3. LA EXPANSIÓN DEL UNIVERSO

Hasta principios del siglo XX se pensaba que nuestra galaxia, la Vía Láctea era todo el universo existente. Pero en 1924 Edwin Hubble descubrió que algunas de las “estrellas” que se observan en el cielo nocturno son en realidad otras galaxias similares a la nuestra y con miles de millones de estrellas. El propio Hubble hizo otro asombroso descubrimiento años más tarde. Al medir la distancia y velocidad de las galaxias lejanas halló que todas se alejan de la nuestra y, cuanto más lejos están, a más velocidad se desplazan.

3.1. LA VELOCIDAD DE LAS GALAXIAS

La luz procedente de las estrellas y galaxias puede descomponerse en los colores del arco iris mediante un espectroscopio, obteniendo su espectro. Sobre este espectro aparecen líneas oscuras que corresponden a elementos presentes en el gas interestelar. Se obtiene así una especie de código de barras o huella dactilar de cada galaxia. Cuando Hubble comparó los espectros de algunos elementos obtenidos en el laboratorio con los obtenidos de las galaxias, notó que casi todos los estelares aparecían desplazados hacia el rojo. Ese desplazamiento se debe al efecto Doppler (el mismo que aparece en sonidos procedentes de fuentes en movimientos, como vehículos con sirena). En el caso de la luz, significaba que las galaxias que la emitían se estaban alejando. Al estudiar la distancia a esas galaxias vio que, cuanto más lejanas, más desplazamiento al rojo, es decir, eran más veloces.

3.2. DISTANCIA ENTRE ESTRELLAS Y GALAXIAS

Para calcular la distancia desde la Tierra a las estrellas se emplean diversos métodos. Para estrellas cercanas se puede usar el paralaje. El paralaje es el diferente ángulo con el que vemos un objeto al cambiar nuestra posición. Como la Tierra gira alrededor del Sol, vemos las estrellas con diferente ángulo a lo largo del año. Un simple cálculo trigonométrica da la distancia. Pero para estrellas muy lejanas o galaxias, este método no sirve, pues la diferencia de ángulo no es perceptible. Sin embargo, los astrónomos tienen un método alternativo desarrollado por la astrónoma Henrietta Leavitt en 1912: las cefeidas. Las cefeidas son estrellas variables, estrellas que cambian periódicamente de brillo. Leavitt descubrió que las cefeidas tenían un periodo de cambio proporcional a su brillo, es decir, que sabiendo su periodo podemos determinar su brillo. Y si conocemos su brillo aparente y el real, podemos saber a qué distancia están. Localizando cefeidas en galaxias distantes podemos calcular lo lejos que se encuentran.

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