Conferència de l'Astronòmica de Sabadell. Juan Fabregat, 20 de novembre de 2024
Sabem que les galàxies són objectes cosmològics i que les primeres es van formar a principis de l'univers, per tant, la seva edat és de milers de milions d'anys. Fa 100 anys que sabem el que són les galàxies. Abans no se sabia el que eren i se'ls anomenava nebuloses. En aquesta xerrada us explicaré el procés històric que ens va portar a descobrir què són les galàxies i tots els processos que es van haver de desenvolupar per arribar a aquest coneixement, que va ser una discussió que es va mantenir durant més de 200 anys.
Origen de la paraula "Galàxia"
La paraula "galàxia" és una paraula d'origen grec, de la Grècia clàssica, i vol dir el mateix que la Via Làctia. "Galàxia" i Via Làctia són el mateix.
Figura 1. Cel fosc on es veu amb claredat la Via Làctia.
Si som prou afortunats per trobar cels foscos, lliures de contaminació lumínica, veiem això que anomenem la Via Làctia: una banda lluminosa que creua el cel de part en part. És un nom llatí que vol dir "camí de llet". De fet, antigament, aquest concepte de Via Làctia era purament observacional i no s'associava a cap astre, no se sabia el que era. Se l'anomenava Via Làctia en llatí i galàxia en grec.
La Grècia clàssica
En l'antiguitat al cel es veien dos tipus diferents d'astres: estrelles i planetes. Hi havia pensadors i científics, en particular els atomistes com Epicur, que deien que aquestes estrelles eren mons exactament iguals que el nostre, on hi havia animals, plantes i tots els altres éssers que observem. No obstant, aquesta idea no va ser la majoritària en l'antiguitat clàssica, i no es va recuperar fins al segle XVI, perquè el que va imperar van ser les idees d'Aristòtil.
La idea de l'Univers que va triomfar va ser desenvolupada per Eudox i després elaborada per Aristòtil. Aquests filòsofs van dir que l'univers estava format per una estructura d'esferes concèntriques. Els únics mons que hi podia haver eren els planetes, però les estrelles no es consideraven com a astres independents, sinó que eren alguna cosa que formava una estructura al voltant dels planetes.
Figura 2. Representació medieval de l' univers com a esferes concèntriques.
A la figura 2 veiem aquest univers format per esferes on la Terra és al centre, i al voltant d'ella hi ha una sèrie d'esferes de vidre transparents. A cadascuna d'aquestes esferes hi ha encadenat un astre: el primer és la Lluna, després Mercuri, Venus, el Sol, Mart, Júpiter, Saturn... I tot això estava tancat per l'esfera de les estrelles fixes. I de fet Aristòtil a aquestes esferes els va donar una naturalesa física. Per a ell eren esferes de vidre i no representacions geomètriques. A Aristòtil no li agradava el buit i a l'Edat Mitjana tampoc agradava el buit (horror vacui), perquè el buit era el "no ser" de Parmènides. Aquesta representació (figura 2) és medieval i té elements cristians com la inscripció més externa que parla de l'habitacle de Déu. També hi havia pensadors que proposaven que aquesta esfera de les estrelles fixes era també una esfera sòlida, opaca, i que tenia forats a través dels quals es veia la llum del més enllà.
L'Univers heliocèntric
Al principi de l'edat moderna, Copèrnic va proposar una gran modificació, segons la qual la Terra no era al centre de l'univers, sinó que era el Sol l'astre central. Al principi només era un model matemàtic, però després ja es va pensar com un model físic real.
Figura 3. Model Copernicà de l' univers
En aquest model hi havia dos centres del moviment: el del Sol i el de la Terra, i això en una visió aristotèlica o platònica no s'entenia gaire bé però, en qualsevol cas, tot seguia tancat per l'esfera de les estrelles fixes.
Edmund Halley (1656-1742)
La idea de les estrelles fixes es va abandonar definitivament en temps de Halley. Edmund Halley, conegut per predir el retorn del cometa que porta el seu nom, va poder apreciar el moviment propi d'una estrella, en particular de l'estrella Arcturus. Halley va ser un astrònom real anglès del segle XVII, la seva tasca era mesurar posicions d'estrelles amb molta precisió per al seu ús en la navegació, per implementar les tècniques de la navegació astronòmica (que no es va aconseguir fins a meitat del segle XVIII).
