. . . e l m u n d o es infinito y p o r ta n to no hay en él n in g ú n cu e rp o al qu e c o rresp o n d a simplice-
ter estar en el c e n tro o en la p e rife ria o e n tre
am bos extrem os...
Gi o r d a n o Br u n o, La Cena de le Cenen, 1584
F i g u r a i i i . i . Imagen de la Tierra obtenida por la tripulación del Apolo 17.
(Imagen cortesía de la n a s a. )
I I I . 1 . ¿ En d ó n d e e s t a m o s?
El So l y sus planetas form an p arte de u n sistem a estelar muy
g ra n d e, la galaxia de la Vía Láctea. La G alaxia está fo rm ad a ap roxim adam ente p o r 100000 m illones de estrellas, nubes de gas y polvo, nubes m oleculares y cúm ulos estelares. T iene for m a aplanada, com o la de u n disco, d o n d e se en cu e n tran situa
das casi todas las estrellas, el gas y el polvo. Las partes externas al disco constituyen el halo galáctico, e stru c tu rad o p rin cip al m en te p o r las asociaciones de estrellas d enom inadas cúm ulos globulares y que tienen u n a distribución casi esférica en torno al cen tro galáctico. La fo rm a p lan a de la Vía Láctea es conse cuencia de las mismas leyes físicas que hicieron del sistema pla n etario u n sistem a p lano y fo rm aro n el disco p lan etario , esto es, de la contracción gravitacional y de la rotación general de todo el sistema.
El tam añ o del sistem a e n te ro es espectacular, y de gran im po rtan cia en la discusión acerca del contacto con u n a posible civilización ex tra terrestre. La escala más cóm oda para hab lar de distancias cósm icas es el año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año. P osteriorm ente usarem os u n a u n idad aú n m ayor p ara describ ir distancias m u ch o m ayores q u e las dim ensiones galácticas y tratar de esquem atizar sistem as más gran d es. La velocidad de la luz es de 299 729 k ilóm etros p o r segundo y es la más alta que pued e alcanzar u n a partícula con masa o u n a o n d a electrom agnética. U n año luz equivale a un poco más de 9 m illones de m illones de kilóm etros, o en n ota ción más com pacta 9 X 1012 kilóm etros (un 9 y doce ceros).
En térm inos de la velocidad de la luz, el Sol, que está a 150 m illones de k ilóm etros de no sotro s, se h alla a u n a distan cia de 8 m in u to s luz, es decir, la luz q u e sale del Sol alcanza la T ierra 8 m inutos después. La Luna se e n c u e n tra a 1.3 segun dos luz y la estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri, la com p a ñ e ra más c erc an a a no so tro s de Alpha Centauri q u e es en realid ad un sistem a fo rm ad o p o r tres estrellas, se halla a 3.2 años luz. Es d ecir que si nuestros vecinos ex traterrestres vivie ra n en la casa de ju n to , p a ra llegar a n o so tro s físicam ente, o no so tro s a ellos, h ab ría q u e e m p re n d e r u n viaje de 3.2 años; esto, si se lograra viajar tan rápido com o la luz. En caso contra rio, el viaje sería tanto más largo com o más baja fuera la veloci d ad alcanzada.
N uestra Galaxia es u n a entre los millones que se agrupan en cúm ulos de galaxias, y éstos a su vez form an supercúm ulos que definen la estru ctu ra a gran escala del U niverso en tero . Cada un o de esos subsistemas jerárq uico s, cada vez más g ran d e que el anterior, posee dim ensiones colosales com paradas con nues tra m ínim a escala h u m a n a y la de n u estro m u n d o inm ediato.
