al Sol, mismo que no podía Galileo poner en movimiento.
Después, fue prohibido el «De Revolutionibus» de Copérnico y el cardenal jesuita Roberto Bellarmino, el mismo que condenó a Giordano Bruno a ser quemado vivo en la hoguera por difundir la teoría copernicana, notificó a Galileo que se abstuviera de seguir pensando que el sistema copernicano era cierto.
Galileo escribió el «Diálogo de los Dos Grandes Sistemas del Mundo» publicado en 1632. El libro es una discusión sobre los méritos relativos de Ptolomeo y Copérnico. El Diálogo da una brillante presentación de las ventajas de la cosmología copernicana y de las evidencias telescópicas en su favor. La publicación del libro, motivó que Galileo fuera sometido a juicio por la Inquisición, obligado a retractarse y condenado de por vida al arresto domiciliario. Con su trabajo, Galileo sostuvo que la teoría de Copérnico no era una hipótesis sino la verdad, aunque no consideró las aportaciones de Kepler.
El universo de Galileo todavía retenía lugares privilegiados, tales como el centro de la Tierra, alrededor del cual las bolas podían rodar, o el Sol alrededor del cual los planetas orbitaban, en círculos. Sin embargo, las observaciones astronómicas galileanas y su interpretación emanciparon a la ciencia de la religión.
1.5 Universo infinito y uniforme de Descartes
René Descartes (1596 – 1650) propuso un universo infinito y uniforme, con un espacio lleno de materia indiferenciada moviéndose bajo las leyes del impacto. Descartes ponderó el problema del método e intento dudar de todo alegando la verdad sin conocer fronteras.
En el razonamiento de Descartes, el espacio y el movimiento geométricos era el espacio y el movimiento del mundo real. También concluyó que la materia podía moverse en el espacio, ya que, materia y espacio son idénticos. Consecuentemente, el vacío, o espacio sin materia, era completamente absurdo. Entonces, no habría diferencia entre una región y otra, y el universo entero sería totalmente uniforme. Las diferencias eran resultado del movimiento.
En el universo Cartesiano los cuerpos eran creados por el movimiento. En principio, el movimiento tendía a ser en línea recta pero en la práctica tomaba la forma de circulación de materia en forma de “remolino o vórtices”. El Sol fue uno de estos vórtices hechos de materia cuyos movimientos la hicieron invisible. Esta materia invisible llevó a orbitar los planetas.
Descartes imaginaba que el vórtice alrededor de una estrella degenerada podría colapsar y que la estrella podría pasar a otro vórtice. Dependiendo de la situación dinámica, la estrella podría volverse un planeta o un miembro del nuevo vórtice o cometa, en cuyo caso podía pasar de este vórtice al otro.
Descartes sostenía la inmutabilidad de Dios que había creado el espacio/materia infinitos. En 1644 publicó los «Principios de Filosofía». Según éstos, el Sol era una de las innumerables estrellas en un espacio homogéneo y sin límites, y los planetas circulaban alrededor del Sol en trayectorias resultantes de la inercia rectilínea modificadas por fuerzas mecánicas de impacto.
Copérnico argumentó que el firmamento estrellado estaba en reposo y removió el obstáculo de localizar las estrellas a distancias ilimitadas de la Tierra. Galileo y Kepler pensaron que el universo era finito. Con Descartes, las estrellas estaban dispersas a través de un universo infinito.
1.6 Gravitación universal de Newton
Las tres leyes de Kepler eran aproximaciones. La tercera ley implicaba que la velocidad del planeta es inversamente proporcional a la distancia del planeta al Sol pero Newton demostró que debía modificarse. En 1666 Robert Hooke ((1635 – 1703) desarrolló ideas sobre la interacción del Sol con la Tierra y la Luna, sostuvo que la Tierra era atraída no solamente por el Sol y la Luna sino por los demás planetas y que esta fuerza interplanetaria era la gravedad.
La fuerza atractiva disminuía con el incremento de la distancia. Chistiaan Huygens (1629 -1695), que había medido la distancia a las estrellas, comparando al Sol y a Sirio, pensó en una ley inversa del cuadrado. Para ello, Newton consideró que eso sería correcto porque la órbita de los planetas es una elipse.