Halley va comparar la posició de la seva època de l'estrella Arcturus amb la posició que apareixia en catàlegs antics del període helenístic, gairebé dos mil anys abans, i va descobrir que s'havia mogut al cel pràcticament un grau, el doble de la mida de la lluna plena. Arcturus és una estrella relativament propera i per això té un moviment propi relativament ràpid, tot i que no és la més ràpida del cel (la més ràpida és l'estrella de Barnard). Halley va demostrar que no hi havia tal esfera de les estrelles fixes, sinó que les estrelles eren astres independents que es movien al cel, tot i que en la seva època aquesta idea de les esferes de les estrelles fixes ja estava pràcticament abandonada.
Giordano Bruno (1548-1600)
Hi havia molts pensadors, entre ells Giordano Bruno, que van recuperar la idea dels atomistes, i van tornar a considerar els astres i les estrelles com a sols. De fet, en el seu llibre "De l'infinito, universo e Mondi", deia que les estrelles són sols iguals que el nostre i per això han de tenir planetes al seu voltant amb animals, plantes i éssers intel·ligents. És curiós notar que les estrelles són astres independents, però Bruno parlava d'infinits astres en un univers infinit. Això va provocar certa discussió perquè aquesta idea de l'infinit sempre s'ha considerat amb força precaució.
La paradoxa d'Olbers
La idea d'infinit va ser abandonada aviat per arguments que va resumir d'una forma bastant precisa Olbers, amb la coneguda paradoxa que porta el seu nom. En aquesta discussió sobre si l'univers era una extensió infinita poblada d'infinites estrelles o bé tenia una mida limitada i l'extensió d'estrelles era limitada, la paradoxa d'Olbers va presentar un argument en contra de l'univers infinit. El que va proposar Olbers va ser que, si al nostre voltant hi hagués infinites estrelles, allà on miréssim, la nostra visual sempre es trobaria amb una estrella, i no hi podria haver nit fosca. Allà on miréssim sempre veuríem una estrella i, per tant, el cel nocturn hauria de ser tan brillant com la superfície d'una estrella.
Matemàticament és fàcil formalitzar aquesta paradoxa d'Olbers. Si considerem aquest espai infinit i el dividim en corones esfèriques, el volum de cadascuna d'elles és proporcional al seu radi al quadrat. Per tant, a cada corona esfèrica, el nombre d' estrelles que hi ha és proporcional al radi al quadrat. D'altra banda, la brillantor aparent de les estrelles disminueix amb el quadrat de la distància. Llavors, considerant aquests dos arguments, concloem que la brillantor global de cada corona esfèrica és la mateixa. Si hi hagués una infinita distribució d'estrelles, les infinites corones esfèriques brillarien exactament igual i la brillantor del cel seria una suma infinita de números finits el resultat dels quals seria infinit. La brillantor del cel hauria de ser infinit.
Arguments d'aquest tipus van portar els astrònoms a pensar que l'univers no podia ser infinit. L'univers hauria de ser una extensió d'estrelles que ocupaven un volum finit en un espai buit.
William Herschel (1738-1822)
Calia determinar la forma d'aquest univers finit, i un dels primers astrònoms a ocupar-se d'aquest tema va ser William Herschel. Aquest astrònom era famós per moltes qüestions com el descobriment del planeta Urà, i va ser també el millor constructor de telescopis de la seva època, per la qual cosa tenia molt prestigi.
Figura 4. Telescopi construït per Herschel
Per estudiar quina seria la forma d'aquesta distribució d'estrelles finita, es va dedicar simplement a comptar estrelles. Amb els seus telescopis ell ja va poder aprofundir en la naturalesa d'aquesta Via Làctia. Un segle abans, amb l'adveniment del telescopi, Galileu s'havia adonat que la forma de la Via làctia es devia al fet que hi havia moltes estrelles molt febles. Herschel es va dedicar a comptar quantes estrelles hi havia en diferents regions del cel. Va seleccionar unes 800 regions del cel distribuïdes al llarg del cel i anava comptant quantes estrelles hi havia en cadascuna d'elles. Es va adonar que on hi havia més densitat d'estrelles era a la Via Làctia, i a mesura que se n'allunyava cada vegada n'hi havia menys. Amb aquestes dades va arribar a proposar que la distribució d'estrelles havia de ser aproximadament plana.