F i g u r a h i.2 . a) La Vía Láctea. Nuestra Galaxia vista desde su interior muestra su forma aplanada pero su estructura espiral no es evidente. (Imagen prepa rada en 1940 bajo la supervisión de Kunt Lundmark.) b) La imagen obtenida de la Vía Láctea en luz infrarroja por el satélite c o h e, pone en evidencia la exis tencia de un bulbo estelar en el núcleo de nuestra Galaxia. (Imagen cortesía
d e la n a s a. )
En las siguientes secciones darem o s u n a perspectiva de la escala de distancias de esos subsistemas y, brevem ente, describi rem os cóm o el hom bre, desde su m inúsculo rincón en el U ni verso se ha aventurado, no sin éxito, a m edirlas. Este capítulo p o d ría ser tan extenso q ue fácilm ente constituiría u n libro en sí m ism o, p o r lo que cu alq u ier d escripción p o r a h o ra te n d rá
que ser breve. Así verem os que la escala de las distancias en el U niverso es tan vasta q u e b u scar vida y, más aú n , b u scar u n a civilización inteligen te, o p o r lo m enos sim ilar a la n u estra es m ucho, p e ro m uchísim o más difícil que e n c o n tra r la fam osa aguja en el pajar.
III.2. La V E C IN D A D S O L A R
E n te n d em o s com o la v ecin dad solar el v o lum en de espacio que incluye las estrellas más cercanas. Form alm ente no hay un lím ite que d efin a ese volum en, p ero p o d ríam o s p e n sa r p o r ejem plo e n las 50 o 100 estrellas más cercanas. Estas n o son necesariam ente las estrellas más brillantes y es el m om ento de aclarar esa diferencia. El brillo a p a re n te de u n a estrella no indica su lejanía. Para e n te n d e rlo , im aginem os dos estrellas igualm ente brillantes p ero u n a más cercan a a nosotros que la otra. A la más cercana la veremos más brillante. Tam bién po de mos p ensar e n u n a estrella más brillante que o tra p ero m ucho más lejana, esta vez p o d ríam o s verla m u ch o m en os brillan te. Es d ecir que en el brillo que percibim os de las estrellas influ yen al m enos dos p arám etro s, el brillo real o in trín seco de la estrella y su distancia. P o r eso es que las 50 estrellas más b ri llantes no son exactam ente las mismas que las 50 estrellas más cercanas. Las 50 estrellas más cercanas están co n ten id as en u n a esfera de 15 años luz de radio, o sea que para viajar a ellas, incluso si se p ud iera viajar a la velocidad de la luz, serían nece sarios varios años.
La distancia a u n a estrella cercana se m ide p o r el m étodo de las paralajes trigonom étricas y es muy sencillo. En la figura m.3 se rep resen ta la ó rbita de la T ierra a lre d ed o r del Sol. A la dis tancia m edia de la T ierra al Sol se le llam a unidad astronómica (UA) y es equiv alen te a 8 m in u to s luz o a p ro x im ad am en te a 150 millones de kilómetros. Si observamos u n a estrella cercana desde un p u n to de la órbita de la Tierra, la estrella ocupará un lugar proyectada con tra las estrellas más lejanas. Si esperam os a que la T ierra se desplace en su órbita al o tro extrem o y rep e timos la m edición, notarem os que su proyección respecto a las estrellas lejanas ha cam biado. H aga el experim ento exten dien do su brazo y observe u n o de sus dedos con el ojo d erech o , y n o te sobre qué objeto de fondo se proyecta el dedo. Sin mover
su d e d o obsérvelo a h o ra con el ojo izq uierd o . N o tará que el d e d o se p royecta c o n tra o tro p u n to del fon d o . Ese p e q u e ñ o cam bio de proyección del ded o es la paralaje. Puede verse en la figura iii.3 que la geom etría descrita co rresponde a un triángu lo rectángulo d o n d e u n o de sus ángulos es la paralaje o ángulo n en la figura, y los dos catetos son: la distancia de la T ierra al Sol, 1 UA (o la m itad de la sep aració n de sus ojos en el o tro ejem p lo ), y la distancia a la estrella (o el largo de su brazo). Estas tres cantidades están relacionadas p o r u n a sim ple ecua ción trigonom étrica:
tan 71/2 = 1 UA Id
Fi g u r ai i i.3. La paralaje trigo
nométrica es el ángulo (2n) en que se desplaza la estrella vista desde dos puntos opuestos en la órbita terrestre alrededor del Sol. La medición de ese ángulo y tri gonometría simple permite calcu lar la distancia a la estrella.
(Diseño de Rubén Aguilar.)
