Download HENRIETTA LEAVITT Y LAS CEFEIDAS

HENRIETTA LEAVITT Y LAS CEFEIDAS
Esas estrellas variables que hoy conocemos como Cefeidas, fueron descubiertas por
Henrietta Swan Leavitt en 1908. Con ello, Leavitt estableció la base para poder
conocer la distancia entre las galaxias. Podríamos afirmar sin duda alguna y
siendo objetivos, que fue la mujer que descubrió cómo medir el Universo.
Las Cefeidas son estrellas variables cuyo brillo y oscurecimiento muestran un
ritmo regular, que va desde semanas a meses. Leavitt observó que a mayor brillo
de la estrella más duraba la pulsación. Este tipo de estrellas son pulsantes debido a
que las zonas de hidrógeno y helio ionizado se encuentran cerca de la superficie.
Como las Cefeidas se encuentran, aproximadamente a la misma temperatura, y
estas son más brillantes cuando se acercan a su mínimo tamaño, este ultimo (el
tamaño) determina su luminosidad.
Las Cefeidas pueden ser observadas en galaxias muy lejanas; Leavitt determinó los
periodos de 25 Cefeidas en la Nube Menor y estudió más de 1700 estrellas
variables de las Nubes de Magallanes, estableciendo una relación PeriodoLuminosidad hoy muy conocida. Pero será mejor comenzar por el principio….
Si tuviésemos la suerte de poder disfrutar de una noche despejada en la antigua
Grecia, muchas estrellas de diferentes brillos salpicarían el cielo. Para ellos, las
estrellas se dividían en seis categorías; las más brillantes eran de primera
magnitud y las más débiles de sexta. Esta apreciación, como bien sabemos, ha
evolucionado a lo largo del tiempo llegando a magnitudes negativas para los
luceros más brillantes como Sirio (- 1,4).
Ciudadanos pudientes de Boston contribuyeron para poder construir un gran
Observatorio allá por el año 1845 sobre un terreno que había comprado Harvard
de unos 12 acres. Dentro de la cúpula de nueve metros se colocó el “Gran
Refractor”, cuya lente, construida por Merz y Mahler de Munich, media 38
centímetros de diámetro. Cuando el telescopio de Harvard se utilizó por primera
vez en 1847 era el más potente del mundo y atrás quedaron las medidas y
magnitudes de los griegos, Galileo o astrónomos de otros Observatorios
contemporáneos como Yale. Harvard podía ver estrellas, tan débiles, que nunca
habían sido observadas antes.
Hoy en día, prácticamente cualquier persona con una minima cultura, sabe que
nuestro planeta gira en torno a una estrella perdida en uno de los brazos espirales
de una galaxia y perdida a la vez entre millones de galaxias que se extienden en
todas las direcciones. Y a esa extensión la hemos dado un valor de millones de años
luz, ¿pero, como podemos estar tan seguros?
Observemos dos estrellas de brillo idéntico sobre la oscuridad de la noche. Nuestra
primera reflexión bien podría ser que se encuentran a la misma distancia, pero
seguramente esta especulación resultaría falsa pues cada estrella, con toda
probabilidad, estará emitiendo distinta cantidad de luz procedente de su núcleo.
¿Cuál es entonces la más cercana?
Esta duda la podemos trasladar a una nebulosa o una galaxia. Y aquella era una
de las grandes incógnitas de la época. ¿Eran las nebulosas nubes de gas dentro de
la Vía Láctea o “universos isla” que se veían tan pequeños debido a su enorme
distancia?
Desde Hipatia de Alejandría y a pesar de la falta de oportunidades, las mujeres
han hecho contribuciones fundamentales para la astronomía. El desprecio de la
inteligencia femenina se ha extendido hasta bien entrado el siglo pasado. A
Margaret Burbidge pionera en el estudio de los “cuásares”, se le ponían constantes
dificultades para acceder a los grandes telescopios de la época para realizar sus
proyectos. Vera Rubin, por poner otro ejemplo de mitad del siglo XX, astrónoma
profesional que realizó estudios fundamentales sobre la materia oscura, cuando
solicitó ingresar en Princeton para realizar estudios de postgrado en astronomía
recibió una breve respuesta: “no se aceptan mujeres”.
Y por supuesto en el siglo anterior, la situación era aun peor. En 1876, el
Observatorio de Harvard pasa a ser dirigido por un joven físico llamado Edward
Charles Pickering que tenia 30 años de edad. A Pickering le llamó la atención la
poca información que existía sobre el brillo de las estrellas, su color, la distancia a
la que se encuentran y los elementos que las forman. Y en este trabajo se concentró
Harvard a partir de la década siguiente.