En 1687 aparecieron los «Principios Matemáticos de la Filosofía Natural» (Principia) de Newton mismos que tuvieron un gran impacto al establecer que la gravitación es un fenómeno universal. La gravedad es la causa de que la Luna se mueva alrededor de la Tierra, debido a esta fuerza la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol y las estrellas no permanecen en reposo, se atraen.
La física newtoniana puso fin a la física aristotélica, suprimiendo las esferas celestes. El sistema solar era apenas una región del espacio, las estrellas eran las verdaderas componentes del universo. Se definieron, entonces, los fundamentos de la astronomía y una pléyade de matemáticos implementaron el programa newtoniano, entre otros, Jean Le Rond D’Alembert, Leonhard Euler, Joseph Louis Lagrange y Pierre Simon de Laplace quienes desarrollaron la formulación matemática de la mecánica clásica.
En 1796, Laplace (1749 – 1827) publicó la «Exposición del Sistema del Mundo» explicando el surgimiento de un sistema solar estable. En el principio había existido una nebulosa gigante o vórtice alrededor del Sol, y los planetas y sus satélites podrían haberse condensado de esta materia en remolino mediante la atracción de unas partículas a otras. Esta suposición podría considerarse por el hecho que los planetas y sus satélites giraban alrededor del Sol en la misma dirección y casi en el mismo plano. Las oscilaciones en el movimiento del sistema solar podrían ser el resultado de relaciones espaciales que han sobrevivido del origen caótico del sistema.
En 1781, William Herschel (1738 – 1822) descubrió a Urano. Luego, se descubrieron los primeros asteroides. Luego, en 1845, Urban Jean Losephp Le Verrier (1811 – 1877) predijo la existencia de Neptuno, mismo que fue descubierto poco después.
Modelo heliocéntrico de Copérnico
Primera ley de Kepler. El movimiento planetario ocurre
en órbitas elípticas
Newton propuso que la gravitación es un fenómeno universal
2- El universo de estrellas
2.1 Más allá del sistema solar
Los astrónomos de la antigüedad y de la Edad Media no cambiaban su brillo y posición de las estrellas. La observación de las supernovas de 1572 y la de 1604, sin embargo, indicaba que esas “estrellas” podían cambiar de brillo. En 1662, Johannes Hevelius observó la variabilidad de la estrella Mira y, en 1781, John Goodricke (1764 – 1786) observó a Algol.
Newton estimaba que las estrellas estaban fijas y sin movimiento. Pero, en 1718, Edmond Halley (1656 – 1743) publicó las «Transacciones Filosóficas», anunciando el descubrimiento de estrellas que tenían un movimiento llamado “propio”. En 1818, Friedrich Whilelm Bessel (1784 – 1846) publicó «Fundamenta Astronomia» conteniendo 300 posiciones estelares que permitirían medir los cambios futuros en la posición de las estrellas.
Para medir la distancia a las estrellas se empezó utilizando a la paralaje que producía distancias en múltiplos del radio de la órbita de la Tierra, llamadas “unidades astronómicas” (UA). La distancia a las estrellas más cercanas y brillantes resultó en cientos miles de UA. En 1670, Ole Romer (1644 – 1710) había demostrado que la velocidad de la luz, siendo muy grande, era finita. James Bradley (1693 – 1762) consideró que la luz de las estrellas alcanzaba a la Tierra a la misma velocidad. La velocidad de la luz era una constante y Bradley calculó que la luz tomaba 8 minutos y 12 segundos en alcanzar la Tierra desde el Sol.
En 1837, Wilhem Struve (1793 – 1864) midió el movimiento propio de estrellas binarias.
2.2 El universo newtoniano y la oscuridad del cielo
La consideración de Newton respecto a que las estrellas estaban “fijas” sin movimiento relativo entre ellas abría interrogantes. ¿Si la gravedad es universal cómo podrían las estrellas estar en reposo? Su solución fue que, en el principio, la Providencia dispuso un sistema infinito de estrellas sin movimiento, un sistema que fue (casi) simétrico y por tanto (excepto en el muy largo plazo) estable. Después de un cierto tiempo, la falta de perfecta simetría llevó a movimientos que se hicieron considerables amenazando con llevara la destrucción del orden original a través del “colapso gravitacional”. La Providencia intervino y empujó a las estrellas atrás de sus posiciones originales. Es decir, Newton mantuvo su pensamiento en Dios como el gran relojero.
