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Historia. Descubrimiento de las galaxı́as
Las galáxias no fueron reconocidas como un tı́po de objeto nebular sino hasta entrado el siglo XIX, cuando espectroscopı́a visual de M31 mostró un espectro contı́nuo. Sin embargo, muchos siglos antes, la misma
galaxı́a de Andromeda fue reconocida como una ’mota de polvo’ por astrónomos árabes en el siglo X y para el
siglo XVII ya se listaba en los primeros catálogos de objetos como el de Messier.
La estructura clásica de las nebulosas espirales fue reportada a mediados del siglo IX por William Parsons.
Parte del debate se centró en mostrar si las nebulosas espirales eran sistemas independientes de estrellas o
se trataba de sistemas planetarios en formación. En 1885 una supernova vista en Andromeda añadio confusión,
dado que tuvo un gran brillo como para considerarla una simple nova a distancias extragalácticas.
Al rededor de 1910 se obtuvieron las mas grandes velocidades radiales por espectroscopı́a, para algunas pocas galaxias.
Sin embargo, el tema de las distancias en la Vı́a Láctea fue uno de los que requirieron de mayores esfuerzos en los inicios del siglo XIX. La primera forma de medir distancias era por el paralaje de las estrellas, pero
este método no decia nada mas alla de unos 1000 pc. Por el año 1786 John Goodricke notó que la estrella
δ Cepheida era variable. Fue hasta 1908 cuando Henrietta Leavitt notó que en 16 estrellas variables ubicadas
en la Pequeña Nube de Magallanes, cuanto mas largo era el ciclo del cambio, más brillante era la estrella.
Unos años despues encontro una relación matematica para este fenómeno: las magnitudes aparentes eran casi
proporcionales a los logaritmos de los periodos. Si consideramos que todas esas estrellas se encuentran mas o
menos a la misma distancia, la relación es válida tambien para las magnitudes absolutas, lo que nos permite
conocer la distancia a la que se encuentran las estrellas. Fue E. Hertzsprung quien reconocio el potencial de
este descubrimiento y se dio a la tarea de encontrar una forma de calibrar la relación periodo-luminiosidad para
las variables cepheidas. El gran inconveniente era que no se conocian este tipo de estrellas lo suficientemente
cercanas como para medir su distancia por paralaje. Finalmente, al aplicar movimientos propios y el método de
paralaje estadistico pudo determinar distancias confiables y establecer la calibración necesaria para las curvas
de Leavitt.
Para 1914 Harlow Shapley comenzó a trabajar en Mt. Wilson en los cúmulos globulares y sus estrellas variables, donde encontro que algunas de estas se comportaban como las variables estudiadas por Leavitt. Para
1918 Shapley habı́a encontrado que los cúmulos se localizaban a diferentes distancias unos de otros, acomodados
entorno a lo parecia ser el centro de la Vı́a Láctea a unos cientos de años luz de nosotros. La distancia de los
cúmulos fue valorada en unos 50,000 años luz. Para esos años, uno de los mejores modelos hacerca del tamaño
de la Vı́a Láctea era el de Kapteyn, quien estimaba una forma elipsoidal con unos 16 kpc de diametro mayor.
En 1919 Shapley logró medir la distancia a M13, el cúmulo de Hercules, opteniendo una distancia de 30 kpc,
mucho mas alla de los lı́mites establecido para el tamaño de la galaxia en aquella época. Tiempo después y con
más datos en mano, establecio que los cúmulos pertenecian a la Vı́a Láctea y que se encontraban centrados
alrededor de su nucleo invisible en algún punto de la constelación de Sagitario.
El siguiente punto fue determinar el status de las grandes nebulosas espirales. Como se mencionó, estas presentaban un espectro contı́nuo, como de gas emitiendo, incluso a finales del siglo XVIII ya se conocia que en algunas
de ellas los espectros eran simulares a los de cúmulos de estrellas. La resolución de estas nebulosas espirales vino
hasta 1924 con la galaxia de Andromeda. Sin embargo aun no se tenia claro si estas eran objetos independientes
o apéndices de la Vı́a Láctea. Algunos de los argumentos que se tenian para pensar que la Vı́a Lactea era única
en el universo, eran los tamaños pequeños de las nebulosas espirales comparados con el de nuestra galaxia, los
espectros de emisión podian ser explicados por reflexión de luz estelar, las pequeñas nebulosas espirales pare-
cian evitar el plano de la Vı́a Láctea, lo que hacia suponer que se encontraban entorno a esta, y finalmente los
movimientos internos de las nebulosas espirales recientemente publicados por Adriaan Van Maanen mostraban
que estas se encontraba mucho muy cerca de nuestra galaxia, incluso a 2 kpc como M33. Sin embargo, pronto
estas ideas fueron perdiendo fuerza y mediciones de las propias galaxias fueron corregidas ampliamente.