En esta ecuación n se m ide en milésimas de segundo de arco, y d la distancia a la estrella en parsecs. Es fácil co m p ren d er que si la d istancia au m en ta, el áng u lo n dism inuye y viceversa. C u a n d o la d istancia es tal q u e la p aralaje es 1 m ilésim a de segundo de arco, p o r definición esa distancia es igual a u n par- sec, palabra que proviene de la com binación en latín de parala je y segundo .de arco, y que equivale a 206 265 unidades astro nóm icas o 3.2 años luz. Con el parsec (pe) definido así, tenem os ya u n a u n idad de distancia m ucho más adecuada p ara las gran
des distancias cósmicas. D esafortunadam ente, este m éto d o de m ed ir distancias estelares tiene sus lim itaciones p o r el h ech o d e q ue, si u n a estrella está m uy lejos, la p aralaje c o rre sp o n d ien te será muy p eq u eñ a y más difícil de m edir con precisión. P or esta razón, el m é to d o es útil so lam ente p ara estrellas a m enos de 20 pe o 60 años luz, d o n d e hay unas 3 500 estrellas, las vecinas del Sol en el espacio cósm ico. Si b ien ésta es u n a distancia eno rm e para nuestra escala hum ana, es muy corta en la escala cósm ica y p o d ríam o s co n sid erarla com o la vecindad solar.
C ierta lucidez intuitiva nos h a ría p e n sa r q u e a lre d e d o r de estrellas parecidas al Sol, po dríam os quizá e n c o n tra r planetas parecidos a la T ierra, d o n d e, tal vez, tam b ién se h u b ie ra des arrollado la vida y p o r lo tanto, d o n d e con mayor probabilidad en c o n tra ría m o s seres parecid os a n o sotros, in d e p e n d ie n te m en te del grado de inteligencia que h u b ieran alcanzado. Por estrella parecida al Sol en ten d em o s de tam año y masa simila res, y que p o r lo tanto pud iera h ab er form ado d u ran te su con tracción u n anillo p ro to p lan eta rio com o el del Sistema Solar, p ero sobre to d o , de te m p e ra tu ra p arec id a p ara fo m e n ta r las condiciones fisicoquím icas que alen tarían el desarrollo bioló gico. ¿Cuántas estrellas com o el Sol hay en la vecindad solar? El n ú m ero au m en ta de m anera geom étrica si aum entam os el vo lum en. D entro de u n a esfera cuyo radio sea 5 pe encontram os unas 50 estrellas. E n tre ésas solam en te hay dos estrellas que p o r su tem p eratu ra y tam año son parecidas al Sol a Centauri A y X Ceti. El resto son estrellas m ucho más frías y p equeñas que el Sol. En u n a esfera de 20 parsecs esp eraríam o s d escu b rir unas 612 estrellas sem ejantes al Sol, que serían las prim eras can did atas p ara la b ú sq u ed a de vida ex tra te rre stre . Sobre la presen cia de planetas en estrellas com o el Sol en la vecindad solar o un poco más allá hablarem os en el capítulo V.
III.3. La e s c a l a c ó s m i c a d e d i s t a n c i a s
D e te rm in a r el tam añ o del U niverso h a sido u n reto en o rm e del q u e los astró n o m o s h an salido airosos. C u an d o alguien q u ie re m e d ir el tam añ o de algo q u e es m u cho , p ero m u ch o más g ra n d e q u e él, la dificultad n o es poca. Q uizá po d am o s
percibir con mayor claridad lo difícil del problem a si hacem os u n m o d elo a escala en térm inos más cotidianos y fam iliares a nu estra intuición. Supongam os p o r ejem plo que la T ierra fue ra del tam año de u n a m anzana, el Sol sería del tam año de un cam ión y el Sistema Solar en tero te n d ría un diám etro de 60 ki lóm etros, que es el tam añ o de u n a ciudad g ran d e. La estrella más cercana a nosotros (otro cam ión), Próxima Centauri, estaría a la distancia de la Luna, y la vecindad solar, com o la definim os en la sección 11.2, estaría con tenid a en u n a esfera de radio igual a la distancia e n tre la T ierra y M arte. N u estra Galaxia estaría co n ten id a en la órb ita de J ú p ite r alre d e d o r del Sol, la galaxia de A ndróm eda, n uestra vecina más grande, estaría en Próxima Centauriy el Universo cabría en la vecindad solar, etcétera.
