Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Juan Fabregat, 20 de noviembre de 2024
Sabemos que las galaxias son objetos cosmológicos y que las primeras se formaron a principios del universo, con lo que su edad es de miles de millones de años. Hace 100 años que sabemos lo que son las galaxias. Antes no se sabía lo que eran y se les llamaba nebulosas. En esta charla os explicaré el proceso histórico que nos llevó a descubrir qué son las galaxias y todos los procesos que hubo que desarrollar para llegar a este conocimiento, que fue una discusión que se mantuvo durante más de 200 años.
Origen de la palabra “Galaxia”
La palabra “galaxia” es una palabra de origen griego, de la Grecia clásica, y quiere decir lo mismo que la Vía Láctea. “Galaxia” y Vía Láctea son lo mismo.
Figura 1. Cielo oscuro donde se ve con claridad la Vía Láctea.
Si somos lo bastante afortunados para encontrar cielos oscuros, libres de contaminación lumínica, vemos esto que llamamos la Vía Láctea: una banda luminosa que cruza el cielo de parte en parte. Es un nombre latino que quiere decir “camino de leche”. De hecho, antiguamente, este concepto de Vía Láctea era puramente observacional y no se asociaba a ningún astro, no se sabía lo que era. Se le llamaba Vía Láctea en latín y galaxia en griego.
La Grecia clásica
En la antigüedad en el cielo se veían dos tipos distintos de astros: estrellas y planetas. Había pensadores y científicos, en particular los atomistas como Epicuro, que decían que esas estrellas eran mundos exactamente iguales que el nuestro, donde había animales, plantas y todos los otros seres que observamos. No obstante, esta idea no fue la mayoritaria en la antigüedad clásica, y no se recuperó hasta el siglo XVI, porque lo que imperó fueron las ideas de Aristóteles.
La idea del Universo que triunfó fue desarrollada por Eudoxo y después elaborada por Aristóteles. Estos filósofos dijeron que el universo estaba formado por una estructura de esferas concéntricas. Los únicos mundos que podía haber eran los planetas, pero las estrellas no se consideraban como astros independientes, sino que eran algo que formaba una estructura alrededor de los planetas.
Figura 2. Representación medieval del universo como esferas concéntricas.
En la figura 2 vemos este universo formado por esferas donde la Tierra está en el centro, y alrededor de ella hay una serie de esferas de cristal transparentes. En cada una de estas esferas hay engarzado un astro: el primero es la Luna, luego Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno... Y todo eso estaba encerrado por la esfera de las estrellas fijas. Y de hecho Aristóteles a esas esferas les dio una naturaleza física. Para él eran esferas de cristal y no representaciones geométricas. A Aristóteles no le gustaba el vacío y en la Edad Media tampoco gustaba el vacío (horror vacui), porque el vacío era el “no ser” de Parménides. Esta representación (figura 2) es medieval y tiene elementos cristianos como la inscripción más externa que habla del habitáculo de Dios. También había pensadores que proponían que esa esfera de las estrellas fijas era también una esfera sólida, opaca, y que tenía agujeros a través de los cuales se veía la luz del más allá.
El Universo heliocéntrico
Al principio de la edad moderna, Copérnico propuso una gran modificación, según la cual la Tierra no estaba en el centro del universo, sino que era el Sol el astro central. Al principio solo era un modelo matemático, pero después ya se pensó como un modelo físico real.
Figura 3. Modelo Copernicano del universo
En este modelo había dos centros del movimiento: el del Sol y el de la Tierra, y esto en una visión aristotélica o platónica no se entendía muy bien pero, en cualquier caso, todo seguía cerrado por la esfera de las estrellas fijas.
Edmund Halley (1656-1742)
La idea de las estrellas fijas se abandonó definitivamente en tiempos de Halley. Edmund Halley, conocido por predecir el retorno del cometa que lleva su nombre, pudo apreciar el movimiento propio de una estrella, en particular de la estrella Arcturus. Halley fue un astrónomo real inglés del siglo XVII, cuya tarea era medir posiciones de estrellas con mucha precisión para su uso en la navegación, para implementar las técnicas de la navegación astronómica (que no se consiguió hasta mitad del siglo XVIII).
