Atención: Antes de comenzar a leer esta nota, le recomendamos leer el artículo que hace poco publicamos sobre los distintos métodos implementados en la determinación de distancias en astronomía, donde repasamos algunos de los elementos que estarán presentes en esta interesante historia.

A modo de introducción

Muchas veces, se nos presenta la historia de las ideas en la ciencia como una armónica carrera de postas donde mentes brillantes aportan nuevos conceptos y “descubrimientos” que sirven de base para otros desarrollos científicos que las nuevas generaciones llevan adelante, siguiendo una senda que toda la humanidad recorre en pos de la última “verdad” sobre los distintos aspectos del cosmos. Esta cándida representación de la dinámica histórica de los conocimientos en ciencia deja muy poco lugar a los procesos de disputa y debate que tuvieron lugar en distintos períodos a lo largo de los últimos siglos en el campo científico. Estos procesos son característicos de todo desarrollo sociocultural, pues en este caso, a través de los mismos, se logra establecer consenso o desacuerdo en relación a propuestas que hacen a la construcción de conocimiento. En este sentido, en el contexto científico son sumamente recordados los acalorados debates entre Newton y Leibniz por el cálculo infinitesimal; o entre Darwin y Wallace por la teoría de la evolución de las especies; como así también , entre Bohr-Heisemberg y Einstein-Schrödinger por la mecánica cuántica.  

En el campo de la astronomía, resultó muy importante para el devenir de los actuales esquemas cosmológicos, un particular debate que se dio a comienzos de siglo XX en relación a “la escala del universo”, conocido como el “Gran Debate” entre Harlow Shapley (1885-1972), astrónomo del observatorio de Monte Wilson, y Heber Curtis (1872-1942), astrónomo que trabajaba con datos del observatorio de Lick. Ambos observatorios aquí citados están ubicados en el cordón montañoso oeste de los Estados Unidos y, en aquel contexto, representaban dos de los más grandes observatorios de la época.

El 26 de abril de 1920, fue la fecha en la que la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos había decidido realizar la conferencia anual que se dedicaría a debatir sobre “La escala de distancias en el Universo”. Para aquel evento miembros de la Academia estadounidense se decidieron por Shapley y Curtis, que en aquel contexto histórico eran las cabezas visibles de las dos posturas más aceptadas en relación a dos modelos del cosmos un tanto diferentes. Por un lado, Shapley defendía la idea de que nuestro universo consistía de una única, gigantesca galaxia, mientras que, por otra parte, Curtis sostenía el concepto de un universo en el que había numerosas galaxias. Aunque de aquel gran debate ninguno de los dos salió históricamente victorioso, fue una instancia interesante que marcó líneas de investigación y nuevos debates cosmológicos en torno a conceptos como galaxia, como así también en torno a los métodos de determinación de distancia de objetos astronómicos, que en aquel momento eran muy incipientes.

Para dar una idea de la importancia en términos epistemológicos de este debate, es interesante mencionar la anécdota de que cuando A. E. Whitford, otrora un importante director del Observatorio Lick, enseñaba astronomía en la Universidad de Wisconsin (también en Estados Unidos), acostumbraba a reproducir cada año con sus alumnos el debate histórico sobre “La escala del universo”, con la idea de enseñar muchos de los conceptos astronómicos involucrados.

Un universo muy diferente

Recordemos que la conceptualización actual de galaxia, de la estructura de nuestra galaxia, la Vía Láctea (ver imágenes inferiores), y de un universo constituido principalmente por grupos y cúmulos de galaxias; distaba mucho de la idea de universo y galaxia que estructuraban la cosmología considerada por los astrónomos de principios de siglo XX.

Las imágenes de arriba y abajo señalan esquemática y sintéticamente los elementos que actualmente se entiende constituyen la estructura de nuestra galaxia, la Vía Láctea. En la imagen superior se señala la distancia del Sol al centro galáctico en aproximadamente 83.000 parsecs (cerca de 27 k-a.l. o 27.000 años luz) y el diámetro de la galaxia en alrededor de 30.000 y 60.000 parsecs (entre 100 y 180 k-a.l. o 100.000 y 180.000 años luz). Crédito: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Muy pocas de las actuales teorías “más aceptadas” en el campo de la astronomía estaban en vigor por aquel entonces. La “hipótesis nebular” sobre el origen del sistema solar aún no era considerada. Asimismo, se suponía que los elementos comunes en la Tierra (silicio, hierro, oxígeno) también dominaban las estrellas, conceptualización que cambió radicalmente con la tesis doctoral de Cecilia Payne en Harvard, en 1925, que estableció que el hidrógeno era el componente principal de las estrellas.

Por otra parte, no es de extrañar que el proceso físico fundamental que era la fuente de la energía estelar, la fusión nuclear de los núcleos de hidrógeno, aún fuera poco conocido. Las nuevas ideas en el aire eran la “energía subatómica” que podría alimentar al Sol durante 1010 años sin que cambiara mucho su masa (defendida por el prestigioso astrónomo británico Eddington) y alguna forma de aniquilación total de electrones y protones (las únicas partículas conocidas en ese momento ya que el neutrón fue descubierto años más tarde, en 1932) que bastaría para 1012 años de actividad solar. La única imagen de la evolución estelar suficientemente desarrollada para compararla con las observaciones fue la teoría de las “gigantes” y “enanas” de Russell, cuya huella perdura hoy en día en el uso de “temprano” y “tardío” para los tipos espectrales de estrellas. La idea consistía en que las estrellas comienzan brillantes y rojas, contrayéndose hasta que han agotado todo su “material de gigante” (sea cual sea), y luego evolucionan viviendo de su “material enano” durante mucho más tiempo, desvaneciéndose como enanas rojas o blancas. En este sentido, los dos científicos estaban más o menos suscritos a este punto de vista, y Shapley, como veremos, lo articula como parte del argumento teórico implementado en su desarrollo de escalas de distancias.