Pickering comenzó entonces con una actividad que consistía en catalogar el brillo y
el color de cada estrella, en base a placas fotográficas situadas en el hemisferio
norte y sur. El análisis de estas placas necesitaba mucha concentración, paciencia y
capacidad de trabajo. Pickering tuvo la feliz idea de contratar mujeres
“calculistas”, pues en su opinión las mujeres realizaban mucho mejor los proyectos
repetitivos. Las mujeres, en su opinión, eran capaces de acumular y clasificar datos
con la calidad de un astrónomo pero recibiendo sueldos muy inferiores. De este
modo podía tener tres o cuatro veces más personal con el mismo dinero.
Miss Leavitt fue una de esas mujeres calculistas (computers las llamaban), con un
salario de 25 céntimos la hora y sin permiso para pensar. Su trabajo consistía en
contar estrellas y cobraba tan solo 10 céntimos más que un trabajador de los
campos de algodón. Hoy en día sería complicado encontrar personal que llevase a
cabo un trabajo tan preciso por ese sueldo. Pero a finales del siglo XIX, computar
no era tan mal trabajo. El trabajo era tedioso y no había muchos hombres
interesados, así que Pickering contrató incluso a su sirvienta, Williamina Paton
Fleming, como calculista. Con el tiempo se convirtió en la responsable de placas
fotográficas clasificando las estrellas según su espectro, doblando su salario. Por
supuesto Pickering, lo controlaba todo.
Pickering comenzó con la luminosidad estelar. En el pasado, el astrofotómetro
Zöllner utilizado por algunos astrónomos, había ayudado en algún avance en la
materia. El aparato comparaba la luz de la estrella con la emitida por una lámpara
de queroseno enfocada a través de un pequeño agujero. Pero Pickering ideó un
instrumento que permitía comparar en el mismo campo visual cualquier estrella
con la estrella Polar (catalogada con magnitud 2.1). Harvard midió y catalogó
45.000 estrellas.
Charles Pickering
¿Pero que pasaba con las estrellas que no podían verse ni con el Gran Refractor?
La única solución era la fotografía de larga exposición, obteniendo su imagen
químicamente. El avance fue espectacular. A simple vista las Pléyades resultan ser
siete estrellas, envueltas tal vez, en una sutil nebulosa. Pero con telescopio, son
bastantes más las estrellas que acompañan a las “Siete Hermanas”. Una exposición
fotográfica realizada en Paris de aquella zona, reveló que existían más de 1400
estrellas. Y estos resultados podían mejorarse si los telescopios se situaban en
zonas altas, evitando grandes distancias de distorsión atmosférica.
Por ello Pickering decidió enviar a su amigo I. Bailey a las alturas de Perú. Tras
varios problemas iniciales de ubicación, se estableció finalmente en Arequipa.
Desde Boston se envió pieza por pieza todo lo necesario para la construcción del
Observatorio y las partes que componían el telescopio de 24 pulgadas que iba a
instalarse. Pero Pickering cometió un gran error. Puso al mando de Arequipa a su
hermano William. Ignorando su trabajo de estudiar las estrellas, envió informes
sobre Marte, en donde según él, se podían ver enormes cordilleras, ríos gigantes y
enormes lagos. Por supuesto, todo ello solo visible a sus ojos. Lo peor es que envió
estos informes a la gran publicación académica New York Herald.
Así que Pickering mandó de nuevo a Bailey a Perú y empezaron a llegar multitud
de cajas con placas fotográficas del cielo austral, multitud de datos y mediciones a
la espera de ser procesados. Fue entonces cuando llegan a la escena, las calculistas.
Imaginemos a estas mujeres observando una gran placa de cristal cubierta por un
lado con una emulsión sensible a la luz (el antecesor de la película fotográfica), en
donde frías estrellas negras se observaban esparcidas sobre un firmamento blanco.
No eran máquinas, pues tenían alma y corazón, pero trabajaban como si lo fueran.
Pero en este monótono trabajo de medir y clasificar, Henrietta Swan Leavitt, se
permitió un pensamiento creativo: interpretar la información que obtenía,
logrando descubrir los primeros ladrillos para la construcción de una escala
cósmica.
Henrietta Swan Leavitt, nace el 4 de julio de 1868 en Lancaster (Massachusetts).
Hija de un ministro Congregacionalista, en su familia se valoraba mucho la
educación. Unos años después se mudaron a Cleveland y en 1885, Henrietta
ingresa en el Oberlin College a los que siguieron dos años de diplomatura. En
1888, entra en Radcliffe (Instrucción Colegiada de Mujeres), cuyas condiciones
para ser admitida eran muy estrictas. En 1892 se graduó con un titulo equivalente
(si hubiese sido hombre), a licenciado en humanidades por Harvard. Nunca se casó
y murió joven. Era sorda, aunque no de nacimiento, y siempre estuvo atraída por
las estrellas, aunque nunca se tuvo la certeza del motivo. Tenía 25 años cuando
llegó al Observatorio en 1893 como voluntaria.