Newton no tuvo mucho interés en la Vía Láctea. William Stukely (1687 – 1765) consideró la luz emitida colectivamente por las estrellas. Si el sistema de estrellas fuera simétrico e infinito “todo el hemisferio (del cielo) podría haber tenido la apariencia de la penumbra luminosa de la Vía Láctea”. En 1721, Halley argumentó que “si el número de estrellas fijas fuera infinito toda la superficie de su Esfera aparente podría ser luminosa”. Pero no hubo explicación convincente.
En 1823, H.W.M. Olbers (1758 – 1840) demostró que si solamente 1 parte en 800 de la luz era perdida en su viaje desde una estrella a la siguiente, esta pérdida podría ser suficiente para explicar la apariencia del cielo nocturno.
En 1734, Thomas Wright (1711 – 1786) propuso que el Sol y otras estrellas ocupaban un espacio con forma de capa esférica, con la morada de Dios en la parte media. Fuera estaba la oscuridad. Estando las estrellas sin movimiento, su sistema podría colapsar bajo su mutua atracción gravitacional y, entonces, caer en la morada de Dios. El Sol y las estrellas debían evitar ese destino viajando en órbitas alrededor de ese centro divino.
En su «Teoría Original de la Nueva Hipótesis del Universo», el Sol era una de las innumerables estrellas que juntas formaban un sistema esférico rodeando al centro divino. Para explicar a la Vía Láctea el sistema de estrellas formaba un anillo aplanado que rodeaba al centro divino. Las estrellas visibles desde la Tierra podían ocupar un espacio en forma de disco localizado en un lado del anillo.
2.3 El espacio y el tiempo de Kant
Immanuel Kant (1724 – 1804) refutó las concepciones de Newton y Leibnitz sobre el espacio. La concepción de Kant sobre el espacio y el tiempo implica que éstos son formas de percepción a priori, es decir, son existentes sin apelar a la experiencia previa.
En su obra pre-crítica, «Historia General de la Naturaleza y Teoría del Cielo» (1755), Kant diseñó la hipótesis de la nebulosa protoestelar, deduciendo correctamente que el Sistema Solar se formó de una gran nube de gas o una nebulosa. De este modo intentaba explicar el orden del Sistema Solar, anteriormente visto por Newton como impuesto por Dios desde el comienzo. Kant también dedujo correctamente que la Vía Láctea era un gran disco de estrellas, formada asimismo a partir de una nube giratoria. Además, sugirió la posibilidad de que otras nebulosas podían ser igualmente grandes discos de estrellas distantes, similares a la Vía Láctea, lo que dio origen a la denominación de “Universos Isla” para las galaxias, término en uso hasta bien entrado el siglo XX.
En «Crítica de la Razón Pura» (1787) sostuvo que la representación del espacio no es un producto de la experiencia, sino, una condición de posibilidad necesaria que sirve de base a todas las intuiciones externas. El espacio es la condición de posibilidad de existencia de todos los fenómenos y, el tiempo, es una condición formal a priori de todos los fenómenos y posee validez objetiva en relación solo con los mismos.
Según la “Estética Trascendental” de Kant, el origen de todos nuestros conocimientos está en los sentidos. El espacio es la forma que aportamos para las representaciones externas. El tiempo es la forma pura que previamente aportamos tanto para lo externo como para lo interno.
Kant da dos argumentos para su teoría sobre el espacio y el tiempo como formas de percepción a priori. En el primero, el espacio no es un concepto empírico que ha sido derivado de nuestra experiencia externa. En el segundo, nunca podemos representarnos a nosotros mismos la ausencia de espacio pero sí como un vacío de objetos.