Por otra parte, hasta 1920 el término “universo”, en astronomía, sólo englobaba a los sistemas estelares y nebulosas registradas que constituían nuestra “galaxia”, siendo este último concepto sólo asociado con la Vía Láctea. Antes del “Gran Debate”, aquellos objetos que actualmente reconocemos como galaxias, eran considerados dentro de la categoría de “nebulosas”. Este término se refería a cualquier cuerpo con nebulosidad resuelta observada en el cielo. Aun así, se habían distinguido diferentes tipos de “nebulosas”, algunas de las cuales tenían estructura espiral y por eso se denominaban “nebulosas espirales”. En la actualidad, las “nebulosas espirales” se denominan “galaxias espirales” (ver imagen inferior), y las nebulosas se refieren a las grandes nubes de gas y polvo que integran una galaxia. La cuestión de si las “nebulosas espirales” podrían constituir otros “universos-islas” o galaxias se discutió esporádicamente a lo largo del siglo XIX, pero no fue el centro de las investigaciones de nadie. Gran parte del problema que aparejaba no conocer mucho más acerca de estas “nebulosas espirales” estaba asociado al desarrollo instrumental de la época, y también, a la imposibilidad de determinar sus distancias de manera precisa.

Imagen obtenida en 1900 y a través de placa fotográfica con el telescopio refractor Crosley de 36 pulgadas del Observatorio Lick, de la “nebulosa” M51 (actualmente galaxia espiral “Remolino”, localizada en la constelación Canes Venatici). Nótese la escasa resolución de la imagen que generaba la idea de que estos objetos hayan sido considerados objetos nebulares sin componente estelar. Crédito: Observatorio Lick.

Respecto a la estructura de nuestra galaxia, durante más de un siglo después de William Herschel (1785), los astrónomos consideraban que vivíamos esencialmente en el centro de una galaxia con forma aplanada que al principio no superaba los 6000 años luz de diámetro. Herschel llegó a este resultado contando estrellas en varias direcciones y registrando su brillo aparente. Posteriormente, también a través de este método, en 1806, se aumenta el diámetro de nuestra galaxia a 20.000 años luz.

Otros esquemas sobre la estructura de nuestra galaxia fueron propuestos entre finales de siglo XIX y principios del XX. La idea de nuestra galaxia compartida por Cornelius Easton (en 1900) también era pequeña y centrada en el Sol, pero fue el primer modelo en dar a la Vía Láctea brazos en espiral. Asimismo, las observaciones sistemáticas del cielo le obligaron a desplazar el centro de la espiral lejos de nosotros en más de la mitad del radio galáctico (ver imagen inferior). Posteriormente, entre 1900 y 1920, encontramos otras propuestas, como la galaxia de Karl Schwarzschild (1910), la cual tenía 32.616 años luz de diámetro, 6.523 años luz de espesor y estaba centrada en el Sol; mientras que la Vía Láctea de Eddington (1912) nos situaba a 60 años luz por encima del centro del plano galáctico. En la misma época, también los astrónomos nórdicos Kapteyn y van Rhijn contaban las estrellas con más precisión que nunca, pero sin tener en cuenta la absorción por el polvo interestelar, supuesto que, como ya veremos, también aceptaban Curtis y Shapley. El primer modelo de Kapteyn y van Rhijn (1920) para las escalas en nuestra galaxia ubicaba al Sol en su centro y estimaba un diámetro de 78.279 años luz; pero luego su segundo modelo (1922) ubicó al sol a 98.000 años luz y consideraba un diámetro galáctico de 55.447 años luz

Así pues, este era el contexto en el que se van a inscribir las propuestas de Shapley y Curtis en 1920. Volvamos a señalar que todos esos modelos implementados en la estructura de nuestra galaxia, la Vía Láctea, principalmente se realizaron contando sistemáticamente estrellas y estimando sus distancias con los métodos considerados en la astronomía de aquel entonces.

Esquema del modelo de la Vía Láctea propuesto por el astrónomo danés Cornelius Easton en 1900. Esta propuesta se caracterizaba por aportarle brazos espirales a nuestra galaxia, y fue logrado a través del conteo sistemático de estrellas observadas en el cielo. Por esta razón, se señalan en el gráfico las distintas constelaciones que contienen a aquel rasgo del cielo nocturno conocido como la Vía Láctea, el cual ya en ese momento se entendía que constituía el disco galáctico observado desde la Tierra. Crédito: Wikipedia.