Halley comparó la posición de su época de la estrella Arcturus con la posición que aparecía en catálogos antiguos del periodo helenístico, casi dos mil años antes, y descubrió que se había movido en el cielo prácticamente un grado, el doble del tamaño de la luna llena. Arcturus es una estrella relativamente cercana y por eso tiene un movimiento propio relativamente rápido, aunque no es la más rápida del cielo (la más rápida es la estrella de Barnard). Halley demostró que no había tal esfera de las estrellas fijas, sino que las estrellas eran astros independientes que se movían en el cielo, aunque en su época esa idea de las esferas de las estrellas fijas ya estaba prácticamente abandonada.
Giordano Bruno (1548-1600)
Había muchos pensadores, entre ellos Giordano Bruno, que recuperaron la idea de los atomistas, y volvieron a considerar los astros y las estrellas como soles. De hecho, en su libro “De l’infinito, universo e Mondi”, decía que las estrellas son soles iguales que el nuestro y por ello deben tener planetas a su alrededor con animales, plantas y seres inteligentes. Es curioso notar que las estrellas son astros independientes, pero Bruno hablaba de infinitos astros en un universo infinito. Esto provocó cierta discusión porque esta idea del infinito siempre se ha considerado con bastante precaución.
La paradoja de Olbers
La idea de infinito fue abandonada pronto por argumentos que resumió de una forma bastante precisa Olbers, con la conocida paradoja que lleva su nombre. En esta discusión sobre si el universo era una extensión infinita poblada de infinitas estrellas o bien tenía un tamaño limitado y la extensión de estrellas era limitada, la paradoja de Olbers presentó un argumento en contra del universo infinito. Lo que propuso Olbers fue que, si a nuestro alrededor hubiese infinitas estrellas, allá donde mirásemos, nuestra visual siempre se encontraría con una estrella, y no podría haber noche oscura. Allá donde mirásemos siempre veríamos una estrella y, por tanto, el cielo nocturno debería ser tan brillante como la superficie de una estrella.
Matemáticamente es fácil formalizar esta paradoja de Olbers. Si consideramos ese espacio infinito y lo dividimos en coronas esféricas, el volumen de cada una de ellas es proporcional a su radio al cuadrado. Por lo tanto, en cada corona esférica, el número de estrellas que hay es proporcional al radio al cuadrado. Por otra parte, el brillo aparente de las estrellas disminuye con el cuadrado de la distancia. Entonces, considerando estos dos argumentos, concluimos que el brillo global de cada corona esférica es el mismo. Si hubiese una infinita distribución de estrellas, las infinitas coronas esféricas brillarían exactamente igual y el brillo del cielo sería una suma infinita de números finitos cuyo resultado sería infinito. El brillo del cielo debería ser infinito.
Argumentos de este tipo llevaron a los astrónomos a pensar que el universo no podía ser infinito. El universo debería ser una extensión de estrellas que ocupaban un volumen finito en un espacio vacío.
William Herschel (1738-1822)
Hacía falta determinar la forma de este universo finito, y uno de los primeros astrónomos en ocuparse de este tema fue William Herschel. Este astrónomo era famoso por muchas cuestiones como el descubrimiento del planeta Urano, y fue también el mejor constructor de telescopios de su época, por lo que tenía mucho prestigio.
Figura 4. Telescopio construido por Herschel
Para estudiar cuál sería la forma de esa distribución de estrellas finita, se dedicó simplemente a contar estrellas. Con sus telescopios él ya pudo profundizar en la naturaleza de esa Vía Láctea. Un siglo antes, con el advenimiento del telescopio, Galileo se había percatado de que la forma lechosa de la Vía láctea se debía a que había muchas estrellas muy débiles. Herschel se dedicó a contar cuántas estrellas había en diferentes regiones del cielo. Seleccionó unas 800 regiones del cielo distribuidas a lo largo del cielo e iba contando cuantas estrellas había en cada una de ellas. Se dio cuenta que donde había más densidad de estrellas era en la Vía Láctea, y a medida que se alejaba de ella cada vez había menos. Con estos datos llegó a proponer que la distribución de estrellas debía ser aproximadamente plana.