Pickering la puso a trabajar registrando la magnitud de las estrellas. En las
fotografías de larga exposición, las estrellas más brillantes dejan puntos más
grandes sobre la placa, oscureciendo más granos en la emulsión. El tamaño era
una indicación de brillo. A través de un ocular, Leavitt comparaba cada punto con
estrellas de magnitudes conocidas. Cuando creía que la medición era correcta, la
registraba en una hoja de rayas rosas y azules junto con sus iniciales.
Después le pidieron que buscara variables. Algunas completaban su ciclo a los
pocos días, otras tardaban semanas o meses. Durante un tiempo se pensó que todas
las variables estaban formadas por un par de estrellas que orbitaban en razón a un
punto común, eclipsando en momentos puntuales la luz de la compañera. Pero
otras pruebas parecían indicar a través de su temperatura, que esta subía o bajaba
en proporción con su luminosidad. Se tratarían pues, de estrellas solitarias que
periódicamente se oscurecían y volvían a brillar. Pero, ¿Cuál era el motivo?
Normalmente estos cambios eran lentos (hasta la estrella Polar tomada como
referencia de magnitud resultó ser variable), y solamente observaciones realizadas
con bastante distancia en el tiempo sacaban a la luz este tipo de estrellas. Pero con
las placas fotográficas todo resultaba más sencillo. Se comparaban placas de las
mismas regiones celestes y se alineaban, viendo así, cuales habían variado de
luminosidad. Si era necesario, Pickering pedía más placas de la zona, que eran
analizadas por Leavitt con “entusiasmo casi religioso”.
H. Leavitt (Harvard)
Desconocemos el motivo, pero Leavitt viaja a Europa en 1896 y no regresa hasta
pasados dos años. Tras reunirse con Pickering va a Beloit (Wisconsin), donde su
padre era ministro de la iglesia. Permanece allí otros dos años por problemas
familiares trabajando como ayudante de Bellas Artes en el Beloit College.
Se conserva una carta con fecha 13 de mayo de 1902, en donde se disculpa a
Pickering por haber dejado abandonada la investigación y en donde le comentaba
sus problemas con los ojos y los oídos. Como su otorrino la prohíbe coger frío,
pregunta a Pickering, si es posible dirigirse a algún otro Observatorio o Facultad
con mejor clima para ser contratada.
Tres días después llega la respuesta de Pickering, quien le ofrece trabajar “a
jornada completa a razón de 30 céntimos la hora a la vista de la calidad de sus
resultados”. La ofrece que recoja el trabajo y se lo lleve a Beloit, aunque “dudo
mucho que la Astronomía tenga nada que ver con sus problemas de audición”,
escribió.
Leavitt acepta, pero en su camino hacia el Observatorio para en Ohio, para visitar
a unos familiares. Nuevos problemas familiares, la enfermedad de un pariente, la
retienen nuevamente en su vuelta a la actividad astronómica. Finalmente a finales
de agosto se incorpora al trabajo, trabajando durante el otoño, para nuevamente
viajar a Europa para pasar las vacaciones navideñas (existe una carta con fecha 3
de enero de 1903 que la sitúa a bordo de un vapor de la Dominion Line).
Durante el verano del mismo año hizo un viaje a las Islas Británicas y tras un
rápido viaje a Beloit, preparó sus cosas para trasladarse a Cambridge y
convertirse en miembro permanente del Observatorio. Desde el Observatorio de
Harvard en Arequipa, eran enviadas placas fotográficas para que Miss Leavitt
buscara estrellas variables. Cada vez que encontraba una, anotaba
cuidadosamente la variación de brillo, pero un día de primavera de 1904 y
comparando placas de la Pequeña Nube de Magallanes que habían sido tomadas
en fechas diferentes, descubrió varias variables. Su interés creció y examinando
nuevas fotografías descubrió aun más.
Durante aquel otoño se realizaron desde Perú 16 placas más que llegaron en enero.
Leavitt no paraba de descubrir nuevas variables y los resultados publicados
causaron una inmediata repercusión.
Un astrónomo de Princeton escribió a Pickering, “Miss Leavitt es una verdadera
fanática de las estrellas variables…es casi imposible seguir el ritmo de sus nuevos
descubrimientos”. Incluso el Washington Post se hizo eco en una noticia,
“Henrietta S. Leavitt, del Observatorio de Harvard, ha descubierto 25 nuevas
estrellas variables. Su récord casi iguala el de Frohman…”, había escrito el
periodista en tono de humor (Charles Frohman era un famoso productor y agente
teatral).