Los detalles del debate

Habiéndonos acercado al contexto que hasta 1920 caracterizaba a la astronomía, ahora vayamos a los detalles que hicieron a esta histórica discusión. En este sentido, cabe señalar que los oradores del “Gran debate” fueron dos de los astrónomos más famosos del siglo XX. Harlow Shapley era entonces miembro del elenco de astrónomos de Monte Wilson y más tarde se convirtió en director del Observatorio de Harvard. Heber D. Curtis era entonces director del Observatorio Allegheny y más tarde lo fue del de Michigan. Ambos astrónomos habían practicado investigaciones de gran envergadura sobre la distribución de las estrellas y los cúmulos de estrellas dentro de la Vía Láctea; Shapley en Monte Wilson y Curtis sobre todo en Lick, pero llegaron a conclusiones asombrosamente distintas.

Ambos protagonistas apuntalaron sus conclusiones con un cúmulo formidable de datos fundados sobre observaciones que ellos mismos habían practicado. Antes del debate, ambos estudiaron escrupulosamente las observaciones ajenas y verificaron sus resultados. Ambos habían preparado tesis escritas y las habían intercambiado antes de la reunión. Cada uno introdujo pequeñas modificaciones después de leer las opiniones de su adversario, pero ninguno creyó posible aceptar las principales conclusiones de la otra parte.

Estaban en juego dos problemas capitales para la astronomía de principios de siglo XX: ¿Es nuestra galaxia un sistema relativamente pequeño, con el Sol bastante próximo al centro (proposición de Curtis), o ¿es un sistema mucho más vasto de lo que se había supuesto hasta entonces, con el Sol lejos del centro (proposición de Shapley)? ¿Las “nebulosas espirales” son “universos-islas”, o sea, otras galaxias? (Curtis), o ¿son objetos próximos relativamente pequeños (Shapley)?

Harlow Shapley (izquierda) tenía treinta y cuatro años cuando se celebró la asamblea del “Gran debate”, en la que alegó que la Vía Láctea era mucho más vasta de lo que en general se había pensado. En el debate de 1920, Heber D. Curtis (derecha) defendió en esencia el criterio actual de que las “nebulosas espirales” eran otras vías lácteas, ubicadas a grandes distancias de nuestro propio sistema estelar. Crédito de las imágenes: Wikipedia.

De este modo, los representantes de cada posición eran dos hombres igualmente destacados, pero con ideas opuestas. Shapley era un innovador audaz, que aprovechaba el mínimo fragmento de información extraído de sus observaciones, que no temía extrapolar de lo conocido a lo desconocido, y que en el curso de sus razonamientos recurría ocasionalmente a la intuición para obtener vínculos o relaciones que no se desprendían en forma directa de los datos observados. Curtis, en cambio, podría entenderse que era un conservador cauteloso, a veces demasiado cauteloso, que analizaba cada observación y que dictaminaba “no demostrado” más a menudo que “falso” en relación a hipótesis o modelos desarrollados en torno a la estructura de nuestra galaxia.

En 1920 ya se reconocía a Shapley por sus estudios sobre cúmulos globulares. Fue el primer orador y creó la atmósfera de debate mediante la defensa de la siguiente serie de proposiciones:

El gran cúmulo globular M13 o cúmulo de Hércules, que él había descubierto, estimaba que se encontraba aproximadamente a 36.000 años-luz de nosotros, y Shapley determinó las distancias de algunos otros cúmulos globulares utilizando los mismos procedimientos. Sobre la base hipotética de que todos los cúmulos globulares tienen la misma dimensión lineal, determinó a continuación sus distancias comparando sus diámetros angulares (los diámetros medidos en unidades de arco que sustentan en el cielo) con el diámetro del cúmulo M13. Shapley afirmó entonces que los cúmulos más remotos se encontraban a varios centenares de miles de años-luz de distancia.

Imagen del cúmulo globular M13 o cúmulo de Hércules, obtenida por el Telescopio Espacial Hubble. Crédito: NASA.

El sistema de cúmulos globulares (ver imagen inferior) forma el esqueleto de nuestra Vía Láctea, continuó Shapley, y es simétrico en torno de un punto que él definió como el centro de la galaxia y que está ubicado en la constelación de Sagittarius, aproximadamente a 50.000 años-luz del Sol. Además comprobó que el diámetro de la Vía Láctea, tal como se lo definía mediante el sistema de cúmulos globulares, era de unos 300.000 años-luz.

A continuación, el astrónomo de Monte Wilson analizó la situación de las, por aquel entonces conocidas, “nebulosas espirales”. Si eran sistemas estelares que se parecían a la Vía Láctea por su dimensión y su estructura, debían estar a distancias enormes, que llegaban aproximadamente a 10.000.000 de años-luz en el caso de la vecina “gran nebulosa” de Andrómeda, o M31. Pero esto, alegó Shapley, planteaba una contradicción extraordinaria: las novas comunes que se habían observado en la “nebulosa” de Andrómeda tendrían que haber sido mucho más luminosas que las novas comunes de la Vía Láctea, nuestra galaxia. Esta consideración relacionada a la naturaleza no universal de los objetos estelares, debía descartar lo que él bautizó como la teoría “de las galaxias análogas”, posición que sostenía Curtis en relación a pensar a las “nebulosas espirales” en tanto galaxias como la Vía Láctea.