El primer modelo que propuso consideraba que el universo consistía en una distribución de estrellas en un volumen infinito (figura 5). Si nos encontramos en el interior de esta distribución y miramos en dirección longitudinal veremos muchas estrellas, sin embargo, si miramos en la dirección perpendicular veremos muy pocas.
Este modelo tan geometrizado fue substituido pronto por el propio Herschel por otro modelo que pervivió durante prácticamente un centenar de años (figura 5). En este modelo la galaxia tenía una distribución irregular de estrellas, ocupaba un volumen finito en un espacio vacío, y por supuesto el Sol se encontraba en el centro. Ya que la Vía Láctea se ve por todo el cielo alrededor del observador, Herschel consideró que el Sol se encontraba en el centro de esta distribución.
Figura 5. Primer modelo (izquierda) y segundo modelo (derecha) del universo según Herschel
Este modelo de Herschel fue aceptado por la mayoría de los científicos. Si en tiempos de Aristóteles el universo era una esfera de las estrellas fijas que contenían en su interior otras esferas, Herschel propuso que el universo era una distribución de estrellas en un espacio vacío con el Sol en el centro.
En la época ya se sabía que, además de estrellas, había otras cosas llamadas nebulosas, y sobre estas nebulosas se fueron proponiendo diferentes hipótesis.
Charles Messier (1730-1817)
Muchas de estas nebulosas fueron catalogadas por Charles Messier, quien creó su famoso catálogo tan bien conocido por todos los astrónomos aficionados. Messier era un buscador de cometas y en su búsqueda se encontraba con objetos difusos que le confundían y por ello hizo su catálogo. Cuando Herschel tuvo conocimiento de él, se dedicó a observar las nebulosas del catálogo e incluso él mismo descubrió muchas más.
Figura 6. Dibujo de Herschel de nebulosas de diferentes tipos
Con sus potentes telescopios, Herschel se dio cuenta de que la mayoría de los objetos del catálogo de Messier eran cúmulos de estrellas, sin embargo, en otros no podía discernir estrellas y pensó que serían también sistemas de estrellas pero que podían estar tan alejados que las estrellas no se pudieran percibir de forma aislada. Entonces, Herschel propuso que en realidad se trataban de sistemas estelares parecidos a la Vía Láctea pero que se encontraban muy alejados fuera de ella. Si estaban muy alejados es que eran muy grandes, y por tanto debían ser galaxias como la nuestra. Ahora bien, a medida que iba progresando su trabajo científico fue cambiando radicalmente de opinión, sobre todo al estudiar nebulosas planetarias.
Herschel encontró una nebulosa planetaria que no estaba en el catálogo de Messier, de la cual identificó claramente su estrella central y una nube de gas a su alrededor. El propio Herschel bautizó a estas nebulosas como nebulosas planetarias (quizás porque su apariencia redonda le recordaba un planeta o quizás porqué pensó que en ese gas alrededor de las estrellas se debían formar planetas).
Herschel concluyó que las nebulosas planetarias, de forma inequívoca, eran nubes de gas y no sistemas estelares, y pensó que todas las demás nebulosas también debían serlo. No concebía que podría haber diferentes tipos de nebulosas, unas formadas por gas y otras por sistemas estelares, y de esta manera propuso que las nebulosas con forma espiral debían ser también nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia.
Immanuel Kant (1724-1804)
Quién también participó en este debate fue el filósofo Immanuel Kant, contemporáneo a Herschel. Kant, en su libro de astronomía “Historia general de la naturaleza y la teoría del cielo”, lanzó varias hipótesis, una de las cuales era que las nebulosas espirales eran otras vías lácteas. Sin embargo, este libro de Kant fue prácticamente olvidado porque contiene otras ideas como una teoría de la gravedad que no sobrevivió al paso del tiempo.