El primer model que va proposar considerava que l'univers consistia en una distribució d'estrelles en un volum infinit (figura 5). Si ens trobem a l'interior d'aquesta distribució i mirem en direcció longitudinal veurem moltes estrelles, però, si mirem en la direcció perpendicular en veurem molt poques.
Aquest model tan geometritzat va ser substituït aviat pel mateix Herschel per un altre model que va perviure durant pràcticament un centenar d'anys (figura 5). En aquest model la galàxia tenia una distribució irregular d'estrelles, ocupava un volum finit en un espai buit, i per suposat el Sol es trobava al centre. Ja que la Via Làctia es veu per tot el cel al voltant de l'observador, Herschel va considerar que el Sol es trobava al centre d'aquesta distribució.
Figura 5. Primer model (esquerra) i segon model (dreta) de l'univers segons Herschel
Aquest model de Herschel va ser acceptat per la majoria dels científics. Si en temps d'Aristòtil l'univers era una esfera de les estrelles fixes que contenien al seu interior altres esferes, Herschel va proposar que l'univers era una distribució d'estrelles en un espai buit amb el Sol al centre.
A l'època ja se sabia que, a més d'estrelles, hi havia altres coses anomenades nebuloses, i sobre aquestes nebuloses es van anar proposant diferents hipòtesis.
Charles Messier (1730-1817)
Moltes d'aquestes nebuloses van ser catalogades per Charles Messier, qui va crear el seu famós catàleg tan ben conegut per tots els astrònoms aficionats. Messier era un cercador de cometes i en la seva recerca es trobava amb objectes difusos que el confonien i per això va fer el seu catàleg. Quan Herschel va tenir coneixement d’aquest, es va dedicar a observar les nebuloses del catàleg i fins i tot ell mateix en va descobrir moltes més.
Figura 6. Dibuix de Herschel de nebuloses de diferents tipus
Amb els seus potents telescopis, Herschel es va adonar que la majoria dels objectes del catàleg de Messier eren cúmuls d'estrelles, però, en d'altres no podia discernir estrelles i va pensar que serien també sistemes d'estrelles però que podien estar tan allunyats que les estrelles no es poguessin percebre de forma aïllada. Llavors, Herschel va proposar que en realitat es tractaven de sistemes estel·lars semblants a la Via Làctia però que es trobaven molt allunyats fora d'ella. Si estaven molt allunyats és que eren molt grans, i per tant havien de ser galàxies com la nostra. Ara bé, a mesura que anava progressant el seu treball científic va anar canviant radicalment d'opinió, sobretot en estudiar nebuloses planetàries.
Herschel va trobar una nebulosa planetària que no era al catàleg de Messier, de la qual va identificar clarament la seva estrella central i un núvol de gas al seu voltant. El mateix Herschel va batejar aquestes nebuloses com a nebuloses planetàries (potser perquè la seva aparença rodona li recordava un planeta o potser perquè va pensar que en aquest gas al voltant de les estrelles s'havien de formar planetes).
Herschel va concloure que les nebuloses planetàries, de forma inequívoca, eren núvols de gas i no sistemes estel·lars, i va pensar que totes les altres nebuloses també havien de ser-ho. No concebia que hi podria haver diferents tipus de nebuloses, unes formades per gas i altres per sistemes estel·lars, i d'aquesta manera va proposar que les nebuloses amb forma espiral havien de ser també núvols de gas dins la nostra pròpia galàxia.