Para refutar aún más categóricamente la hipótesis de universos insulares de Curtis, Shapley recurrió a los resultados que otros astrónomos habían obtenido en el curso de sus observaciones. F. H. Seares había deducido que todas las “nebulosas espirales” tenían una luminosidad de superficie mayor que la de nuestra galaxia; y J. H. Reynolds había estudiado la distribución de luz y color en las “nebulosas espirales” típicas, llegando a la conclusión de que no podían ser sistemas estelares. Finalmente, A. van Maanen había medido lo que a su juicio era la rotación de la “nebulosa espiral” M33 en la constelación Triangulum (hoy conocida como galaxia del Triángulo), corroborando sus trabajos anteriores sobre otras “nebulosas espirales” como M101 y M81. En este sentido, dedujo que no era razonable suponer que estas “espirales luminosas” eran los objetos exageradamente lejanos que la hipótesis del universo-isla exigía que fuesen. .

Aunque Shapley no dedicó una parte importante de su disertación al problema de “las espirales”, las describió como objetos probablemente próximos que no pertenecen a nuestra galaxia, pero que están dispersos por el espacio en forma más o menos uniforme. En el curso de su trayectoria por el espacio intergaláctico, la Vía Láctea se desplaza entre las espirales, de las cuales solo las más próximas son suficientemente luminosas para resultar visibles. Al actuar así, nuestra galaxia ejerce una “fuerza repelente” peculiar sobre las espirales, y las induce a alejarse del plano central de la Vía Láctea. Mediante este argumento, Shapley procuró explicar tanto lo que se conocía en aquel momento como la “zona interdicta” de las espirales (tal como muestra la imagen inferior, están prácticamente ausentes de las constelaciones que abarca la Vía Láctea en el cielo) como las velocidades predominantemente de recesión que observaron V. M. Slipher y otros astrónomos.

Una nova representa una clase de estrellas de gran masa cuya luminosidad aumenta temporalmente de varios miles a tanto como 100.000 veces su nivel normal. Una nova alcanza su máxima luminosidad pocas horas después de su “estallido” y puede brillar intensamente durante varios días u ocasionalmente durante algunas semanas, tras lo cual vuelve lentamente a su nivel de luminosidad anterior. Las estrellas que se convierten en novas son casi siempre demasiado débiles antes de la erupción como para ser vistas a simple vista. Sin embargo, su repentino aumento de luminosidad es a veces lo suficientemente grande como para hacerlas visibles en el cielo nocturno. Para los observadores, estos objetos pueden parecer estrellas nuevas; de ahí el nombre de nova, que significa “nueva” en latín.

Cada uno de los 1.249 puntos de esta carta representa una galaxia brillante del catálogo Shapley-Ames. Prácticamente no hay galaxias a lo largo de la línea central de la Vía Láctea (el eje horizontal del diagrama), aunque abundan en otros lugares. Curtis y Shapley discreparon vigorosamente, en 1920, en lo que concernía a la interpretación de esta “zona interdicta”. El primero, la atribuyó correctamente a la materia interestelar oscurecedora de las zonas brillantes observadas en la Vía Láctea en el cielo. Crédito: Page & Page (1962).

Durante su polémica de 1920, Shapley destacó que Curtis y él estaban esencialmente de acuerdo respecto de los siguientes puntos: 1) ambos pensaban que las distancias relativas que Shapley fijaba a los cúmulos globulares eran sustancialmente correctas (dando por supuesto que en el espacio no hay absorción aparente de luz). 2) Los dos astrónomos también compartían la convicción de que las estrellas de los cúmulos y de las regiones remotas de la Vía Láctea no son peculiares, sino que pertenecen a las mismas categorías que se observan en las inmediaciones del Sol y que por lo tanto poseen su misma naturaleza. 3) Los cúmulos globulares forman parte de nuestra galaxia y por tanto es probable que la dimensión de la Vía Láctea no sea menor que la dimensión del conjunto de cúmulos.

Confiando en estos puntos de coincidencia, Shapley fundó su alegato sobre la distancia de 36.000 años-luz que había postulado para el cúmulo globular M13. Por otro lado, Curtis argumentó que, si bien era probable que Shapley hubiera calculado correctamente las distancias relativas de los cúmulos globulares, las distancias “reales” estaban exageradas por un factor que equivalía aproximadamente a 10. En consecuencia, para el caso de M13 habría optado por una distancia de más o menos 3.600 años-luz (en una etapa posterior del debate, Curtis cambió esta cifra por 8000 años-luz). Para rebatir este criterio, Shapley presentó la tabla siguiente, que contrastaba algunas de las propiedades previstas para M13 según este se encontrara a 36.000 y 3.600 años-luz de distancia:

Propiedades 36.000 años luz 3.600 años luz o menos
Magnitud absoluta media de las estrellas azules 0 +5 o más débil
Magnitud absoluta máxima de las estrellas de los cúmulos globulares -1,0 a -2,0 +3,2 o más débil
Magnitud absoluta media de las cefeidas de largo período -2 +3 o más débil
Movimiento propio anual hipotético del cúmulo 0”004 0”04 o más
Tabla presentada por Shapley en el debate, la cual servía a los fines de ilustrar sobre las consecuencias de atribuir dos distancias diferentes al cúmulo de Hércules o M13. Crédito: Page & Page (1962).

Sigamos estas cuatro líneas de razonamiento presentadas por Shapley en su tabla, y vayamos desarrollándolas una por una.