Kant estaba convencido de que todos los planetas estaban habitados y discutió en su libro cómo vivían los habitantes de Venus, de la Tierra y de Marte. Él suponía que los habitantes de Júpiter eran mucho más inteligentes que nosotros porque pensaba que la inteligencia iba creciendo a medida que los planetas se alejaban del Sol, y le preocupaba el hecho que en Júpiter el día solo duraba diez horas (cinco de día y cinco de noche) ya que sus habitantes solo tenían cinco horas al día para resolver todos sus negocios.
Ahora bien, una de sus ideas que sí fue brillantemente confirmada fue la hipótesis nebular para la formación de los sistemas planetarios, según la cual las estrellas y los sistemas planetarios se forman a partir de nubes de gas en rotación. Esta hipótesis fue reforzada matemáticamente por Laplace, y pasó a llamarse la hipótesis nebular de Laplace-Kant. Además, esta hipótesis nebular también cuadraba con lo que se veía, con la forma que se veía de las nebulosas espirales.
Entonces, a finales del siglo XVIII el debate estaba servido entre los astrónomos que afirmaban que las nebulosas espirales eran galaxias como nuestra Vía Láctea -universos islas como también las llamaba Kant- o galaxias exteriores a la nuestra.
William Huggins (1824-1910)
William Huggins fue un astrónomo aficionado inglés. Tenía una empresa textil y a la edad de 30 años leyó un libro de astronomía que le fascinó. Entonces decidió dedicarse a la astronomía, vendió su empresa y se compró instrumentación astronómica, y en particular se interesó mucho por la espectroscopia. Empezó a obtener espectros de estrellas y de nebulosas. Y tomando el espectro de una nebulosa planetaria, vio que ese espectro era muy diferente al de las estrellas.
Figura 7. Espectro de la nebulosa planetaria con pocas líneas, observado por Huygens.
Los espectros de las nebulosas planetarias tenían muy pocas líneas y eran espectros característicos del gas caliente en emisión. Entonces, Huygens concluyó que estas nebulosas realmente eran nubes de gas, y dedujo igual que Herschel, que las demás nebulosas también debían ser nubes de gas. Por lo tanto, este era un argumento contra la existencia de las galaxias exteriores.
Otra pieza del debate en favor de las nubes de gas fue una supernova que estalló en la nebulosa de Andrómeda en 1885, y llegó hasta la magnitud 6. En esa época se conocían y se había estudios varias novas que había en nuestra galaxia, y todas ellas tenían magnitudes parecidas o incluso menores, pero todavía no se conocían las supernovas y fue considerada como una nova que brillaba igual que las demás novas de nuestra galaxia. Por lo tanto, la nebulosa de Andrómeda no podía ser algo muy alejado, porque si fuese una cosa muy lejana, este objecto brillaría extraordinariamente, varias órdenes de magnitud más que las novas normales que vemos en nuestra galaxia.
Con todos estos argumentos, a finales del XIX y a principios del XX, la mayoría de la comunidad astronómica creía que las nebulosas espirales eran nebulosas dentro de nuestra galaxia y, probablemente, eran sistemas estelares en formación.
James Keeler (1857-1900)
A finales del siglo XIX comenzaron a producirse trabajos muy relevantes en el estudio de las nebulosas espirales con el uso de la fotografía y de los nuevos telescopios reflectores. James Keeler fue uno de los primeros en darse cuenta del potencial de los telescopios reflectores, sobre todo para obtener fotografías con mucha profundidad, fotografías del cielo profundo, que permitían detectar objetos muy débiles.