Entre los que se oponia a las ideas de Van Maanen se encontraba Herber Curtis, quien en 1914 habı́a comenzado
un estudio de las espirales, las que consideraba ’galaxias de estrellas inconcebiblemente lejanas’. Curtis encontro
en placas de estas galaxias algunas novas a las que les atribuia un cambio en el brillo de 10 magnitudes lo que
las ubicaba 100 veces mas lejos de lo que se pensaba, muy fuera de los limites de la nuestra.
En esos años dos opiniones eran las que marcadamente dominaban. Por un lado Curtis argumentaba que el
universo estaba compuesto de muchas galaxias similares a la nuestra. Shapley, por su parte, decia que las ’nebulosas espirales’ pertenecian a la única gran galaxia en el universo, la Vı́a Láctea. Shapley colocaba al sol lejos
del centro de la Galaxia y Curtis lo ubicaba muy cerca del centro.
Estas y otras ideas referentes a conocer la ’escala del Universo’ fueron discutidas en el llamado ’Gran Debate’ de 1920.
Shapley y Curtis discutieron por lo menos 14 cosas:
1. Estrellas tipo F, G y K resueltas en cúmulos globulares. Shapley decia que estas estrellas eran como las
gigantes locales tipo F-K, con magnitudes absolutas cercanas a -3, colocando los cúmulos entre 10-30 kpc.
Curtis dijo que se trataba de comunes estrellas como las locales, tipo enanas F-K, lo que las colocaba a 1
o 2 kpc. En esto, Shapley tenia razón.
2. Estrellas tipo B en los cúmulos. Shapley dijo que estas deberı́an tener magnitudes absolutas cercanas a 0,
como las tipo tárdio B o las tempranas A próximas a la secuencia principal. Curtis dijo las estrellas azules
más brillantes en la vecidad solar, eran mas tenian mayor brillo que las rojas mas brillantes, mientras que
lo opuesto sucedia en los cúmulos. Esto llamó la atención de W. Baade, quien posteriormente recolecto
datos al respecto y propicio el concepto de dos poblaciones estelares. Ambos tenian razón en sus
opiniones.
3. Las cepheidas como indicadoras de distancia. Shapley uso la relación periodo-luminosidad encontrada en
las estrellas del las nubes de Magallanes calibrada para las estrellas del disco de la galaxia por paralaje
estadistico. El notó que las tipo cepheidas de los cúmulos (estrellas RR Lyrae) eran objetos de alta
velocidad y no deberian ser usados para la calibración. Curtis decia que esto no era evidencia de una
relación periodo-luminosidad en la Vı́a Láctea, y que una muestra mas grande incluyendo algunas estrellas
con paralaje geométrico aun salı́an de la regla y comentó que más datos eran necesarios. Ellos mostraron
la relación P-L, de las cepheidas de la Vı́a Láctea tanto con paralaje estadı́stico como con miembros de
cúmulos abiertos. Pero el punto cero de la calibración fue compensado para los globulares por más de una
magnitud. Curtis tenia razon en que mas datos eran necesarios, pero se equivocó al poner
mucho empeño en lo pequeños paralajes. Shapley tenia razón en utilizar a las cepheidas
como indicadores de distancias.
4. Paralajes espectroscopicos en general. Shapley creia que estas eran verdaderas tanto como se pudiera ver
cualquier cualquiera de las relaciones de lı́neas indicadoras en estrellas cercanas. Curtis creia que eran
certeras solo hasta unos 100 pc, donde habı́an sido calibradas. Shapley tenı́a razón en esto.
5. Interpretación de los conteos de estrllas. Curtis dijo correctamente que los contéos de estrellas interpretados linealmente, deberı́an dar una Galaxia pequeña. Tuvo la idea de un anillo de polvo rodeando el
disco de la Galaxia, sugiriendo a la absorción como un problema relevante en la medición de distancias.
Shapley no tomó en cuenta este dato.