Shapley había encontrado en el cúmulo globular M13 una cantidad de estrellas azules de decimoquinta magnitud, que había identificado como estrellas comunes de tipo B. Ahora sabemos que este postulado no es ampliamente aceptado actualmente. En los cúmulos globulares hay muy pocas estrellas azules, y aquellas que se pueden catalogar en la categoría espectral B no son por cierto estrellas B jóvenes y normales como las que se encuentran en las inmediaciones del Sol. Según el criterio actual son estrellas viejas que han agotado su provisión interior de hidrógeno y han llegado al tipo espectral B después de pasar por las etapas de gigantes y supergigantes de su evolución. Estas viejas estrellas B tienen magnitudes absolutas próximas a cero, y por tanto parecen apuntalar el argumento que Shapley enunció en 1920. Pero ciertamente no demuestran la “uniformidad de las condiciones y de los fenómenos estelares que predominan naturalmente en todo el sistema galáctico”, postulado este que Shapley había adoptado desde el primer momento.

El segundo punto de Shapley se refería a las magnitudes absolutas de las estrellas más luminosas del cúmulo M13. Argumentó correctamente que en razón de las grandes distancias a que se encontraban los cúmulos no se podían observar las enanas amarillas y rojas, y sí solo las gigantes y supergigantes más luminosas. En la Vía Láctea estas estrellas tienen magnitudes absolutas del orden de -1.

En Monte Wilson, W. S. Adams y Shapley habían tomado espectrogramas de baja dispersión de algunas de las estrellas más luminosas de M13, y parecía razonable suponer que eran similares a las gigantes y supergigantes amarillas y rojas de las inmediaciones del Sol. Si la distancia del cúmulo era de 36.000 años-luz, sus miembros debían tener magnitudes absolutas acordes con las de sus similares próximos al Sol, pero si la distancia hubiera sido de 3.600 años-luz, las magnitudes absolutas deberían haber sido de alrededor de +3. No hubo dudas entonces, ni las hay ahora, de que la teoría de Shapley pasaba la prueba.

El tercer criterio sobre la distancia de M13 concierne a la relación período-luminosidad de las estrellas variables cefeidas. Curtis había criticado severamente esta relación (que como se sabe, en aquel momento era un incipiente método de determinación de distancias, señalando que muchas variables de la Vía Láctea que no habían sido utilizadas en la calibración de Shapley no armonizaban con esta curva. Shapley explicó correctamente que la forma de la curva se conocía merced al estudio de Henrietta Leavitt sobre las Nubes de

Magallanes, y que la única cifra importante extraída de las cefeidas de la Vía Láctea correspondía a la magnitud media absoluta de todo el grupo.

En 1920 era imposible medir distancias confiables de las cefeidas individuales (dado que por las limitaciones técnicas era difícil lograr dividirlas de otros objetos luminosos que aparecen en el campo observado de las “nebulosas espirales”) y registrar de este modo la curva período-luminosidad de las mismas, pero se podía determinar con bastante precisión la magnitud media absoluta en algunos casos particulares. En esa época no se dudaba de que las estrellas cefeidas y RR Lyrae conocidas eran objetos muy luminosos, con magnitudes absolutas que oscilaban entre cero y aproximadamente -4. Un promedio de  -2 para  las  cefeidas concordaba con una distancia de 36.000 años-luz y discrepaba de los 3.600 de Curtis, porque en este último caso la magnitud media absoluta habría resultado ser + 3 o  más  débil.

El concepto de magnitud, en astronomía está asociado al brillo de un objeto y dado en una escala logarítmica. La “magnitud aparente” se refiere al brillo aparente de un objeto, y la “magnitud absoluta” se refiere a la luminosidad intrínseca de un objeto. Las escalas de magnitud van de valores negativos (para objetos muy brillantes), a valores positivos (para objetos más débiles en brillo). De este modo un objeto con magnitud absoluta -2 es mucho más intrínsecamente brillante que otro de magnitud absoluta +5.
Cuando decimos que una estrella es de “tipo B”, hacemos alusión a su tipo espectral. Este es un medio para clasificar las estrellas según los detalles de su espectro, o de la descomposición de su luz. El tipo espectral de una estrella depende en gran medida de la temperatura de su superficie y, por lo tanto, es también una guía de su color: las estrellas con más alta temperatura son las más azules (emiten radiación de longitudes de onda más cortas dentro del espectro visible) y las de más baja temperatura, las más rojas (emiten radiación de longitudes de onda más largas). El sistema de clasificación espectral ampliamente utilizado en astronomía establece los tipos espectrales: O, B (por lo general estrellas azules), A, F, G, K y M (estrellas amarillas y rojas).
Las cefeidas son un tipo de estrella variable utilizada para determinar distancias. Las variables cefeidas son estrellas pulsantes que varían su brillo siguiendo un patrón predecible. Desde principios de siglo XX se había logrado establecer una relación entre el periodo de variación de brillo de este tipo de estrellas y su magnitud absoluta para calibrar las distancias a distintos objetos donde eran observadas, como los cúmulos globulares. Las cefeidas se utilizan hoy en día y, ampliamente desde mediados de siglo XX, como estimadores de distancia fiables en astronomía.