Si había algo reseñable, Leavitt anotaba al lado de la variable su comentario. En
poco tiempo, había descubierto y catalogado cientos de variables en las dos Nubes
de Magallanes, algunas tan débiles, que no superaban la decimoquinta magnitud.
En 1908, publicó una memoria con “1777 Variables de las Nubes de Magallanes”
en los Anales del Observatorio Astronómico de Harvard. Ya un estudio de tantas
variables resultaba fascinante, pero si uno llegaba hasta el final, Leavitt había
seleccionado 16 de estas estrellas, indicando sus periodos y magnitudes. Allí
indicaba que “vale la pena comentar….que las variables más brillantes tienen
periodos más largos…”
Miss Leavitt fue prudente. No quería sacar conclusiones equivocadas, pero dado
que todas las variables estaban en las Nubes de Magallanes y por lógica, a una
distancia aproximadamente igual de la Tierra, si dicha correlación fuese cierta, se
podría deducir la luminosidad verdadera de una estrella a partir del ritmo de su
pulsación. Entonces, comparando ésta con su luminosidad aparente se podría
calcular la distancia. ¿Pero se podía llegar a esta conclusión en base a 16 estrellas?
Leavitt lo tenía claro; realizaría más mediciones.
Nuevamente en 1908 cae enferma. Al abandonar el hospital de Boston, vuelve con
sus padres y sus hermanos aun solteros. Era el invierno de ese año, pero el invierno
siguiente aun sigue indispuesta. Las cartas entre ella y Pickering eran constantes.
Pickering había pedido a Leavitt que le ayudase en un proyecto al que
denominaron “la Secuencia Polar Boreal”. La idea era, medir con total exactitud,
las 96 estrellas cercanas a Polaris para el establecimiento de una secuencia básica
de magnitudes estándares de comparación, para así establecer las magnitudes
estelares de cualquier región del cielo. En el fondo, Pickering consideraba más
importante este proyecto que la búsqueda de variables. Pero Leavitt no se
encontraba en condiciones de realizar ese trabajo.
Pickering vuelve a escribirla lamentando que su enfermedad retrase su vuelta a
Cambridge ofreciéndole a su incorporación la posibilidad de trabajar desde su
habitación y evitar el desplazamiento al Observatorio. Un poco más tarde y ya algo
recuperada, le comunica a Pickering que podría trabajar dos o tres horas al día
desde Beloit, antes de volver al Observatorio.
Pickering le envía unas semanas después las primeras placas fotográficas, algunas
realizadas desde el nuevo telescopio de 60 pulgadas de Monte Wilson en California,
todas ellas encaminadas a su “Secuencia Polar Boreal”. La salud de Leavitt iba
mejorando, pero tan lentamente, que ambos lo encontraban exasperante.
El 14 de mayo de 1910 finalmente vuelve a Cambridge. Pero al siguiente marzo
abandona nuevamente su trabajo por la muerte de su padre. Como en junio
todavía no había vuelto, Pickering le envío una caja con 70 placas fotográficas y
más material para la Secuencia Polar Boreal, pero diez días después su madre y
ella parten sin dar muchas explicaciones a visitar a unos parientes. Leavitt llevó las
placas a la biblioteca del Beloit Collage para que se las guardaran en un lugar
seguro.
Algo después, vuelve a trabajar en torno a las variables de Magallanes, publicando
finalmente los resultados en 1912 en una circular de Harvard. Leavitt colocó 25 de
estas variables en un gráfico con la luminosidad en un eje y su periodo en otro. La
relación parecía clara. Cuanto más brillaba una estrella, más lentamente pulsaba.
La causa era desconocida pero usando sus propias palabras “dado que las
variables están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra parece que sus
periodos están relacionados con su emisión intrínseca de luz”.
En conclusión, se podía determinar su verdadera luminosidad. Si se contaban los
pulsos del ritmo de la estrella podían valer para calcular su magnitud absoluta.
Comparando este valor con su magnitud aparente se obtendría la distancia a la
que se encuentra.
Cuando la luz viaja por el espacio pierde luminosidad siguiendo la ley del
cuadrado inverso. Si se eleva al cuadrado el cociente de las distancias se obtiene el
cociente de luminosidades aparentes. Si todo lo demás permanece igual, cosa que
no ocurre casi nunca, una luz que es nueve veces más débil que otra debe estar tres
veces más lejos. Las variables que poseen esta curiosa propiedad se llaman
Cefeidas. Dicho nombre se le puso al ser descubierta la primera en la constelación
de Cepheus, en 1784, por el astrónomo amateur inglés John Goodricke.
Lo cierto es que podía decirse que una estrella estaba dos veces o tres, más lejos
que otra, pero ¿a cuantos años luz, a uno, a veinte a cincuenta…?
