A que altura está o ceo?.1

Con esta entrada comenzamos unha serie de recensións que fixeron algúns alumnos sobre libros de ciencia en galego. A primeira achega vén da man de Damián Campos (2º bacharelato)

Neste libro Jorge Mira explícanos unha das preguntas que tódalas xeracións se fixeron algunha vez: “¿A que altura está o ceo?”
Para comezar falaremos de a que altura se atopa o ceo diúrno, ese ceo azul que ten nunha esquina ao Sol amarelo. O Sol en realidade emite luz branca, e así o veríamos se mirásemos por enriba da atmosfera, mais ao estar nós por debaixo dela a luz branca do Sol ten que atravesala para que a poidamos ver. A luz branca é unha combinación de todas as demais cores, e cada unha das cores que a conforman ten características diferentes. Non todas as cores son tratadas da mesma forma pola atmosfera. Por exemplo, as cores azuladas son máis sensibles a chocar coas partículas en suspensión, provocando que o ceo se vexa azul. Pola outra banda as cores amareladas son menos sensibles ao obstáculo das partículas, chegando mellor a nós. Sabendo que a máis de 25km de altura a densidade de gases é moi baixa podemos afirmar que o ceo azul está a 25km sobre nós.
Pero, e o ceo da noite? Neste caso ao non ter a luz do Sol e o manto azul que produce si podemos ver que hai máis aló, aquí comeza o misterio.

¿Vivimos nunha Terra chá?
Como é lóxico, hai moitos anos pensábase que a Terra era plana, xa que a simple vista é o máis evidente aínda que hoxe en día saibamos que non é certo. A nosa xeración conta co privilexio de ter imaxes que corroboran a esfericidade da Terra, mais antes de posuír estes avances xa había probas que indicaban devandita esfericidade.

¡Que listos eran os gregos! (séculos III-II aC)
Xa no tempo dos gregos se atoparon probas da esfericidade da Terra, xa que se nos colocamos nun porto e observamos a partida dun barco vemos como este, segundo se vai afastando, vaise afundindo. Se a Terra fose plana segundo se afasta o barco iría facéndose máis pequeno, pero non se afundiría.

Ademais existía outra evidencia, as eclipses de Lúa. Estas ocorren cando a Terra está entre o Sol e a Lúa, e neste caso a sombra da Terra vese proxectada na Lúa de forma circular.
Eratóstenes tamén aseguraba que a Terra era esférica. Este, que pasaba tempadas en Siena (no actual Exipto), decatouse de que o día do solsticio de verán o Sol non facía sombras, que caía totalmente vertical; mais tamén sabía que ese mesmo día o Sol si facía sombra en Alexandría. Medindo o ángulo da última sombra e sabendo a distancia entre Siena e Alexandría puido calcular a que sería a lonxitude da circunferencia da Terra, 40.000km. Medida que aproximadamente seguimos aceptando como válida.
Agora que xa sabemos o tamaño da Terra queremos descubrir o tamaño da Lúa, para isto non nos servirá mirar directamente a lúa, pero si as eclipses. Aristarco deuse conta de que se observamos nunha eclipse de Lúa como a Terra se reflexa nela, poderíamos calcular que a sombra da Terra na Lúa é 3,5 veces máis grande que a Lúa (aínda que isto fíxose antes de saber o tamaño da Terra e iso impediu que nese momento se coñecese esa distancia, se se coñecera poderíase calcular aproximadamente o seu valor real, 3640km de diámetro). Xa só queda coñecer a distancia á Lúa, e novamente Aristarco deu coa chave. Desde a Terra pode facerse unha pequena eclipse cun obxecto circular. Se tapamos perfectamente a Lúa cun obxecto circular (como unha moeda) pódese calcular a distancia a ela sabendo a distancia ao obxecto circular mediante unha equivalencia de triángulos. Aristarco, con estes cálculos obtivo que a Lúa está a 400.000 km de distancia, moi preto dos 380.000 km reais de promedio (xa que non sempre é igual).
Aristarco temén intentou medir a distancia ao Sol. Para isto fixouse nas fases da Lúa. Por exemplo se nos fixamos na Lúa cando está no cuarto crecente só observamos medio satélite e, esquematizando, a imaxe quedaría así:

Así xa temos un triángulo no que sabendo a distancia da Terra á Lúa se pode calcular a distancia da Terra ao Sol sabendo o ángulo α, aínda que medir este ángulo é moi difícil. Aristarco tentou a medida e obtivo que ese era un ángulo de 87º, co que obtiña que o Sol estaba 20 veces máis lonxe que a Lúa. Hoxe sabemos que o erro que tivo foi importante e o ángulo era de 89.8º así que o Sol está 400 veces máis lonxe que a Lúa.

O salto do Renacemento ata a Idade Moderna (séculos XVI-XVIII)

Quedando atrás a época dos gregos teríamos que esperar ata o Renacemento para que se producisen novos descubrimentos importantes.
Nesta época Kepler descubriu que as órbitas dos planetas non eran circulares, senón elípticas. Ademais descubriu a proporción entre o tempo que lle leva a un planeta dar unha volta ao Sol e a súa distancia a el, o que se chamaría terceira lei de Kepler, que tamén permite coñecer a proporción entre o raio da órbita e a velocidade do planeta. Pero o que buscamos son distancias e non proporcións.
Isto resolveuno o italiano Giovanni Cassini, que se decatou do seguinte: se pechas un ollo e tapas cun dedo un punto e despois abres o outro ollo verás que o dedo cambiou de posición respecto da parede. Pois isto, que se chama paralaxe, foi o que Cassini empregou para medir a distancia ás estrelas. Isto non se podía facer cun dedo, pero si observando o mesmo punto desde puntos distintos da Terra moi alonxados entre si (Casssini fíxoo entre Italia e a Guayana Francesa) e así obtivo primeiro a distancia a Marte e despois ao resto de planetas, ademais da distancia ao Sol, que a Cassini deulle 140 millóns de km (moi próximos aos 150 millóns de km reais). Tempo despois, a finais do século XVIII descubriuse que a distancia entre o Sol e ao planeta máis lonxano coñecido naquel momento, Urano, era de 3000 millóns de km.