Dos argumentos para el espacio y el tiempo como formas de intuición eran: primero, “la unicidad del espacio y el tiempo. De cualesquiera dos regiones del espacio se puede decir que hay una ruta espacial que podría tomarse de una a otra. En el caso del tiempo, de dos tiempos distintos cualesquiera, debe ser cierto que uno es antes o después del otro”. El segundo argumento indica que “Todas las partes del espacio coexisten ad infinitum”. Esto implicaba que el espacio y el tiempo están hechos de un número infinito de partes. Con un número infinito de partes no pueden ser conceptos sino individualidades que tienen un número infinito de partes en ellos.
En 1750, Thomas Wright propuso un modelo de universo según el cual las estrellas estaban distribuidas uniformemente en un plano infinito en el cual se encontraba el Sol. Esta es la apariencia de la Vía Láctea. Pero esto era incompatible con la teoría de la gravitación de Newton porque podría colapsar. Entonces, Kant planteó que los planetas so atraídos por el Sol pro no caen sobre éste porque giran a su alrededor y la fuerza centrífuga compensa a la gravedad. Esto mismo podría aplicarse a la Vía Láctea. Las estrellas describirían gigantes órbitas alrededor del centro galáctico y su fuerza centrífuga impediría el colapso (Hacyan 1986).
Más aún, Kant sugirió la existencia de otras Vías Lácteas semejantes, cuyo conglomerado de estrellas se verían como manchas luminosas debido a sus enormes distancias, son las llamadas “nebulosas”, señaló Kant.
2.4 Los universos –islas
Mediante la construcción de potentes telescopios, en 1774, William Herschel (1738 - 1822) observó la nebulosa de Orión. Hacia 1781, había visto solamente tres más. Mientras, Charles Messier (1730 -1817) había publicado un catálogo con más de 100 nebulosas. Con la colaboración de Caroline Herschel, en 1802, las nebulosas conocidas se habían incrementado a 2,500.
En 1785, Herschel publicó una estadística astronómica derivada del conteo de estrellas. Su objetivo era determinar la forma de la Vía Láctea. Como Wright, Kant y Lambert consideró que la Galaxia era el efecto óptico de nuestra inmersión en una capa de estrellas y supuso que las estrellas estaban distribuidas uniformemente. En su esquema de la Galaxia, el Sol estaba cerca del centro de ésta y las distancias relativas de las estrellas demostraban bordes en la Galaxia inferidos del conteo de estrellas.
John Herschel (1792 – 1871) observó el hemisferio sur, en 1838, publicó un libro con 1,700 nebulosas y cúmulos y 2,100 estrellas dobles, así como, cientos de conteos de estrellas.
En 1887, 55 científicos de 19 naciones fueron invitados para formar una comisión internacional que elaborara la «Carta del Cielo», cuya publicación del catálogo se completó hasta 1964. En 1904, la Academia de Ciencias de los Estados Unidos promovió la cooperación internacional y, en 1919, se formó la Unión Astronómica Internacional (IAU).
2.5 La luz de las estrellas
A partir de la teoría de Newton sobre la luz y los colores, Joseph Fraunhofer (1787 – 1826) inició el desarrollo de la espectroscopía analizando los cientos de líneas producidas por la luz del Sol. Robert Bunsen (1811 – 1899) y Gustav Kirchoff (1824 – 1887) anunciaron en 1859 que las diversas líneas están asociadas con los elementos químicos, lo que permitiría conocer la composición química de las estrellas.
En 1845, J.B.L: Foucalt (1819 -1868) y A.-H.-L. Fizeau (1819 -1896) introdujeron la fotografía como una herramienta para la investigación astronómica que tendría un gran impacto. Al mismo tiempo, continuó el desarrollo de grandes telescopios. Se realizaron los primeros mapas fotográficos del cielo. Luego, se hizo una clasificación de los espectros estelares relacionándolos con la temperatura de las estrellas y su color, intentándose el primer esquema de evolución estelar.
En 1868, William Huggins (1824 - 1910), al examinar e interpretar los espectros de diversas nebulosas de varias formas y tamaños descubrió la nebulosidad “verdadera”. La espectroscopía también dio información acerca del movimiento de las estrellas en el cielo. En 1842, Christrian Doppler (1803 - 1853) propuso que el color de la luz de las estrellas podría ser afectado por la velocidad de las mismas; la longitud de onda de la luz de una estrella que se aleja podría ser alargada y, por tanto, la luz podría enrojecerse. El efecto Doppler existe pero esta formulación no es correcta en detalle debido a que la velocidad de una estrellas es muy pequeña comparada con la velocidad de la luz.