Keeler fue director del Observatorio de Lick y uno de los primeros abanderados del uso de los telescopios reflectores. Él mismo usó un telescopio reflector de 90 cm que compró en Inglaterra. Comenzó a tomar fotografías de nebulosas espirales y se dio cuenta de un par de hechos que hasta ese momento habían pasado un poco desapercibidos. En primer lugar, lo abundantes que eran estas nebulosas espirales. Cada vez que hacía una fotografía de una nebulosa conocida, en el campo aparecían muchas otras, mucho más débiles. Dijo que había miles de nebulosas espirales y llegó a catalogar prácticamente más de mil. Y en segundo lugar, se dio cuenta también de que esas nebulosas espirales se encontraban todas ellas fuera del plano de la galaxia, fuera de la Vía Láctea en el sentido observacional.
Así como las nebulosas gigantes, como la nebulosa de Orión, se encontraban todas en el plano de nuestra galaxia, y las nebulosas planetarias se encontraban un poco por todas partes, no había ni una sola nebulosa espiral en el plano galáctico. Ahora bien, él siguió pensando que las nebulosas espirales eran nubes de gas de nuestra propia galaxia.
Vesto Slipher (1875-1969)
Quien también se interesó por estas nebulosas fue Vesto Slipher, astrónomo del Observatorio Lowell, en Arizona. Este observatorio fue construido por Percival Lowell, sobre todo para sus dos intereses principales: el estudio de los canales de Marte y la búsqueda del noveno planeta del sistema solar. Precisamente Plutón fue descubierto allí por Clyde Tombaugh en 1930.
Lowell se interesó por la espectroscopía, adquirió un espectrógrafo y encargó su uso a Slipher, quien resultó ser muy hábil técnicamente. Los espectrógrafos de la época eran muy difíciles de utilizar, pero Slipher pudo ponerlo en marcha y hacerlo funcionar.
Slipher se interesó también por el problema de las nebulosas, y empezó a hacer espectros de ellas. Se dio cuenta de que el espectro de las nebulosas espirales era compatible con una población estelar. No era el espectro de líneas como el que había observado Huygens en una nebulosa planetaria, sino que tenían un espectro compatible con una población estelar. Y además, hacia 1915, se dio cuenta de que todos sus espectros presentaban un corrimiento al rojo importante. Esto significaba que se estaban moviendo a velocidades muy superiores a las velocidades de las estrellas normales en nuestra galaxia, lo que llevó a Slipher a proponer que efectivamente se trataba de universos isla, de galaxias exteriores a la nuestra, que además la mayoría de ellas se alejaban de nosotros.
Figura 8. Corrimiento al rojo de los espectros de distintas nebulosas
Herber Curtis (1872-1942)
También en el observatorio de Lick, Herbert Curtis siguió observando con el telescopio reflector de 90 cm y se dio cuenta de que muchas de estas nebulosas presentaban regiones oscuras en su plano ecuatorial. Ya Barnard había propuesto que en nuestra propia galaxia había muchas de esas nubes oscuras, y dedujo que se trataba de nubes de gas que tapaban las estrellas de su alrededor. Entonces Curtis concluyó también que estas nebulosas en realidad eran galaxias exteriores a la nuestra.
Curtis observó también novas en distintas nebulosas espirales y se dio cuenta de que esas novas no eran tan brillantes como la observada años anteriores en Andrómeda, sino que eran más débiles y sus brillos eran compatibles con los de las novas. Concluyó -además de forma acertada- que esa nova de magnitud 6 que se había observado en Andrómeda era muchísimo más brillante que las novas normales -lo que hoy llamamos una supernova-. Sin embargo, en estas nebulosas sí que había explosiones de objetos cuyo brillo era comparable con el brillo de las novas de nuestra galaxia si estas nebulosas espirales se encontrasen muy alejadas, fuera de nuestra propia galaxia. Un argumento más acerca de la hipótesis extragaláctica de estas nebulosas.
Adriaan van Maanen (1884-1946)
También fueron apareciendo argumentos en contra de los universos-isla. Adriaan Van Maanen, del Observatorio de Monte Wilson, publicó una serie de artículos donde se veía cómo una nebulosa espiral estaba girando. Si giraba, significaba que se trataba de un objeto cercano, porque si fuese un objeto muy lejano y grande, en los giros que observaba Van Manen -con periodos del orden de 80.000-100.000 años- implicaba que las zonas más externas giraban a mayor velocidad que la de la luz. Y Albert Einstein con su teoría de la relatividad ya había demostrado que eso era imposible.