A hora pensem os en un ser m inúsculo que habita en la super ficie de la m anzana y que se p ro p o n e, d o tado de su inteligen cia y su cap acidad de d esarro llo tecnológico, m e d ir las dis tancias a todos esos objetos. P arece u n p lan am bicioso visto desd e fu era, y casi im posible desde el m o m e n to m ism o de plantearlo; sin em bargo, desde el in terio r de la vida intelectual en la Tierra, el ser hum ano, a lo largo de su desarrollo, ha sido capaz de hacerlo.
Para m ed ir algo tan g rand e com o el Universo el proceso ha sido escalonado, es decir, h a sido necesario m ed ir p rim ero las distancias y tam años de los objetos más cercanos. U no de los p rim eros escalones en ese proceso es saber de q ué tam año es n uestro planeta y las distancias a los objetos más conspicuos en el cielo: el Sol y la Luna. A naxim andro, de la escuela jó n ica del p en sam ien to griego, hizo u n p rim er in te n to p o r establecer la escala del sistema p lanetario , hacia 600 a.c. Según A naxim an dro, la distancia al Sol era de 27 veces el radio de la Tierra, y la d istan cia a la L un a de 18 veces. Los valores co rrecto s son 11 700 y 30 veces, respectivam ente. A ristóteles, hacia 300 a.c., notó que la som bra de la T ierra en la L una d u ran te los eclipses era red o n d a, de d o n d e se infería la form a de la T ierra y aven turó u n a determ inación del diám etro de la Tierra. Aristarco de Samos (ca 310-250 a.c.) buscó la distancia de la T ierra al Sol m id ien d o la d ifere n cia q u e hay en el lapso e n tre el cuarto m e n g u an te y el cuarto creciente de la Luna y el lapso en tre el cu arto c rec ien te y el m e n g u an te. H ab ía razo n ad o , c o rrecta m en te, que esos dos tiem pos no era n iguales pues el Sol que
ilum ina a la L una a lo largo de su órbita y prod uce así las fases, n o estaba colocado a u n a distancia infinita. Sin em bargo, in cluso hoy en día m edir la diferencia de tiem pos en tre los cuar tos lunares sería muy difícil. Con esa base Aristarco d eterm inó las distancias y diám etros de la L u n a y el Sol. Sus valores eran m uy in feriores a los reales, excepto el de la L una q ue calculó en 0.33 veces el diám etro de la Tierra, el valor correcto es 0.27. Poco o n a d a q u ed a, sin em bargo, de los m éto do s em pleados p o r los an tig u o s sabios y de sus resultad os, p e ro n o d eja de a d m ira rn o s cóm o p en sad o re s en épocas rem o tas eq u ip ad o s sólo con su intelecto y en o rm e espíritu buscaban ya con o cer la naturaleza del m undo.
U no de los cálculos m ejor d ocu m entados y tam bién u n o de los prim eros, es el de la determ inación del diám etro de la Tie rra p o r E rató sten es (27 6-1 9 5 a .c .). En 240 a.c. E rató sten es era el b ibliotecario de la fam osa B iblioteca de A lejandría. Su m é to d o consistió en m e d ir el largo de la som bra de u n a vara vertical e n S iena (c o rre sp o n d ie n te a la m o d e rn a A suán en Egipto) y Alejandría en el mismo m om ento, en una fecha en que el Sol pasaba p o r el cénit en A lejandría y d o n d e u n a vara verti cal n o proyectaría som bra. La som bra en Siena sería deb ida a la curvatura de la T ierra en tre las dos ciudades. El largo de la som bra de la vara en Siena y trigonom etría elem ental le darían el radio de la Tierra. Si nuestra in terp retació n actual de la esca la de longitud estadio, usada en esa época, es la correcta, en to n ces su d eterm in ació n es de 12 700 kilóm etros, q ue es so rp ren d en tem en te correcta, ¡el valor m edio del radio de la T ierra es 12 756 kilómetros!