En este collage de imágenes se muestran vistas de una famosa estrella pulsante tomadas con casi 90 años de diferencia y un retrato de su galaxia huésped, la galaxia de Andrómeda. En la imagen de la izquierda se muestra el disco de estrellas, gas y polvo en forma de panqueque que constituye la galaxia de Andrómeda, o M31. Andrómeda es una vecina de la Vía Láctea y se encuentra a 2 millones de años luz. El pequeño recuadro blanco situado justo encima del centro describe la vista tomada por el telescopio espacial Hubble. Una flecha señala la imagen del Hubble, tomada por la Wide Field Camera 3 (imagen superior derecha). La misma está poblada de estrellas, que parecen granos de arena. El círculo blanco de la parte inferior izquierda de esa imagen identifica la variable Hubble número uno, o V1, la estrella variable cefeida descubierta por el astrónomo Edwin Hubble en 1923. El gran recuadro blanco delimita la región fotografiada por el astrónomo Edwin Hubble, que utilizó el telescopio Hooker de 100 pulgadas de Monte Wilson, el más potente de la época. Una flecha señala una copia de la imagen de Andrómeda de Hubble (imagen inferior derecha), realizada en una placa de vidrio de 4 por 5 pulgadas y fechada el 6 de octubre de 1923. Edwin Hubble identificó originalmente tres novas, escribiendo “N” junto a cada objeto. Más tarde, Hubble se dio cuenta de que la nova de arriba a la derecha era en realidad una variable cefeida. Tachó la “N” y escribió “VAR”, de variable. Esta estrella permitió a Hubble calcular una distancia fiable a Andrómeda, demostrando que era una galaxia separada fuera de nuestra Vía Láctea. Crédito: NASA.

La última parte de la polémica entre Curtis y Shapley giró en torno de los desplazamientos de los cúmulos globulares. Shapley señaló que sus velocidades sobre la línea de la visual, medidas por medio de sus espectros, eran de aproximadamente 150 kilómetros por segundo. Era razonable suponer que la velocidad media en ángulo recto a la línea de la visual debía ser la misma. Sobre esta base, los cúmulos globulares más luminosos debían tener movimientos propios de  aproximadamente 0,04” de arco por año si se encontraban a solo 3.600 años-luz de distancia. Pero una multitud de observaciones había indicado que el movimiento propio de los cúmulos era mucho más reducido, y por tanto las distancias debían ser muy superiores a 3.600 años-luz.

Según sabemos ahora, Shapley había errado la distancia de M13 con un exceso de más o menos el 50% de acuerdo con las estimaciones actuales (aproximadamente 25.000 años-luz). Las cifras de Shapley para los cúmulos más remotos, para la distancia del Sol respecto del centro galáctico y para el diámetro general de la Vía Láctea, se incrementan según un factor próximo a 3. Como vimos más arriba, actualmente sabemos que la distancia del Sol respecto del centro galáctico es de aproximadamente 30.000 años-luz, y el diámetro de la Vía Láctea se fija entre los 100.000 y los 180.000 años-luz.

Una parte de las discrepancias surgió de que los criterios que empleaba Shapley no eran más que primeras aproximaciones. Pero la principal fuente de errores provino de que en 1920 se ignoraba la importancia que tenía la absorción interestelar de la luz de las estrellas, de la cual era responsable el gas y polvo del medio interestelar. Adhirió estrictamente a las conclusiones anteriores de H. Seeliger, J. C.  Kapteyn y otros, quienes habían postulado con excesiva certeza la idea de que el espacio interestelar era esencialmente “transparente”. Cuando uno hace el balance de la historia de la astronomía durante los últimos 150 años, resulta difícil entender cómo fue posible que tantos astrónomos de los años 1920 pasaran por alto la absorción interestelar, un fenómeno que había quedado claramente demostrado en 1847 a través de las fotografías de la Vía Láctea que habían tornado E. E. Barnard, Max Wolf, entre otros.

Volviendo ahora a la ponencia de Curtis, comprobamos que la crítica que formuló contra la estimación de Shapley sobre la distancia de M13 estaba fundada en parte sobre la hipótesis (ahora para nada aceptada) de que las estrellas amarillas y rojas de los cúmulos globulares debían de ser enanas, con una magnitud absoluta semejante a la del Sol. Esta hipótesis podría haber sido correcta si se hubiera conseguido demostrar que los cúmulos carecían de gigantes y supergigantes, pero omitía el hecho de que los espectros de las estrellas más brillantes mostraban una gran luminosidad.

Curtis dudaba mucho de la confiabilidad de las distancias obtenidas mediante las variables cefeidas. A su juicio, “… los datos empíricos con que contamos prestan poco sustento a la existencia de una relación período-luminosidad entre las cefeidas galácticas”. Resumió en los siguientes términos sus conclusiones acerca de la distancia del gran cúmulo globular de Hércules: “Hay en juego tantas hipótesis e incertidumbres que me resisto mucho a tratar de atribuir una distancia dada a un cúmulo dado, resistencia esta que no se mitiga cuando tomo en consideración las siguientes estimaciones de la distancia para M 13...”.

