Midiendo distancias en el Universo: la escalera cósmica

Para las estrellas cercanas el cálculo de la paralaje funciona bien, pero más allá de los 5000 pársecs (aproximadamente 16 000 años-luz, aún dentro de nuestra Galaxia) hay que emplear métodos indirectos, basados en propiedades físicas de los diferentes objetos.

Por ejemplo, si conocemos la luminosidad intrínseca de un astro, es decir, la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo, y la comparamos con el brillo aparente que observamos con nuestros telescopios, podemos conocer su distancia aplicando la conocida ley del cuadrado de la distancia. Esta ley estipula que la luminosidad decrece con el cuadrado de la distancia a la que se encuentra dicho astro. Es el método de las candelas estándar.

Un tipo ampliamente usado de candela estándar son las Cefeidas, estrellas variables muy luminosas (diez mil veces más que el Sol) a cuyo estudio dedicó su carrera la gran astrónoma Henrietta Leavitt. Leavitt se dio cuenta de que cuanto mayor era el brillo de las Cefeidas, mayor era también su periodo de variabilidad o de pulsación, encontrando así una ley empírica que relacionaba ambas propiedades. De esta forma, conociendo el periodo de una de estas estrellas, se podía usar la relación para calcular la luminosidad y así obtener la distancia. Aunque no todo era tan fácil como parece, ya que para poder aplicar la relación periodo-luminosidad era necesario calibrarla midiendo la distancia a una Cefeida cercana de forma independiente (calculando su paralaje, por ejemplo). Usando este método conseguimos medir distancias a las galaxias cercanas, llegando hasta unos 20 Megapársecs (recuerda que Mega quiere decir un millón).

Por otro lado, para distancias aún mayores necesitamos candelas más potentes que se puedan ver hasta los confines el Universo.

Supernovas: Faros cósmicos

Érase una vez, en una galaxia muy muy lejana, una estrella moribunda que explotó con el estallido de millones de bombas atómicas y un brillo de más de cinco mil millones de soles. Murió una estrella pero nació una supernova, uno de los eventos más espectaculares que podemos observar en el Cosmos.

Existen varios tipos de supernova dependiendo del proceso físico por el que se produzcan, siendo algunas más luminosas que otras. El tipo más brillante es el llamado supernova tipo Ia, que se da cuando una enana blanca (es decir, un núcleo envejecido de un estrella tipo Sol) acumula demasiada materia sobre sí misma proveniente de una estrella compañera, o cuando dos enanas blancas colisionan de forma violenta.

El mecanismo de explosión de estas supernovas es siempre el mismo y no depende de la masa de la progenitora, ya que la explosión se produce sin excepción cuando la enana blanca llega al límite de 1,4 masas solares, desencadenando una reacción termonuclear que destruye por completo la estrella originaria, sin dejar ningún producto compacto tras de sí. Por eso el brillo es prácticamente el mismo en estos eventos, permitiendo que puedan utilizarse como candelas para medir distancias.

Con las supernovas tipo Ia llegamos a distancias de 10 000 Megapársecs pero nos pasa lo mismo que con las Cefeidas, que debemos calibrarlas de forma independiente. Por eso los astrónomos hablamos de escalera cósmica de distancias, siendo cada uno de los métodos un peldaño necesario para poder llegar al siguiente. Con la paralaje y calibramos las Cefeidas y con estas a su vez calibramos las supernovas y otros métodos extragalácticos. Sin embargo, esto conlleva una propagación de los errores tanto sistemáticos como estadísticos en los cálculos de las distancias, haciendo que la precisión sea cada vez menor cuanto más nos alejamos.

Con las supernovas tipo Ia, además, definimos lo que se conoce como Diagrama de Hubble (que es una extensión de la ley de Hubble y constituye el último peldaño de la escalera), con el que podemos calcular la distancia a los cuásares y galaxias más distantes. En la versión moderna de este diagrama se representa la relación entre la magnitud (brillo) de una supernova tipo Ia y el corrimiento al rojo, parámetros a partir de los cuales podemos estimar su distancia. Este diagrama nos proporciona también el valor de la tasa de expansión del Universo hoy en día, o constante de Hubble - cuyo valor se encuentra entre 67,4 y 72 kilómetros por segundo por Megapársec - y nos permite estudiar cómo ha evolucionado dicha expansión a lo largo del tiempo. Fue usando esta herramienta que dos grupos independientes de astrofísicos descubrieron en los años noventa que el Universo no solo se estaba expandiendo, ¡sino también acelerando!

Como ves, medir distancias en Astrofísica es una tarea ardua, pero fascinante, que nos permite comprender mejor el Universo en que vivimos.

* Sandra Benítez Herrera nació en Madrid y cursó la Licenciatura en Física por la Universidad Complutense de Madrid. Es Doctora en Astrofísica por el Instituto Max-Planck de Astrofísica y la Universidad Técnica de Múnich, Alemania. Posteriormente, obtuvo un contrato postdoctoral en la Universidad Federal de Río de Janeiro al mismo tiempo que realizó una especialización en divulgación de la ciencia y la tecnología en la prestigiosa Fundación Oswaldo Cruz de Brasil. Actualmente trabaja en la Unidad de Comunicación y Cultura Científica del IAC, donde coordina los proyectos "CosmoLAB: El Sistema Solar como laboratorio en el aula" y CosmoLAB: El Sistema Solar como laboratorio en el aula" "Amanar: bajo el mismo cielo"