El gran debate
En el año 1920 hubo un gran debate acerca de la naturaleza de las nebulosas que no tuvo mucha repercusión en su día, pero que luego, históricamente, cuando se publicaron las contribuciones tanto de Harlow Shapley como de Herbert Curtis, sí que se le dio mucha fama. Herbert Curtis era partidario de que efectivamente las nebulosas espirales eran galaxias lejanísimas, mientras que Shapley consideraba lo contrario, que las nebulosas espirales eran pequeños objetos pertenecientes a nuestra propia galaxia. El problema que se vio en este debate era que no había forma de medir la distancia de estas nebulosas.
Henrietta Leawitt (1868-1921)
El debate se resolvió cuando apareció una técnica que permitió medir distancias cosmológicas, que es algo realmente difícil. Esta técnica la desarrolló una astrónoma del Observatorio del College de Harvard.
Figura 9. Grupo de astrónomas del Observatorio de Harvard a finales del siglo XIX.
En aquella época el trabajo técnico, relacionado con todas estas investigaciones astronómicas, era muy costoso y meticuloso. Los grandes telescopios obtenían muchas placas fotográficas y sobre esas placas había que ir posicionando las estrellas una tras otra y medir sus coordenadas. También había que clasificar una gran cantidad de espectros estelares. Era un trabajo rutinario pero muy costoso, con una gran cantidad de trabajo, y Charles Pickering se dio cuenta de que las mujeres tenían exactamente la misma capacidad para hacer este tipo de trabajo, y además cobraban tres o cuatro veces menos que los hombres, por lo que empezó a contratar mujeres (figura 9).
La primera mujer que contrató fue Williamina Fleming, que tuvo una contribución importante a la astrofísica. Después contrató a otras muchas mujeres, algunas de las cuales fueron muy relevantes, sobre todo en el desarrollo de la clasificación espectral, pero en particular la que nos ocupa es Henrietta Leavitt.
Henrietta Leavitt, observando estrellas variables en la nube grande de Magallanes, descubrió que había un tipo de variables, las Cefeidas, que eran estrellas pulsantes, y se dio cuenta de que había una relación entre sus periodos de pulsación y sus brillos intrínsecos. Como todas estas estrellas estaban a la misma distancia, se podía saber que la diferencia de brillo intrínseco era la misma que la diferencia de brillo aparente. De esta manera, midiendo el periodo de pulsación se podía saber el brillo intrínseco, y comparándolo con el brillo aparente se podía calcular su distancia.
Figura 10. Relación entre el período y la luminosidad
Harlow Shapley (1885-1972)
Esta relación la utilizó Shapley para determinar distancias a cúmulos globulares. Se dio cuenta de que todos estos cúmulos globulares se encontraban en la misma dirección en el cielo, hacia la constelación de Sagitario. Pudo estimar también sus distancias con la escala Cefeida y concluyó, con bastante buen criterio, que estos cúmulos globulares se distribuían con una simetría esférica alrededor del centro de la galaxia. Por lo tanto, si desde la Tierra se veían todos en la misma dirección en el cielo, quería decir que el Sol no estaba en el centro de la galaxia, como pensaba Herschel, sino que se encontraba hacia un lado de la misma.
Figura 11. Distribución globular del clúster de Shapley
Si en tiempo de los griegos, se pensaba que la Tierra era el centro del universo, y luego se pensó que era el Sol el que estaba en el centro, Shapley demostró que el Sol también estaba bastante alejado de ese centro.
Edwin Hubble (1889-1853)
Y ya para acabar, quien cerró todo este desarrollo fue Edwin Hubble, que al terminar sus estudios de doctorado, empezó a trabajar con el nuevo telescopio de dos metros y medio instalado en Monte Wilson, y su principal tema de interés fue, precisamente, las nebulosas espirales.