Immanuel Kant (1724-1804)
Qui també va participar en aquest debat va ser el filòsof Immanuel Kant, contemporani a Herschel. Kant, en el seu llibre d'astronomia "Història general de la natura i la teoria del cel", va llançar diverses hipòtesis, una de les quals era que les nebuloses espirals eren altres vies làcties. Tanmateix, aquest llibre de Kant va ser pràcticament oblidat perquè conté altres idees com una teoria de la gravetat que no va sobreviure al pas del temps.
Kant estava convençut que tots els planetes estaven habitats i va discutir en el seu llibre com vivien els habitants de Venus, de la Terra i de Mart. Ell suposava que els habitants de Júpiter eren molt més intel·ligents que nosaltres perquè pensava que la intel·ligència anava creixent a mesura que els planetes s'allunyaven del Sol, i li preocupava el fet que a Júpiter el dia només durava deu hores (cinc de dia i cinc de nit) ja que els seus habitants només tenien cinc hores al dia per resoldre tots els seus negocis.
Ara bé, una de les seves idees que sí que va ser brillantment confirmada va ser la hipòtesi nebular per a la formació dels sistemes planetaris, segons la qual les estrelles i els sistemes planetaris es formen a partir de núvols de gas en rotació. Aquesta hipòtesi va ser reforçada matemàticament per Laplace, i va passar a anomenar-se la hipòtesi nebular de Laplace-Kant. A més, aquesta hipòtesi nebular també quadrava amb el que es veia, amb la forma que es veia de les nebuloses espirals.
Llavors, a finals del segle XVIII el debat estava servit entre els astrònoms que afirmaven que les nebuloses espirals eren galàxies com la nostra Via Làctia -universos illes com també les anomenava Kant- o galàxies exteriors a la nostra.
William Huggins (1824-1910)
William Huggins va ser un astrònom aficionat anglès. Tenia una empresa tèxtil i a l'edat de 30 anys va llegir un llibre d'astronomia que el va fascinar. Llavors va decidir dedicar-se a l'astronomia, va vendre la seva empresa i es va comprar instrumentació astronòmica, i en particular es va interessar molt per l'espectroscòpia. Va començar a obtenir espectres d'estrelles i de nebuloses. I prenent l'espectre d'una nebulosa planetària, va veure que aquest espectre era molt diferent al de les estrelles.
Figura 7. Espectre de la nebulosa planetària amb poques línies, observat per Huygens.
Els espectres de les nebuloses planetàries tenien molt poques línies i eren espectres característics del gas calent en emissió. Llavors, Huygens va concloure que aquestes nebuloses realment eren núvols de gas, i va deduir igual que Herschel, que les altres nebuloses també havien de ser núvols de gas. Per tant, aquest era un argument contra l'existència de les galàxies exteriors.
Una altra peça del debat a favor dels núvols de gas va ser una supernova que va esclatar a la nebulosa d'Andròmeda el 1885, i va arribar fins a la magnitud 6. En aquesta època es coneixien i s'havia assistit diverses noves que hi havia a la nostra galàxia, i totes elles tenien magnituds semblants o fins i tot menors, però encara no es coneixien les supernoves i va ser considerada com una nova que brillava igual que les altres noves de la nostra galàxia. Per tant, la nebulosa d'Andròmeda no podia ser una cosa gaire allunyada, perquè si fos una cosa molt llunyana, aquest objecte brillaria extraordinàriament, diverses ordres de magnitud més que les noves normals que veiem a la nostra galàxia.
Amb tots aquests arguments, a finals del XIX i a principis del XX, la majoria de la comunitat astronòmica creia que les nebuloses espirals eren nebuloses dins la nostra galàxia i, probablement, eren sistemes estel·lars en formació.
James Keeler (1857-1900)
A finals del segle XIX van començar a produir-se treballs molt rellevants en l'estudi de les nebuloses espirals amb l' ús de la fotografia i dels nous telescopis reflectors. James Keeler va ser un dels primers a adonar-se del potencial dels telescopis reflectors, sobretot per obtenir fotografies amb molta profunditat, fotografies del cel profund, que permetien detectar objectes molt febles.