El efecto Dopler permitió explicar el espectro de estrellas binarias. Estudiando el brillo de las estrellas se definio las “magnitudes visuales” y, en Harvard, Annie Ump Canon (1863 – 1941) publicó entre 1918 y 1924 el Catálogo Henry Draper conteniendo el tipo espectral y las magnitudes de 225,000 estrellas.
Hacia 1910 se empezaban a conocer importantes datos de las estrellas individuales. Estos eran el tipo espectral, o índice de color, ó temperatura de la estrella; y, la distancia a una estrella que permitía calcular la “magnitud absoluta” o luminosidad. La relación entre la magnitud y el tipo espectral de las estrellas fue determinado en 1913 por Henry Norris Russell (1877 – 1957). El diagrama llamado Herzprung-Russell se volvió de crucial importancia para entender la evolución de las estrellas y constituye una herramienta de la astrofísica.
Las diferencias de los espectros de los diferentes tipos de estrellas fue explicado en 1920 por Meghnad Saha (1894 – 1956). En 1925, Cecilia Payne-Gaposchkin (1900 -1979) estableció la relación entre la temperatura y la clase espectral de una estrella. Al considerar la relativa abundancia de los elementos sugirió que el hidrógeno era el más abundante en las estrellas.
En 1924, Arthur Eddington (1882 - 1944) determinó la relación masa-luminosidad estableciendo que las estrellas más masivas son más luminosas. A partir de la relación de Einstein para la equivalencia de masa y energía, Eddington propuso en 1926 en su libro «La Constitución Interna de las Estrellas» que el hidrógeno podría transformarse en helio y constituir la fuente de energía de las estrellas. La fusión termonuclear fue propuesta en 1939 por Hans Bethe. Ese mismo año, se utilizó con fines militares.
2.6 La estructura de la Galaxia
William Herschel en 1785 había intentado establecer la estructura de la Galaxia considerándola como un efecto óptico. John Herschel consideró a la Vía Láctea como un cúmulo central rodeado por estrellas concentradas en brazos. En los 1840s, el telecopio de Lord Rosse reveló la forma espiral de algunas nebulosas. En 1847, Wilhem Struve , con base en el análisis estadístico del conteo de estrellas de Herschel, concibió un universo en el cual había un placo central de extensión ilimitada, en el cual, las estrellas estaban distribuidas con alto grado de uniformidad.
Hugo von Seeliger (1849 – 1924) y Jacobus Cornelius Kapteyn (1851 - 1922) consideraron que para entender a la Galaxia como un todo era necesario el estudio de las estrellas visibles individuales. Para ello, se necesitaban datos de sus posiciones, magnitudes aparentes y movimientos propios. La tarea se redujo a muestras representativas selectas del cielo, compartidas entre un gran número de observatorios. Como resultado, el Sol se encontraba localizado en el centro de la Galaxia, cuyo diámetro era de pocos cientos de años-luz.
En el Observatorio de Harvard, Henrietta Leavitt (1868 - 1921) había examinado las estrellas variables en las fotografías de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC). En 1918, publicó una lista de 1,777 estrellas variables y para 16 de éstas había determinado el período. Encontró que mientras más grande era el período, más brillantes eran las estrellas. Encontró una relación período-luminosidad que tendría grandes consecuencias.
En 1784, John Goodricke había descubierto la variabilidad de las estrellas Cefeidas. Los cúmulos globulares eran ensamblajes esféricos de cientos de miles de estrellas. Para medir la distancia a esos cúmulos, Shapley supuso que la relación de Leavitt para las Cefeidas en la SMC podría aplicarse a las Cefeidas en los cúmulos globulares.
En 1917, Shapley estimó la distancia a los cúmulos más remotos en 200,000 años-luz. Este valor era mayor que el estimado para el diámetro de la Galaxia. Además, los cúmulos estaban concentrados en la dirección de Sagitario y distribuidos simétricamente a ambos lados del plano galáctico y el diámetro de la Galaxia podría ser de 300,000 años-luz.