La respuesta estaba en saber a que distancia estaban las más próximas, pero por
ahora Leavitt no tenía cifras.
De todos es conocido el efecto que se produce cuando colocamos un dedo delante
de nuestra cara y guiñamos alternativamente un ojo y luego el otro. El dedo
cambia de posición. No quiero extenderme con este efecto denominado paralaje,
pero nuestra línea de ojos seria la base de un hipotético triangulo cuyo vértice es
nuestro dedo. Si enviamos dos observadores a lugares distintos de la Tierra y su
separación fuese lo bastante grande, con el objeto de observar la Luna, cada uno la
verá en una posición ligeramente distinta respecto a las estrellas de fondo. Si se
miden los dos ángulos simultáneamente y se conoce la longitud de la línea de base,
se puede triangular. Muchos fueron los astrónomos que hicieron triangulación
para calcular las distancias a estrellas, como John Herschel, que estableció un
observatorio en el Cabo de Buena Esperanza y allí los astrónomos calcularon la
distancia a Alfa Centauri. La estrella cambiaba mínimamente cada seis meses
(menos de un segundo de grado), pero suficiente para hacer trigonometría. La
estrella se hallaba a 40 billones de kilómetros a 4 años luz, convirtiéndose en la
estrella más cercana tras el Sol. Muchas otras se midieron mediante este método,
pero la gran mayoría no mostraban nada de paralaje. Al parecer estaban muy
lejos.
Si una sola de las estrellas variables de Leavitt hubiera estado a una distancia de
triangulación, los astrónomos habrían comenzado a medir el espacio profundo.
Quiero recordar que si dos variables Cefeidas pulsaban al mismo ritmo debían
tener, según la relación que ella misma había descubierto, la misma luminosidad
intrínseca. Si una parece brillar, por ejemplo, una centésima parte que otra, por la
ley del cuadrado inverso, sabemos que está diez veces más lejos.
La Cefeida conocida más cercana era la estrella Polar, pero estaba demasiado lejos
para que su posición variara incluso desde el otro extremo de la Tierra. Había que
extender la base de observación más allá de la anchura que propiciaba la línea que
proporcionaba la Tierra alrededor del Sol.
El Sol también se mueve, muy lentamente por la Vía Láctea. William Herschel
descubrió en 1700 por el movimiento de las estrellas en dirección a Hércules y a
Columba, que nuestro Sistema Solar estaba dejando Columba y se dirigía hacia
Hércules. Desde entonces se ha calculado la velocidad de este viaje por el espacio
en unos 19 km por segundo.
El primero en intentarlo fue el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung, que utilizó el
movimiento del Sol para triangular la distancia hasta algunas Cefeidas de la Vía
Láctea. Publicó que la distancia a la Pequeña Nube de Magallanes era de 3.000
años luz, distancia enorme para la época, pero equivocada. Al parecer el editor de
la revista se había asustado al ver el número real, que Hertzsprung había estimado
en 30.000 años luz. El astrónomo norteamericano Henry Norris Russell, usando un
método diferente había aumentado la distancia hasta los 80.000 años luz.
Pero Henrietta Leavitt no pudo investigarlo. Pickering la mantuvo ocupada con
otros proyectos. Desde agosto de 1912, Leavitt documentó su rutina diaria durante
cuatro años, sobre la Secuencia Polar Boreal. Noventa y seis estrellas cuyas
magnitudes había determinado con extremo cuidado como estándares para el resto
del cielo.
El trabajo publicado tres años más tarde era árido para los no iniciados, pero
magnífico. Combinando datos de casi 300 placas fotográficas tomadas por 13
telescopios diferentes, cada magnitud había sido comprobada y comparada,
teniendo en cuenta la dificultad que tenia que cada telescopio y cada tipo de placa
fotográfica variaba los valores debido a las peculiaridades de las mismas.
Página tras página describía como había corregido los diversos errores y dado
solución a las incertidumbres. Cada estrella era un proyecto en toda regla. Sin
duda, se han otorgado doctorados por mucho menos.
Pero fuera de los proyectos personales que Pickering tenía, uno de los grandes
temas que movía por entonces las consciencias científicas, era si las nebulosas eran
“universos islas” o dicho de otra forma, galaxias similares a la nuestra. Ya en 1914,
desde el Observatorio Lowell en Arizona, se había ideado la forma de calcular la
velocidad a la que se movía una nebulosa a través del espacio. Si una estrella se
mueve hacia nosotros, las ondas de luz se comprimen. El cerebro interpreta la
frecuencia como color y por lo tanto, la estrella se moverá hacia el azul del
espectro. Si la estrella se aleja, su luz se desplazará hacia los rojos de baja
frecuencia. Vesto Melvin Slipher midió los desplazamientos de quince nebulosas
espirales, descubriendo que se movían a velocidades sorprendentes. ¿Era esto
posible si la nebulosa se encontraba al alcance gravitacional de la Vía Láctea?