Keeler va ser director de l'Observatori de Lick i un dels primers abanderats de l'ús dels telescopis reflectors. Ell mateix va utilitzar un telescopi reflector de 90 cm que va comprar a Anglaterra. Va començar a prendre fotografies de nebuloses espirals i es va adonar d'un parell de fets que fins aquell moment havien passat una mica desapercebuts. En primer lloc, l'abundants que eren aquestes nebuloses espirals. Cada vegada que feia una fotografia d'una nebulosa coneguda, al camp n'apareixien moltes altres, molt més febles. Va dir que hi havia milers de nebuloses espirals i va arribar a catalogar-ne pràcticament més de mil. I en segon lloc, es va adonar també que aquestes nebuloses espirals es trobaven totes elles fora del pla de la galàxia, fora de la Via Làctia en el sentit observacional.
Així com les nebuloses gegants, com la nebulosa d'Orió, es trobaven totes en el pla de la nostra galàxia, i les nebuloses planetàries es trobaven una mica per totes parts, no hi havia ni una sola nebulosa espiral en el pla galàctic. Ara bé, ell va continuar pensant que les nebuloses espirals eren núvols de gas de la nostra pròpia galàxia.
Vesto Slipher (1875-1969)
Qui també es va interessar per aquestes nebuloses va ser Vesto Slipher, astrònom de l'Observatori Lowell, a Arizona. Aquest observatori va ser construït per Percival Lowell, sobretot pels seus dos interessos principals: l'estudi dels canals de Mart i la recerca del novè planeta del sistema solar. Precisament Plutó va ser descobert allà per Clyde Tombaugh el 1930.
Lowell es va interessar per l'espectroscòpia, va adquirir un espectrògraf i va encarregar el seu ús a Slipher, qui va resultar ser molt hàbil tècnicament. Els espectrògrafs de l'època eren molt difícils d'utilitzar, però Slipher va poder posar-lo en marxa i fer-lo funcionar.
Slipher es va interessar també pel problema de les nebuloses, i va començar a fer-ne espectres. Es va adonar que l'espectre de les nebuloses espirals era compatible amb una població estel·lar. No era l'espectre de línies com el que havia observat Huygens en una nebulosa planetària, sinó que tenien un espectre compatible amb una població estel·lar. I a més, cap al 1915, es va adonar que tots els seus espectres presentaven un corriment al vermell important. Això significava que s'estaven movent a velocitats molt superiors a les velocitats de les estrelles normals a la nostra galàxia, cosa que va portar Slipher a proposar que efectivament es tractava d'universos illa, de galàxies exteriors a la nostra, que a més la majoria d'elles s'allunyaven de nosaltres.
Figura 8. Corriment al vermell dels espectres de diferents nebuloses
Herber Curtis (1872-1942)
També a l'observatori de Lick, Herbert Curtis va seguir observant amb el telescopi reflector de 90 cm i es va adonar que moltes d'aquestes nebuloses presentaven regions fosques en el seu pla equatorial. Ja Barnard havia proposat que a la nostra pròpia galàxia hi havia molts d'aquests núvols foscos, i va deduir que es tractava de núvols de gas que tapaven les estrelles del seu voltant. Llavors Curtis va concloure també que aquestes nebuloses en realitat eren galàxies exteriors a la nostra.
Curtis va observar també noves en diferents nebuloses espirals i es va adonar que aquestes noves no eren tan brillants com l'observada anys anteriors a Andròmeda, sinó que eren més febles i les seves brillantors eren compatibles amb els de les noves. Va concloure -a més de forma encertada- que aquesta nova de magnitud 6 que s'havia observat a Andròmeda era moltíssim més brillant que les noves normals -el que avui anomenem una supernova-. No obstant això, en aquestes nebuloses sí que hi havia explosions d'objectes la brillantor dels quals era comparable amb la brillantor de les noves de la nostra galàxia si aquestes nebuloses espirals es trobessin molt allunyades, fora de la nostra pròpia galàxia. Un argument més sobre la hipòtesi extragalàctica d'aquestes nebuloses.