El concepto de movimiento propio de un objeto celeste, hace mención al movimiento aparente del mismo a través de la esfera celeste, en ángulo recto con respecto a la línea de visión del observador. El movimiento propio se mide generalmente en segundos de arco por año y se determina con respecto a un marco de estrellas o galaxias de fondo muy distantes. El mayor movimiento propio conocido es el de la estrella de Barnard en la constelación de Ofiuco, de unos 10″ de arco/año. El astrónomo inglés Edmond Halley, en 1718, fue el primero en detectar los movimientos propios de las estrellas Arcturus y Sirio.
Shapley,  1915, provisoria 100.000 años-luz
Charlier, 1916 170  años-luz
Shapley, 1917 36.000 años-luz
Schouten, 1918 4.300 años-luz
Lundmark, 1920 21.700 años-luz

 

Y Curtis continúa: “Debemos hacer constar aquí que la primera estimación de Shapley no fue más que una hipótesis provisoria destinada a servir como ilustración para los cálculos, pero todas (las estimaciones precedentes) se asientan sobre materiales modernos, y demuestran que muchas veces es posible dar interpretaciones distintas a testimonios satisfactorios. Mi propio cálculo, fundado sobre las consideraciones generales que he bosquejado anteriormente en esta ponencia, sería de unos 8.000 años-luz, y en este momento diría que esta estimación se aproxima en un 50 por ciento a la verdad”.

Excepto por lo que concierne a la omisión que ambos oradores hicieron de los efectos de la absorción interestelar, no puede haber dudas de que Shapley se acercó más que Curtis a los valores actuales barajados en la determinación de las distancias de los cúmulos globulares. Pero a Curtis no le interesaban primordialmente los cúmulos en este debate. Su mayor interés y su hipótesis de un universo con múltiples galaxias apuntaba hacia las “nebulosas espirales”, y la última parte de su ponencia encierra una defensa admirable de la hipótesis del “universo-isla” o de “nebulosas espirales” en tanto galaxias.

Recordó al público que en monografías anteriores, Shapley había atribuido distancias del orden de los 20.000 años-luz a las “nebulosas espirales” próximas con diámetros angulares de uno o dos grados. Pero las más pequeñas de las “espirales” claramente visibles tenían cinco segundos o menos de diámetro subtendidos en el cielo. Admitiendo una vez más “el principio general de que los objetos celestes de la misma categoría tienen aproximadamente la misma dimensión”, resultaba que las “nebulosas espirales” más pequeñas debían de estar aproximadamente 1.000 veces más lejos que las más próximas, que Shapley había ubicado a 20.000 años-luz. Aparentemente, entonces, las “nebulosas espirales” pequeñas debían estar a 20.000.000 de años luz de distancia, o sea mucho más allá de los confines o dimensiones que Shapley postulaba para la Vía Láctea.

Aún más convincente era la insistencia de Curtis en el hecho de que los espectros conocidos de las “nebulosas espirales” no se distinguían de los de los grandes conglomerados de estrellas de tipo F y G, y no tenían ninguna semejanza con los espectros de las nubes de gas (o lo que hoy categorizamos como nebulosas). Por tanto, discrepaba de la opinión de Shapley en virtud de la cual las espirales “son objetos verdaderamente nebulosos” y “las nebulosas espirales… son, sin embargo, miembros de la organización galáctica” y “las novas de las espirales se pueden definir como la inmersión de una estrella en el seno de una nebulosidad que se desplaza velozmente”.

Además, Curtis explicó correctamente por qué se observan tan pocas espirales en el plano galáctico. En este sentido, señaló que muchas “nebulosas espirales” colocadas de canto muestran cinturones periféricos de “material oscuro” (ver imagen inferior) y sugirió que nuestro propio sistema galáctico (la Vía Láctea) posee este mismo elemento, el cual ocultaría de la vista las espirales lejanas, creando la llamada “zona interdicta” que anteriormente citamos. Como hemos visto, la hipótesis de Shapley habría exigido la intervención de una fuerza física desconocida, encargada de “alejar“  a todas las espirales del plano central de la galaxia; concepto que físicamente sería muy rebuscado.

Las estrellas tipo novas observadas en la, por aquel entonces, “nebulosa de Andrómeda” suministraron a Curtis otro argumento poderoso. Según su hipótesis, esta espiral se encontraba aproximadamente a 500.000 años luz de distancia (ahora sabemos que se encuentra casi tres o cuatro veces más lejos). En consecuencia, las novas de la nebulosa de Andrómeda” deberían haber tenido una magnitud absoluta promedio de -4, cuando más, acorde con el -3 deducido de cuatro novas presentes en nuestra galaxia cuya distancia se conocía. Pero si la “nebulosa de Andrómeda” hubiera estado a solo 20.000 años-luz de distancia, sus novas deberían haber tenido una magnitud absoluta de +3, lo que las habría convertido en objetos de naturaleza totalmente distinta de la de los objetos similares de la Vía Láctea.

Fotografía de los observatorios de Monte Wilson y Monte Palomar, que muestra lo que para aquel entonces era una peculiar “nebulosa espiral” orientada de canto respecto a nosotros, la actualmente conocida galaxia NGC891 en la constelación de Andrómeda, la cual muestra una intensa franja oscura de materia interestelar. Si nuestro sistema galáctico (la Vía Láctea) era de naturaleza similar a esta “nebulosa espiral”, la antes citada “zona interdicta” de la Vía Láctea se podía explicar fácilmente, tal como lo destacó Heber D. Curtis en el debate de 1920. Crédito: Page & Page (1962).