Con el modelo de Shapley, anunciado en 1918, el Sol fue removido del centro galáctico y la Galaxia se convirtió en la estructura dominante del Universo.
Como consecuencia, la estabilidad del sistema galáctico requería que el Sol y las estrellas vecinas se movieran en órbitas alrededor del centro de la Galaxia.
La aplicación de la fotografía al mapeo del cielo incrementó rápidamente el número de nebulosas gaseosas encontradas en la Vía Láctea.
En 1845, el telescopio de Lord Rosse había revelado que M51 tenía forma de espiral. Luego, se observaron estructuras más regulares. En 1899, las fotografías de Isaac Roberts (1829 - 1904) mostraron evidencias de la rotación de las nebulosas de Andrómeda y del Remolino. Durante los años 1920’s se produjo un debate entre Harlow Shapley y Hebert D. Curtis acreca de la estructura del universo.
En 1923, Edwin Hubble (1889 – 1953) se dedicó a la búsqueda sistemática de novas en Andrómeda. En 1924, descubrió Cefeidas allí y estimó su distancia en 1 millón de años-luz. Con ello, la Galaxia perdió su pre-eminencia pues no era la única, había otras galaxias.
M42, Nebulosa de Orión
M31, Galaxia de Andrómeda
Cúmulo globular NGC 5139 Omega Centauri
3- Expansión del universo
Las mediciones de Slipher de 1925 sugerían que las nebulosas eran cuerpos independientes, fuera del control gravitacional de la Galaxia, consistentes con los universos-islas de Hubble.
En 1918, Carl Wirtz (1876 – 1939) había desarrollado un método para estudiar el movimiento de las estrellas. En 1924, en un artículo titulado «La cosmología de De Sitter y el movimiento de las nebulosas espirales», reportó una relación entre la distancia y la velocidad estimando que mientras más distante está la nebulosa más rápidamente recederá, es decir, se alejará.
Hubble identificó las estrellas individuales más luminosas que las Cefeidas y las utilizó como los objetos estándard en las galaxias más distantes. En 1929 había determinado las velocidades radiales y distancias para 24 galaxias, y publicado una gráfica de las velocidades como función de la distancia. Aunque la dispersión era grande había una relación lineal demostrando que para cada millón de parsecs (1 Mpc) la velocidad de recesión se incrementaba en kilómetros por segundo. Es decir, la velocidad de recesión de las galaxias es proporcional a la distancia. La proporcionalidad se conoce como constante de Hubble y la relación como Ley de Hubble.
Así como existen cúmulos de estrellas en la Galaxia, Hubble pensó en la existencia de cúmulos de galaxias en el universo. Hubble y Humason (1891 – 1972) midieron el corrimiento al rojo de las galaxias más brillantes. Esto implicaba que si la constante de Hubble podía medirse se podría calcular la distancia.
El corrimiento al rojo fue interpretado inicialmente como un efecto Doppler, es decir, debido al movimiento de la galaxia lejos del observador y medido en kilómetros por segundo. Esto implicaba que el universo se estaba expandiendo.
Esta interpretación fue casi simultánea con la solución en 1924 de las ecuaciones de Einstein que sugerían a un universo en expansión.
La interpretación de la expansión sugería que en el pasado las galaxias estaban juntas y a tiempos tempranos el universo estaba extremadamente denso. El intervalo de ese momento al presente sería la “edad del universo”.
Ley de Hubble
Referencias
Copérnico N. 1999, Revoluciones de las Orbitas Celestes, IPN.
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Hawking S. 1996, Historia del Tiempo Ilustrada, Crítica.
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Hacyan S. 1986, El Descubrimiento del Universo, FCE.
Hoskin M.A. 19997, The Cambridge Illustrated History of Astronomy, Cambridge University Press.
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Kant 2009, en www.gla.ac.uk/.../MartynSandy/kant.htm
Rice M., Rael R., Riggs T. 2009, Edwin Hubble Changed Our Ideas About the Universe, en
http://www.voanews.com/specialenglish/2009-04-28-voa2.cfm.mht
Sagan C. 1993, Cosmos, Planeta.