Adriaan van Maanen (1884-1946)
També van anar apareixent arguments en contra dels universos-illa. Adriaan Van Maanen, de l'Observatori de Monte Wilson, va publicar una sèrie d'articles on es veia com una nebulosa espiral estava girant. Si girava, significava que es tractava d'un objecte proper, perquè si fos un objecte molt llunyà i gran, en els girs que observava Van Manen -amb períodes de l'ordre de 80.000-100.000 anys- implicava que les zones més externes giraven a major velocitat que la de la llum. I Albert Einstein amb la seva teoria de la relativitat ja havia demostrat que això era impossible.
El gran debat
L'any 1920 hi va haver un gran debat sobre la naturalesa de les nebuloses que no va tenir gaire repercussió al seu dia, però que després, històricament, quan es van publicar les contribucions tant de Harlow Shapley com de Herbert Curtis, sí que se li va donar molta fama. Herbert Curtis era partidari que efectivament les nebuloses espirals eren galàxies llunyaníssimes, mentre que Shapley considerava el contrari, que les nebuloses espirals eren petits objectes pertanyents a la nostra pròpia galàxia. El problema que es va veure en aquest debat era que no hi havia forma de mesurar la distància d'aquestes nebuloses.
Henrietta Leawitt (1868-1921)
El debat es va resoldre quan va aparèixer una tècnica que va permetre mesurar distàncies cosmològiques, que és una cosa realment difícil. Aquesta tècnica la va desenvolupar una astrònoma de l'Observatori del College de Harvard.
Figura 9. Grup d' astrònomes de l' Observatori de Harvard a finals del segle XIX.
En aquella època el treball tècnic, relacionat amb totes aquestes investigacions astronòmiques, era molt costós i meticulós. Els grans telescopis obtenien moltes plaques fotogràfiques i sobre aquestes plaques calia anar posicionant les estrelles una rere l'altra i mesurar les seves coordenades. També calia classificar una gran quantitat d'espectres estel·lars. Era un treball rutinari però molt costós, amb una gran quantitat de treball, i Charles Pickering es va adonar que les dones tenien exactament la mateixa capacitat per fer aquest tipus de feina, i a més cobraven tres o quatre vegades menys que els homes, per la qual cosa va començar a contractar dones (figura 9).
La primera dona que va contractar va ser Williamina Fleming, que va tenir una contribució important a l'astrofísica. Després va contractar altres moltes dones, algunes de les quals van ser molt rellevants, sobretot en el desenvolupament de la classificació espectral, però en particular la que ens ocupa és Henrietta Leavitt.
Henrietta Leavitt, observant estrelles variables al núvol gran de Magallanes, va descobrir que hi havia un tipus de variables, les Cefeides, que eren estrelles polsants, i es va adonar que hi havia una relació entre els seus períodes de pulsació i les seves brillantors intrínsecs. Com que totes aquestes estrelles estaven a la mateixa distància, es podia saber que la diferència de brillantor intrínsec era la mateixa que la diferència de brillantor aparent. D'aquesta manera, mesurant el període de pulsació es podia saber la brillantor intrínsec, i comparant-lo amb la brillantor aparent es podia calcular la seva distància.
Figura 10. Relació entre el període i la lluminositat
Harlow Shapley (1885-1972)
Aquesta relació la va utilitzar Shapley per determinar distàncies a cúmuls globulars. Es va adonar que tots aquests cúmuls globulars es trobaven en la mateixa direcció al cel, cap a la constel·lació de Sagitari. Va poder estimar també les seves distàncies amb l'escala Cefeida i va concloure, amb força bon criteri, que aquests cúmuls globulars es distribuïen amb una simetria esfèrica al voltant del centre de la galàxia. Per tant, si des de la Terra es veien tots en la mateixa direcció al cel, volia dir que el Sol no era al centre de la galàxia, com pensava Herschel, sinó que es trobava cap a un costat de la mateixa.
Figura 11. Distribució globular del clúster de Shapley
Si en temps dels grecs, es pensava que la Terra era el centre de l'univers, i després es va pensar que era el Sol el que era al centre, Shapley va demostrar que el Sol també estava força allunyat d'aquest centre.
Edwin Hubble (1889-1853)
I ja per acabar, qui va tancar tot aquest desenvolupament va ser Edwin Hubble, que en acabar els seus estudis de doctorat, va començar a treballar amb el nou telescopi de dos metres i mig instal·lat a Monte Wilson, i el seu principal tema d'interès va ser, precisament, les nebuloses espirals.