Quizá la parte más imaginativa del alegato de Curtis fue la relacionada con los movimientos de las “nebulosas espirales”. En este caso se encontró frente a las consecuencias de las grandes velocidades radiales medidas, que implicaban grandes velocidades transversales.  En un contexto muy afín estaban las observaciones de van Maanen sobre la rotación de varias espirales, que en aquella época aceptaba la mayoría de los astrónomos. Las fotografías que van Maanen había tomado en Monte Wilson mostraban los importantes   movimientos transversales de las “condensaciones” o zonas más brillantes que mostraban las espirales. Pero los períodos de rotación resultantes eran tan breves, en términos cosmológicos, que implicaban movimientos improbablemente rápidos, a menos que las espirales fueran objetos próximos. Los comentarios que Curtis formuló en 1920 fueron tan proféticos que todo astrónomo debería leerlos: 

“Si los resultados del próximo cuarto de siglo reflejaran una marcada coincidencia entre diferentes observadores al efecto de que los movimientos anuales de traslación o rotación de las espirales igualan o superan 0″01 en valor promedio, aparentemente habría que renunciar en forma definitiva a la teoría del universo-isla. Un movimiento de 700 km/seg a través de nuestra línea de la visual producirá los siguientes movimientos propios anuales:

Distancia en años-luz Movimiento propio anual
1.000 0″48 de arco/año
10.000 0″048 de arco/año
100.000 0″005 de arco/año
1.000.000 0″0005 de arco/año
Y prosigue: “Las observaciones visuales más antiguas de las espirales contienen un error probable tan grande que son inútiles para determinar los movimientos propios si son pequeños; el lapso disponible para las determinaciones fotográficas es inferior a veinticinco años. El primer movimiento propio que citamos arriba habrá sido detectado inevitablemente con métodos visuales o fotográficos, de lo que parece resultar claro que las espirales no pueden estar relativamente próximas a nosotros en los polos de nuestro disco galáctico achatado. Dada la naturaleza confusa de las condensaciones medidas, considero que es imposible practicar una medición confiable del segundo movimiento propio que citamos arriba, utilizando los métodos actuales, sin un intervalo mucho más prolongado que el que ahora se puede lograr. Para el tercero y el cuarto necesitaríamos siglos”.
Este aserto soportó la prueba del tiempo. Lo prueba el hecho de que en dos artículos que publicó la prestigiosa revista astronómica The Astrophysical Journal en 1935, Edwin Hubble y van Maanen pronunciaron la última palabra sobre la controversia acerca de la rotación de las “nebulosas espirales”. Estos autores dejaron en claro que las rotaciones medidas sobre fotografías implicaban importantes errores de observación.

En suma…

Para resumir el debate histórico, creo correcto decir que en la imagen que tenemos actualmente sobre la estructura del universo se combinan las ideas de Shapley y Curtis. Shapley dedujo atinadamente que nuestro sistema solar está lejos del centro de la galaxia y que esta es mucho más vasta de lo que se había supuesto anteriormente. Curtis estuvo en lo cierto cuando afirmó que las espirales son otras vías lácteas, análogas a nuestra propia galaxia.

Sus tesis, publicadas en el Bulletin del National Research Council (vol. 2, parte 3, 1921), se cuentan entre las más emocionantes de la historia de la ciencia. Aún hoy, los astrónomos discuten quién tenía razón y quién estaba equivocado, y por qué sus discrepancias fueron tan grandes, aunque todos los interrogantes esenciales que se enunciaron en el curso de la polémica han sido aclarados en los últimos cien años.

Es interesante señalar que una resolución parcial del debate llegó a mediados de la década de 1920. Utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas de Monte Wilson, entonces el mayor telescopio del mundo, el astrónomo Edwin Hubble identificó estrellas variables cefeidas en la galaxia de Andrómeda (M31). Estas estrellas permitieron a Hubble demostrar que la distancia a M31 era mayor incluso que la extensión propuesta por Shapley para nuestra Vía Láctea. Por tanto, M31 era una galaxia muy parecida a la nuestra. En la década de 1930, la amplia aceptación de la absorción interestelar, combinado con un mayor conocimiento de las distancias y la distribución de los cúmulos globulares, llevó finalmente a aceptar que el tamaño de nuestra galaxia se había subestimado seriamente y que el Sol no estaba cerca del centro. 

Por último, otra razón por la que el “Gran Debate” ha sido tan importante, es porque ilustra de forma contundente lo difícil que es que ciertas propuestas o ideas ganen consenso en el terreno que caracteriza la investigación en ciencia. Demostrando a la vez que los conceptos científicos resultan de prácticas socioculturales en las que se construye conocimiento sobre el mundo, el cual es arena de disputa entre los grupos humanos involucrados

Agradecimiento

El acercamiento a este tema no hubiera sido posible de no ser por la generosa predisposición del profesor del Observatorio Astronómico de Córdoba Dr. Gustavo Carranza, quien, en sus clases de Estructura galáctica del cuarto año de la licenciatura en astronomía (que se dicta en la Facultad de Matemática, Astronomía, Física y Computación de la Universidad Nacional de Córdoba), nos proporcionaba toda una serie de lecturas que tendían a analizar los procesos históricos que atravesaban la construcción de conceptos astronómicos. Vaya con este humilde texto mi sincero agradecimiento.

Fuentes

-Page, T. y Page, W. (1962). Estrellas y nubes en la Vía Láctea. Estructura y movimiento de nuestra galaxia. Buenos Aires: Editorial Pomaire.

Trimble, Virginia (1995). The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.107, 1133-1144.