Parecía lógico pensar que no. Sin querer extenderme en este tema, seguramente
bien conocido por todos, hacia 1917 el sentir general era favorable a los universos
isla.
Harlow Shapley
Astrónomos como Slipher, Eddington, Hertzsprung o un joven investigador
llamado Harlow Shapley pasaron a ser fervientes defensores de esta idea.
Shapley se consideraba un experto en estrellas variables. Usando las estrellas
variables de Leavitt, pasaría los siguientes años calibrando la regla de Leavitt y
midiendo el tamaño y la forma de la Vía Láctea. Cuando Shapley llegó a Pasadena
en 1914, la opinión general era que la Vía Láctea era un disco de unos 25.000 años
luz de longitud y una cuarta parte de anchura, con el Sol prácticamente en el
centro. Shapley escribió a Edward Pickering refiriéndose a Henrietta Leavitt, en
un tono halagador diciéndole que “en mi opinión, su descubrimiento de la relación
entre el periodo y la luminosidad está destinado a ser uno de los resultados más
importantes de la astronomía estelar. Estoy ansioso por conocer su opinión
respecto a los periodos ya que son importantes para cierto trabajo estadístico que
ahora estoy acabando”.
Así, sin más, Shapley comenzó a medir el universo, con la ayuda de un telescopio
de 152 cm de diámetro y por supuesto con la inestimable ayuda de las variables
Cefeidas. Esparcidos por la Vía Láctea existían numerosos cúmulos formados por
miles e incluso millones de estrellas, que Shapley sospechaba que podrían indicar
el tamaño y la forma de la galaxia.
Uno de los primeros artículos de Shapley desde Monte Wilson hablaba sobre las
variables eclipsantes (dos estrellas que orbitan alrededor de un punto común y
eclipsan la luz de la compañera periódicamente). Shapley demostraba que las
Cefeidas no pertenecían a esta clase de variables, sino que eran estrellas solitarias
que cambiaban de brillo a un ritmo constante.
Pero la mayoría de las variables no se parecían a las descubiertas por Leavitt en
las Nubes de Magallanes. Muchas de las variables de Shapley tenían pulsaciones o
cambios de brillo de horas, no de días. Shapley pensó que si cuanto más lejos esta
un objeto de un observador más lento parece moverse, esto se podría aplicar a los
cúmulos. La velocidad a la que una estrella se acerca o se aleja de la Tierra
(velocidad radial), bien podría medirse mediante los desplazamientos al azul o al
rojo. Pero era la velocidad transversal (la velocidad a la que se mueve una estrella
por el cielo), la que realmente nos indica lo lejos que está. Podemos pensar, que
como promedio, todas las estrellas de un cúmulo se mueven a la misma velocidad,
independientemente de su dirección. Mediante un método denominado paralaje
estadístico y usando los desplazamientos Doppler para calcular la velocidad media,
comparó ese dato con la velocidad a la que parecían moverse las estrellas. Aquel
dato indicaba la distancia.
Las Cefeidas lentas le daban una idea de la distancia del cúmulo que luego podía
relacionar con el periodo de las variables rápidas, suponiendo que ambos tipos de
estrellas obedecieran la misma ley. Pero le surgió un problema. En la mayoría de
los cúmulos no había ni una sola estrella variable. Aquello obligaba a ir más lejos.
Parecía razonable pensar que las estrellas más brillantes del cúmulo A (cuya
distancia había sido medida con su regla), deberían ser tan luminosas como las
estrellas más brillantes del cúmulo B (de distancia desconocida). Si parecían más
débiles era porque estaban más lejos. La Ley del cuadrado inverso podría servir
para calcular la distancia.
Pero muchos cúmulos eran tan débiles y lejanos que ni siquiera el telescopio de
Monte Wilson podía identificar una estrella individual. Pero Shapley pensó que se
podía tomar un cúmulo cuya distancia se había obtenido mediante métodos
indirectos y considerarlo como una única estrella. Era posible que los cúmulos más
lejanos fuesen igual de brillantes que los cercanos. Si así era, cuanto más pequeño
parecían podrían calcularse sus distancias hasta lo más lejano del universo.
Mientras Shapley estudiaba estas ingeniosas suposiciones, Henrietta Leavitt
todavía trabajaba para el observatorio. Shapley preguntaba por carta a Pickering
sobre los avances de Leavitt en el estudio de las estrellas variables.
Después de muchas misivas, Pickering le informa que Miss Leavitt “tenía material
para un tercio de las variables más brillantes y que el Bruce de 24 pulgadas estaba
tomando fotografías para proporcionar información del resto”. Era agosto de
1918. Cinco meses después, Pickering fallecía de neumonía a la edad de setenta y
dos años.