6. Teoria de evolución estelar. Shapley clamaba que si los cúmulos globulares se encontraban a esas distancias
entonces deberı́an obedecer una teoria de gigantes y enanas dada por Rusell. Curtis decia que las nebulosas
espirales como fase de la evolución estelar no cabı́an en ninguna teorı́a. Curtis tenia razón en esto.
7. Distibución espacial de las nebulosas espirales. Cutis pensó en el anillo de polvo que presentaban otras
nebulosas al observarse de cánto y esto impedia la observación de otras en dirección del plano de la Vı́a
Láctea. Shapley no mencionó nada al respecto. Curtis tuvo razón en esto, pero falló al no decir que
las estrellas y el polvo en el plano estan mezclados.
8. Brillantez de las novas. Ambos reconocieron la existencia de novas tanto en la Galaxias como en las
nebulosas espirales. Shapley falló fuertemente al decir que si las novas provinieran de sistemas lejanos a la
Vı́a Láctea, su brillo deberı́a ser ridı́culo. Cutis dijo que para cuatro eventos en la Galaxia y unas cuantas
en las nebulosas espirales, el pico de luminosidad deberı́a ser el mismo, lo que resultarı́a en que el tamaño
de la Vı́a Láctea es pequeño, las espirales estaban lejos y sus tamaños eran comparables a nuestra Galaxia.
Cutis tenı́a razón.
9. Mecanismos de las novas. Shapley pensaba que las estrellas y la la nebulosidad existian desde el principio,
que la nube habı́a alcanzado a la estrella, la envolvia y se producı́an las novas. Curtis contradijo esto,
diciendo que el mecanismo propuesto deberı́a producir una tasa de 1 por cada 500 años en Andromeda,
donde en los últimos 20 años ya se habı́an producido varias. Curtis tuvo la razón.
10. La gran velocidad promedio positiva de las nebulosas espirales. Shapley sugı́rio que la causa podria se la
presión de radiación ejercida por la Galaxia (cosa que Rusell ya habı́a descartado).Curtis simplemente dijo
que este corrimiento positivo en la longitud de onda podia de alguna manera ser intrı́nseco a las nebulosas
y a una alta velocidad caracteristica de la Vı́a Láctea. Curtis tenı́a razón nuevamente.
11. Propiedades de las galaxias I. Shapley dijo que la brillantez superficial de las nebulosas espirales era
mucho mayor a cualquiera vista en la Vı́a Láctea y que la distribución de color y brillo en la superficie era
diferente. Curtis no dijo nada al respecto. La respuesta a esto es la absorción y el enrojecimiento. Shapley
estaba bien en los datos, pero falló en la interpretación. Se considera un empate.
12. Propiedades de las galaxias II. Curtis apunto que los espectros de las espirales tenian colores y lineas
espectrales parecidos a los de cúmulos de estrellas, lo que hacia pensar en un ensamble de estrellas, mas
que en nebulosas. Shapley no dijo nada en este sentido. Curtis estaba en lo correcto.
13. Localización del sol en la Vı́a Láctea. Shapley dijo que la ilusión de que el sol estaba cerca del centro
era provocada por la nube de estrellas ahora llamada ’campana de Gould’. Curtis defendia una posición
central en la Galaxia. Shapley estaba mas cerca de la verdad.
14. Los movimientos rotacionales medidos por van Maanen. van Maanen habı́a publicado movimientos de
rotación de las espirales, lo que las ubicaba muy cerca de la Vı́a Láctea. En este sentido, tanto Shapley
como Curtis no estaban de acuerdo. Curtis abundo en que el un movimiento propio menor a 0.1”/año,
para objetos difusos desde una linea base de 25 años o menos, no era creible. Ambos estaban en lo
correcto.
Para 1923, ya con el telescopio de 100 pulgadas, Edwin Hubble fue capaz de resolver las estrellas de M31 y
detectar estrellas variables cepheidas similares a las encontradas por Leavitt y a las estudiadas por Shapley. A
finales de 1924 se establecio que la galaxia de Andromeda se encontraba 285 kpc, unas diez veces el diametro
aceptado en esos años para la Vı́a Láctea. Para finales de las decada de 1920 Hubble habı́a estimado la distancia
a otras galaxias hasta en 4000 kpc con otros métodos distintos al de las cepheidas. Hubble pudo contruir un
incomparable conjunto de datos sobre las distancias galácticas y para 1929 contaba con mediciones de 18 galaxias
y 4 miembros del cúmulo de Virgo.[?].