El primer treball que va realitzar va ser l'estudi d'estrelles noves a la nebulosa d'Andròmeda. Va observar diverses noves en ella, i en una de les fotografies que va prendre el 6 d'octubre de 1923, la va comparar amb altres fotografies anteriors, i es va adonar que en realitat una d'elles era una estrella polsant de tipus Cefeida. Va continuar amb aquesta feina i va trobar dues cefeides més.
Figura 12. Corba de llum d' una de les fotografies
En la figura 12 podem veure la corba de llum d'una d'aquestes cefeides al llarg de 22 dies. Amb aquestes cefeides va ser capaç de calcular la distància de la nebulosa d'Andròmeda i va obtenir que es trobava a gairebé un milió d'anys llum. Com que la mida de la nostra galàxia es creia que era d'uns 30.000 o 40.000 anys llum, estava clar que aquesta nebulosa no estava dins de la nostra galàxia, sinó que estava molt lluny, i a més, comparant la seva mida aparent amb aquesta distància, va calcular que era un objecte tan gran com la nostra pròpia galàxia. També va mesurar la distància a la nebulosa del triangle, estudiant cefeides que hi va trobar, i també es va adonar que era un objecte extragalàctic.
Hubble va obtenir aquests resultats entre 1923 i 1925. El febrer de 1924 ja n'estava segur i se'ls va manar a Harlow Shapley, qui era un astrònom de gran prestigi, director de l'Observatori del College de Harvard, i que mantenia una opinió contrària. Finalment, Shapley va acabar donant-li la raó.
El novembre de 1924 li van fer una entrevista al New York Times on va dir que l'Univers havia multiplicat la seva mida perquè s'havia passat d'un univers amb una sola galàxia a un univers poblat de galàxies. Ara bé, no volia publicar els seus resultats perquè era molt meticulós i volia assegurar-se molt abans de publicar-los. Els astrònoms, per la seva banda, li van insistir que havia de publicar, i en particular, el president de l'American Astronomical Society li va demanar que durant l'assemblea anual de 1925 fes una xerrada explicant els seus resultats. Hubble no va acudir a l'assemblea, però sí que va manar un correu amb un article on presentava els seus resultats. Aquest article va ser llegit l'1 de gener de 1925 i es pot dir que aquell dia va ser el que es va demostrar definitivament que l'Univers estava replet d'universos illes o galàxies. Aviat es complirà el centenari.
Col·loqui
Des de quin moment més o menys s'és conscient que la Terra forma part de la Via Làctia i com s'arriba una mica a aquesta conclusió que en formem part?
S'arriba a la conclusió perquè la Via Làctia la construïm al voltant del sistema solar. Nosaltres observem des del sistema solar.
En principi, es pensava que l'univers s'acabava en l'esfera de les estrelles fixes, que englobava pràcticament el sistema solar. Quan cau la idea de les estrelles fixes, apareix la idea dels infinits mons, i aquests infinits mons després es veu que no són infinits, sinó que són finits i que tenen una distribució. Tot això ho veiem des de la nostra posició en el sistema solar i ho veiem al voltant nostre.
Llavors en el moment mateix en què es té aquest concepte de Via Làctia com a sistema estel·lar, aquest concepte d'univers illa, nosaltres estem dins d'aquest univers perquè fora no hi ha res, només hi ha espai buit. El concepte que el sistema solar està dins de la galàxia neix amb el mateix concepte de galàxia perquè és una cosa que intel·lectualment es construeix al voltant del propi sistema solar.
Les RR Lyrae són igual de bones per mesurar distàncies que les Cefeides?
En principi sí, però tenen dos inconvenients. Sembla ser que hi ha molta dependència de la relació brillantor-període amb la seva metal·licitat, llavors s'ha de posar un altre paràmetre relacionat amb la metal·licitat per poder utilitzar la relació. I l'altre inconvenient és que són menys brillants i no ens permeten arribar tan lluny com amb les Cefeides.