Según los cálculos que hizo Shapley, la Vía Láctea tenia un diámetro de 300.000
años luz de diámetro (10 veces mayor que otras estimaciones de la época). Si se
mantenía la teoría de que las miles y miles de nebulosas espirales eran galaxias del
tamaño de la Vía Láctea, Andrómeda por su tamaño, debía estar a una distancia
enorme. Tan desconcertante como el tamaño de la Vía Láctea era su suposición
sobre nuestra posición dentro de ella. Los astrónomos se habían dado cuenta que
los cúmulos globulares no se distribuían uniformemente por el cielo, sino que se
concentraban en la dirección de la constelación de Sagitario. Si estuviésemos en el
centro de la misma, veríamos los cúmulos uniformemente distribuidos a nuestro
alrededor. Si no es así, es porque nos encontramos en las afueras de la galaxia. El
centro de la galaxia estaba en Sagitario y el centro del universo también debía
estar allí.
Edwin Hubble
Mientras Edwin Hubble en 1919, ya observaba con especial interés las nebulosas
con el nuevo telescopio de Monte Wilson de 100 pulgadas (40 pulgadas más grande
que el que Shapley había usado para cartografiar su Gran Galaxia), Henrietta
Leavitt y su madre habían entrado como amas de llaves, en un nuevo bloque de
apartamentos a varias manzanas del Observatorio de Harvard. En 1920 escribe a
Shapley para pedirle consejo y le preguntaba por donde podía continuar sus
investigaciones. Shapley la contesta explicándola “que tendría una enorme
importancia en la presente discusión de las distancias a los cúmulos globulares y el
sistema del sistema galáctico si pudiera calcular los periodos de algunas de las
variables más débiles de la Pequeña Nube de Magallanes, aquellas un poco más
débiles que las más débiles ya estudiadas”. La estaba tratando como a un colega y
pronto sería su jefe.
En aquella época, el jefe de Shapley, uno de los astrónomos más respetados del
momento, George Ellery Hale, había organizado en los salones de la Academia
Nacional de Ciencia una conferencia. Hale que estudió astronomía y aprovechó la
fortuna de su padre y sus conexiones, para financiar la construcción de algunos de
los mayores telescopios del mundo. Cuando su padre murió, legó parte de su
herencia a financiar un ciclo anual de conferencias. Hale pensó que en la de 1920,
se debería debatir sobre algún tema muy de actualidad: la relatividad o los
universos isla.
El secretario de la Academia consideró el primer tema demasiado esotérico (“la
teoría de Einstein debería ser desterrada a alguna región del espacio más allá de la
cuarta dimensión, de donde nunca pueda volver para molestarnos”), pensaba.
Propuso que se discutiera sobre los glaciares o algún tema biológico. Pero Hale
tuvo la última palabra y Shapley y Heber Curtis fueron elegidos para presentar
visiones distintas y opuestas sobre “la escala del Universo”.
Heber Curtis
No voy a extenderme sobre lo que ocurrió en dicho debate, pero Shapley que sabía
que podía ser elegido para la dirección del Observatorio de Harvard no quería
quedar mal ante la audiencia y ante un mejor orador como era Curtis. Así pues, y
para no correr riesgos, llegó a un acuerdo para que ambas posturas fueran
expuestas y no debatidas. Obvió el tema de las Cefeidas (“mis once miserables
Cefeidas”) y eliminando tecnicismos, planteó su postura desde una posición
distinta: la relación que parecía haber entre la temperatura de una estrella y su
luminosidad intrínseca. Extrapoló un supuesto descubrimiento en un cúmulo de
Hércules (estrellas azules gigantes extremadamente débiles que el pensó debían
estar a 35.000 años luz de distancia), para posicionarse en una galaxia de 300.000
años luz de diámetro con el Sol posicionado a un lado. Con las estrellas llamadas
gigantes rojas, se llegaba al mismo resultado.
Curtis hizo una fuerte defensa de los Universos Isla, y no se dejó impresionar por
las estrellas azules gigantes al no considerarlas fiables candelas estándar. Propuso
lo que el consideraba un aparato de medición más fiable: las estrellas amarillasblancas similares al Sol y que eran mayoritarias en casi todas las galaxias. Como
suponía que las estrellas similares al Sol situadas en los confines de la Vía Láctea
tenían la misma intensidad que las más cercanas (al igual que Shapley suponía la
uniformidad de la naturaleza), su conclusión era una galaxia de 30.000 años luz de
diámetro. Con una Vía Láctea así de reducida, los universos isla parecían más
creíbles. Así podía situar a Andrómeda a medio millón de años luz y a otras
espirales a 10 millones de años luz o más. A estas distancias estos universos isla
tendrían un tamaño similar a nuestra galaxia.