El primer trabajo que realizó fue el estudio de estrellas novas en la nebulosa de Andrómeda. Observó varias novas en ella, y en una de las fotografías que tomó el 6 de octubre de 1923, la comparó con otras fotografías anteriores, y se dio cuenta de que en realidad una de ellas era una estrella pulsante de tipo Cefeida. Prosiguió con este trabajo y encontró dos cefeidas más.
Figura 12. Curva de luz de una de las fotografías
En la figura 12 podemos ver la curva de luz de una de esas cefeidas a lo largo de 22 días. Con estas cefeidas fue capaz de calcular la distancia de la nebulosa de Andrómeda y obtuvo que se encontraba a casi un millón de años luz. Como el tamaño de nuestra galaxia se creía que era de unos 30.000 o 40.000 años luz, estaba claro que esa nebulosa no estaba dentro de nuestra galaxia, sino que estaba muy lejos, y además, comparando su tamaño aparente con esa distancia, calculó que era un objeto tan grande como nuestra propia galaxia. También midió la distancia a la nebulosa del triángulo, estudiando cefeidas que encontró allí, y también se dio cuenta que era un objeto extragaláctico.
Hubble obtuvo estos resultados entre 1923 y 1925. En febrero de 1924 ya estaba seguro de ellos y se los mandó a Harlow Shapley, quien era un astrónomo de gran prestigio, director del Observatorio del College de Harvard, y que mantenía una opinión contraria. Finalmente, Shapley acabó dándole la razón.
En noviembre de 1924 le hicieron una entrevista en el New York Times donde dijo que el Universo había multiplicado su tamaño porque se había pasado de un universo con una sola galaxia a un universo poblado de galaxias. Ahora bien, no quería publicar sus resultados porque era muy meticuloso y quería asegurarse mucho antes de publicarlos. Los astrónomos, por su parte, le insistieron en que debía publicar, y en particular, el presidente de la American Astronomical Society le pidió que durante la asamblea anual de 1925 hiciera una charla explicando sus resultados. Hubble no acudió a la asamblea, pero sí mandó un correo con un artículo donde presentaba sus resultados. Dicho artículo fue leído el 1 de enero de 1925 y puede decirse que aquel día fue el que se demostró definitivamente que el Universo estaba repleto de universos islas o galaxias. Pronto se cumplirá el centenario.
Coloquio
¿Desde qué momento más o menos se es consciente de que la Tierra forma parte de la Vía Láctea y cómo se llega un poco a esa conclusión de que formamos parte de ella?
Se llega a la conclusión porque la Vía Láctea la construimos alrededor del sistema solar. Nosotros observamos desde el sistema solar.
En principio, se pensaba que el universo se acababa en la esfera de las estrellas fijas, que englobaba prácticamente el sistema solar. Cuando cae la idea de las estrellas fijas, aparece la idea de los infinitos mundos, y esos infinitos mundos luego se ve que no son infinitos, sino que son finitos y que tienen una distribución. Todo eso lo vemos desde nuestra posición en el sistema solar y lo vemos alrededor nuestro.
Entonces en el momento mismo en que se tiene este concepto de Vía Láctea como sistema estelar, este concepto de universo isla, nosotros estamos dentro de ese universo porque fuera no hay nada, solo hay espacio vacío. El concepto de que el sistema solar está dentro de la galaxia nace con el mismo concepto de galaxia porque es algo que intelectualmente se construye alrededor del propio sistema solar.
¿Las RR Lyrae son igual de buenas para medir distancias que las Cefeidas?
En principio sí, pero tienen dos inconvenientes. Parece ser que hay mucha dependencia de la relación brillo-periodo con su metalicidad, entonces tiene que meterse otro parámetro relacionado con la metalicidad para poder usar la relación. Y el otro inconveniente es que intrínsecamente son menos brillantes y no nos permiten llegar tan lejos como con las Cefeidas.