Page 14 - La teoría del todo

Nuestro Sol y las estrellas cercanas son parte de un vasto conjunto de estrellas
llamado Vía Láctea. Durante mucho tiempo se pensó que esta galaxia era todo el
universo. No fue hasta 1924 cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble
demostró que la nuestra no era la única galaxia. De hecho, había muchas otras, con

enormes regiones de espacio vacío entre ellas. Para demostrarlo, tuvo que determinar
las distancias a estas otras galaxias. Podemos determinar la distancia a estrellas
cercanas observando cómo cambia su posición cuando la Tierra gira alrededor del
Sol. Pero otras galaxias están tan alejadas que, a diferencia de las estrellas cercanas,

parecen realmente fijas. Por eso, Hubble se vio obligado a utilizar métodos indirectos
para medir las distancias.
El brillo aparente de una estrella depende de dos factores: su luminosidad y la
distancia a la que está de nosotros. En el caso de las estrellas cercanas, podemos

medir tanto su brillo aparente como su distancia, de modo que es posible calcular su
luminosidad. A la inversa, si conociéramos la luminosidad de las estrellas en otras
galaxias podríamos calcular la distancia a la que están midiendo sus brillos aparentes.
Hubble argumentó que había ciertas clases de estrellas que, cuando se encontraban lo

bastante próximas a nosotros para que se pudieran medir directamente, tenían
siempre la misma luminosidad. Por consiguiente, si encontráramos estrellas
semejantes en otra galaxia podríamos suponer que también tendrían la misma
luminosidad. De este modo podríamos calcular la distancia a dicha galaxia. Si

pudiéramos hacerlo para varias estrellas en la misma galaxia, y nuestros cálculos
dieran siempre la misma distancia, podríamos tener bastante confianza en nuestra
estimación. Procediendo así, Edwin Hubble calculó las distancias a nueve galaxias
diferentes.

Hoy sabemos que nuestra galaxia es solo una entre los aproximadamente 100 000
millones de ellas que pueden verse utilizando telescopios modernos, y cada galaxia
contiene unos 100 000 millones de estrellas. Vivimos en una galaxia que tiene unos

100 000 años luz de diámetro y está rotando lentamente; las estrellas de sus brazos
espirales giran alrededor de su centro aproximadamente una vez cada 100 millones de
años. Nuestro Sol es tan solo una estrella ordinaria, amarilla y de tamaño medio,
próxima al borde exterior de uno de los brazos espirales. Ciertamente hemos
recorrido un largo camino desde Aristóteles y Ptolomeo, cuando se creía que la Tierra

era el centro del universo.
Las estrellas están tan lejos que nos parecen simples puntos luminosos. No
podemos determinar su tamaño ni su forma. Entonces, ¿cómo podemos distinguir las

diferentes clases de estrellas? Para la inmensa mayoría de las estrellas, hay solo una
característica precisa que podemos observar: el color de su luz. Newton descubrió
que si la luz procedente del Sol atraviesa un prisma se descompone en sus colores
componentes —su espectro— como en un arco iris. Del mismo modo, enfocando un
telescopio hacia una estrella o una galaxia individual podemos observar el espectro

de la luz procedente de dicha estrella o galaxia. Estrellas diferentes tienen espectros

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