Existieron más planteamientos, pero resulta curioso como los dos astrónomos más
listos del mundo, analizando las mismas observaciones astronómicas, llegaron a
dos imágenes del universo tan diferentes.
Mientras Curtis apoyaba que la zona de exclusión era una prueba de que las
espirales eran galaxias isla, lo mismo en la cabeza de Shapley, suponía que eran
nubes de gas estelar (ligeras para que la Vía Láctea las expulsara).
Las novas que aparecían dentro de las espirales para Curtis demostraban que
estas eran galaxias (¿Dónde pueden estar naciendo estrellas sino?), mientras que
Shapley opinaba que cada nova era una estrella absorbida por una nebulosa en
movimiento.
Mientras tanto el presidente de la Universidad de Harvard, Abbott Lawrence
Lowell estaba meditando ofrecerle el puesto de director a un astrónomo más
experimentado como Henry Norris Russell y ofrecer el numero dos a Shapley. Pero
finalmente Russell rechazó la oferta y Harvard aceptó probar por un año al joven
astrónomo Shapley. Por aquel entonces Leavitt era la jefa de fotometría estelar y
Annie Cannon la encargada de las placas fotográficas y la supervisora del
Catálogo Henry Draper de espectros estelares. Cannon clasificó más de 200.000
estrellas, desde las azules hasta las rojas y amarillas. Frías o calientes todas
estaban clasificadas según su tipo espectral, que ella denominaba O,B,A,F,G,K y
M; llenando nueve volúmenes. Algunos astrónomos recuerdan esta regla como “O
Be A Fine Girl, Kiss Me”. Ciertamente, bajo el mando de Pickering, la reputación
e importancia de las mujeres calculistas había crecido merecidamente.
Pero Leavitt vuelve a enfermar, y Cannon escribe en su diario el 6 de noviembre
de 1921, “he llevado flores a Miss Leavitt, que está muy enferma, muriéndose con
un maligno problema estomacal. Tan delgada y cambiada. Muy, muy triste”.
Shapley, que más tarde consideró a Leavitt como una de las mujeres más
importantes que jamás hayan tocado la astronomía, fue a visitarla el 8 de
diciembre. Dicen, que la visita del director le cambió la vida.
Shapley dijo más tarde que “una de las pocas cosas decentes que he hecho fue
visitarla en su lecho de muerte”. El 12 de diciembre, a las 10.30 PM, fallece
Henrietta Leavitt, tras un día lluvioso a los 53 años de cáncer. Fue enterrada en el
cementerio de Cambridge.
Unos días antes de su muerte, Leavitt deja a su madre escrito su testamento.
Ella escribe lo siguiente: Estantería y libros (5 dólares), biombo (1 dólar), alfombra
(40 dólares), silla (2 dólares), mesa (5 dólares), alfombra (20 dólares), escritorio (10
dólares), armazón de cama (15 dólares), colchones (10 dólares), sillas (2 dólares) y
tres bonos por distintos valores. Su fortuna ascendía a 314,91 dólares.
Shapley entregó la mesa de Leavitt a Cecilia Payne, que llegó al Observatorio en
1923. Intentó persuadirla de que retomara los proyectos inacabados de Leavitt,
pero ella tenía ideas propias. Payne llegó a ser profesora de pleno derecho y
catedrática del departamento de astronomía.
En 1925, cuatro años después de su muerte, el matemático sueco Gösta MittagLeffler, escribió una carta a Henrietta Leavitt con la intención de proponerla para
ser nominada al Premio Nobel, por sus trabajos sobre las estrellas variables y
cálculos sobre las distancias estelares. Como los premios Nobel no pueden ser
entregados a título póstumo, nunca llegó a ser nominada.
Hoy en día, a modo de homenaje, el asteroide (5383) Leavitt y el cráter Leavitt en
la Luna, llevan su nombre.
Descubrió 2.400 estrellas variables y 4 novas. Abrió el camino para conocer el
tamaño de nuestra galaxia y la escala del universo; pero hasta que alguien la
descubrió, fue un ser invisible para la historia, como el destino de muchas
estrellas…
Luis Alonso.
Bibliografía:
-
Miss Leavitt. George Johnson.
Henrietta Swan Leavitt. Juan José Murillo.
The history and work of Harvard Observatory. McGraw Hill.
El universo para curiosos. Nancy Hathaway.
Henrietta Leavitt. Marcos Taracido.
La astronomía en el siglo XX. Varios autores.
La medida del Universo. Kitty Ferguson.
Leavitt. Cristina Manuel. Instituto de Ciencias del Espacio.
Leavitt. Yolanda Gómez. Centro de Radioastronomía. México.
Astrogea.org
Wikipedia