Fue d u ra n te el siglo xix q u e la fo to g rafía hizo posible la m edición de las prim eras paralajes estelares y, p o r tanto, la de las distancias a las estrellas más cercanas. A principios del siglo xx, H e n rie tta Leavitt, del observatorio de H arvard, descubrió que cierto tipo de estrellas variables llamadas cefeidas, poseían u n a p ro p ie d a d im p o rtan te: su p e rio d o de variación e ra un in d ic ad o r fiel del brillo real (o de la lu m in o sid ad in trínseca) de la estrella y, p o r lo tanto, de su distancia. Esta relación perio do-lum inosidad proveyó a los astrónom os con u n a “regla cós mica” y hasta hoy en día constituye el fundam ento de la determ i nación de la escala de distancias cósmicas. El descu brim iento de cefeidas en galaxias m uy lejanas p erm ite, con ayuda de la
“regla cósmica”, calcular la distancia de krgalaxia que contiene esas cefeidas. A m ediados del siglo xx Edwin H ubble in terp re tó la velocidad de alejam iento de las galaxias com o u n a conse cuencia de la expansión del Universo, y estableció la segunda y más g ran d e “regla cósm ica”: la correlació n en tre la velocidad de recesión, o alejam iento, y la distancia. A hora bastaba m edir la velocidad de alejam iento de u n a galaxia o cúm ulo de gala xias, p ara te n e r u n a estim ación de su distancia. Esta nueva “regla cósmica”, con todo y sus aspectos controvertidos, h a p er m itido calcular la distancia a los objetos más lejanos que se co n o cen , los cuasares. P o r falta d e espacio, en este libro no se d escrib irán d e talla d a m en te los m étod o s em p lead o s p o r los astró no m os antiguos y m o d e rn o s p ara d e te rm in a r distancias cada vez más grandes, p ero sí describirem os la escala, buscan do d ar u n a perspectiva del tam año del Universo y las distancias corresp o n dien tes en tre las estrellas, las galaxias y los cúm ulos de galaxias. U na noción de esas distancias será muy im portante más adelante al tratar sobre las posibilidades de contacto físico e n tre dos civilizaciones.
a b
F i g u r a h i.4 . Dos precursores en la medición del tamaño del Universo, a) Hen rietta Leavitt que descubrió la correlación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas cefeidas y b) Edwin Hubble, que estableció la ley de la expansión
del Universo. (Fotos colección del i a u n a m. )
I
C onsiderando las enorm es distancias que m edirem os, es con veniente estab lecer u n id ad es ad ecuadas, pues los kilóm etros que sirven a n u estra escala resu ltan in ad ecu ad o s p ara m ed ir distancias cósmicas.
D entro del Sistema Solar una unidad de distancia útil es la uni dad astronóm ica (UA). El radio del Sistema Solar, o sea, ap ro xim adam ente la distancia del Sol a Pintón, es de unas 40 UA.
Para m edir distancias a estrellas, aun la UA es poco práctica porque para eso resulta todavía muy pequeña, y así se prefiere, p o r ejemplo, el año luz. U na unidad todavía más cóm oda que el año luz es el parsec (pe), que equivale a 206264 UA o a ¡2 x 1018 kilóm etros (un 2 y 18 ceros)! El tam añ o de lo que hem os lla m ado la vecindad solar es de unos 20 parsecs. Así que en reali dad una u nidad com o el parsec es muy útil cuando se trata de distancias estelares. A la luz le tom a 3.2 años re c o rre r un p ar sec y poco más de 80 000 años cruzar la Vía Láctea. Con estas unidades a m ano, veamos de qué tam año son y a qué distancia están los principales com ponentes del Universo.
I I I .4. Ei. TAM AÑO DE LA GALA XIA El tam añ o del sistem a estelar q u e constituye la G alaxia de la Vía Láctea es espectacular y de gran relevancia en la argum en tación sobre el contacto con una potencial civilización extrate rrestre, sup oniendo lo más simple prim ero: que esa civilización tam bién se e n c u e n tra en alguna p arte de n u estra Galaxia. El tam año y form a de nuestra Galaxia se d eterm in a ro n d u ran te la p rim era m itad del siglo xx. Dos descubrim ientos im portantes hicieron que eso fuera posible: la existencia de estrellas cefeidas en cúm ulos estelares, lo que perm itió la calibración precisa de