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La recesión de las galaxias (continuación)

La ley de Hubble

os cálculos de distancias por desplazamientos hacia el rojo que realizara Slipher sobre determinadas galaxias, fueron comparados en 1929 para las mismas galaxias por el astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble, descubriendo que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor cuanto más lejos se encontraban.

Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley de la velocidad de recesión de las galaxias (ley de Hubble), la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La constante de Hubble o de proporcionalidad, es el cociente entre la distancia de una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella; se calcula que esa constante está entre los 50 y 100 Km/s por millón de parsecs (1 megaparsec).

Forma de expansión del Universo

En principio, a cualquier observador le parecerá que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del Universo. Este efecto es consecuencia de la forma de expansión del Universo, que lo hace como si fuera un globo.

La forma de expansión del Universo es similar a como lo hace un globo. Para un observador situado en el punto P, parecerá que los demás puntos se alejan de él, pero si cambia de posición a otro de los puntos verá exactamente lo mismo

Si nos imaginamos a nosotros mismos como un punto situado sobre la superficie de un globo y marcamos otros puntos separados sobre la misma superficie, veríamos que al inflar el globo todos los puntos se alejan de nosotros; si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y realizásemos la misma operación, veríamos exactamente lo mismo.

Distancia de las galaxias

La simple observación de una galaxia mediante telescopios no permite determinar su distancia a nuestro planeta, pues lo mismo podría tratarse de una enorme galaxia muy lejana, o de una pequeña galaxia muy cercana. El método común para calcular las distancias galácticas, es mediante la comparación del brillo y tamaño de los objetos de otra galaxia conocida, como es nuestra Vía Láctea; y también mediante la obtención de la velocidad de rotación de una galaxia y su brillo intrínseco. Los objetos que se utilizan como referencia son, preferentemente, las estrellas más brillantes y determinadas estrellas variables denominadas cefeidas. También son utilizadas las supernovas, cúmulos de estrellas y nubes de gas.

Las estrellas cefeidas son especialmente útiles en el cálculo de las distancias, gracias a la característica de que su luz es variable. Esta variación tiene un periodo de pulsación íntimamente relacionado con su brillo intrínseco, lo que permite calcular una distancia tras obtener la frecuencia y comparar el brillo verdadero y aparente.

Otro método de cálculo aplicado desde épocas recientes, es el de tomar como parámetros la velocidad de las estrellas mientras orbitan el centro de sus galaxias, así como el brillo intrínseco. Éste último parámetro, el del brillo, es clave, pues se ha descubierto que depende de la masa y velocidad de la galaxia. Así, una galaxia de rápida rotación será muy luminosa, mientras que otra de rotación más lenta emitirá un brillo más débil. Puesto que la velocidad orbital de una galaxia, así como el brillo intrínseco, puede ser determinada en la mayoría de los casos, se puede finalmente deducir cual es la distancia que nos separa de ella.

La dimensión media de una galaxia es de unos 12.000 años luz (un año luz es la unidad de longitud consistente en la distancia que la luz recorre en un año solar; como la velocidad de la luz es de trescientos mil kilómetros por segundo, esto equivale a unos 9 billones -9.000.000.000.000- de kilómetros). La separación entre galaxias es de aproximadamente 1.700.000 años luz. Se calcula que los telescopios de mayor alcance pueden distinguir de cien a mil millones de galaxias en todo el universo.

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