Ollar as estrelas (séculos XIX-XX)

Para medir a distancia entre as estrelas continuou empregándose a paralaxe, pero ao estar as estrelas máis lonxe que os planetas houbo que facelo a maior escala. Para isto a solución era facelo entre puntos opostos da órbita terrestre, o cal sería mirar ao mesmo punto do ceo cunha diferenza de seis meses, conseguindo unha diferenza entre os puntos de visión de 300 millóns de km, o que permitía ver mínimas diferenzas na posición das estrelas. Friedrich Bessel foi quen estreou este sistema medindo a distancia entre a Terra e 61 Cygni, 100 billóns de km.
Ao empezar a manexar estas inxentes medidas fíxose necesaria unha nova unidade para así poder empregar números máis pequenos. Esta unidade sería o ano luz, que é equivalente á distancia que percorre a luz nun ano, é dicir, 9,46 billóns de km.
A principios do século XX unha muller, Henrietta Leavitt, deuse conta de que a paralaxe era un método esgotado para medir distancias a estrelas e que había que buscar un novo. Mirando ao ceo podemos observar que non todas as estrelas brillan igual, polo que se supoñemos que todas as estrelas teñen o mesmo tamaño as que máis brillan serán as que están máis cerca, mais non todas as estrelas son iguais. E como faríamos para saber do seu tamaño? Para isto Leavitt fixouse nas cefeidas, que son unhas estrelas que parpadean. A clave está en que canto máis pequenas son as estrelas o parpadeo é máis rápido e máis grandes cando é máis lento, polo tanto dúas estrelas de tamaños semellantes terán a mesma frecuencia de oscilación. Así se temos dúas estrelas coa mesma frecuencia de oscilación sabemos que a máis próxima é a que brilla máis. Este método permitía calcular distancias e grazas a el púidose avanzar moito nos cálculos e moi rápido, en 1918 calculouse o tamaño da Vía Láctea, 100.000 anos luz.

As galaxias: unha idea con menos dun século

Se se observa o ceo nunha noite clara pódese observar a Vía Láctea como as estrelas máis próximas, pero tamén se pode ver que máis alá hai como minúsculas nubes, desas nubes a máis famosa é a chamada nebulosa de Andrómeda. En 1923 Edwin Hubble, coa axuda dun telescopio moi potente observou en devandita nebulosa unha luz intermitente, unha cefeida. Empregando o método de Leavitt calculou a distancia á que se atopaba e deulle que estaba a máis dun millón de anos luz. Polo tanto se a Vía Láctea (que por aqueles momentos se consideraba todo o universo) medía 100.000 anos luz, significaba que a cefeida tiña que estar fóra da Vía Láctea. Isto significaba que había máis galaxias. Agora tocaba calcular a que distancia estaban as galaxias. Seis anos despois deste descubrimento Hubble deu coa solución.
O efecto Doppler (aplicado á luz) foi a clave. Este efecto enunciaba que cando unha luz se aparta dun punto luz que desprende un corpo adquirirá un ton vermello, mentres que se se achega tenderá a facerse azul.

 

Polo tanto se nós como observadores vemos que a luz se despraza cara o vermello ou o azul, saberemos se as estrelas se afastan ou se achegan respectivamente.
Hubble levou esta idea á práctica e durante o experimento atopou unha sorpresa: todas as galaxias presentaban corremento ao vermello. Isto significaba que todas as galaxias se estaban afastando de nós, e ademais deuse de conta de que canto máis lonxe estaba unha galaxia maior era o seu corremento ao vermello, isto viña a dicir que canto máis lonxe está unha galaxia máis rápido se afasta.
Paralelamente a todos estes avances Albert Einstein traballaba nunha teoría que relacionaba o espazo co tempo, dimensións que antes se tomaban como independentes. Einstein relacionou estas dimensións ata o punto de que demostrou que se dous observadores que se moven con distintas velocidades cronometran un mesmo feito, as súas medidas do tempo van ser distintas. Pero isto só ocorre cando as velocidades son inmensamente grandes. Estes feitos explicaríaos na súa Teoría Xeral da Relatividade (1915).

O Big Bang

Entre os principais estudosos da teoría de Einsein atopamos ao sacerdote Georges Lemaître. Este sacerdote foi o primeiro que se deu de conta de que a teoría de Einstein implicaba un universo en expansión, incluso antes de que o fixese Hubble (que coas suas observacións axudou a demostrar a súa teoría). Ademais Lemaître deduciu que se o universo se estaba expandindo, antes tivera que ser máis pequeno e canto máis atrás mirásemos veríamos que era máis pequeno. Así que o universo nun primeiro momento tivera que ser un punto. Aquí comeza a idea do “Big Bang”. Pero a esta idea, aínda que lóxica, faltáballe unha base experimental na que apoiarse. Esta base chegou de man de Arno Penzias e Robert Wilson que probando unhas antenas descubriron unha ondas electromagnéticas que viñan de todas as partes do espazo, estas eran os ecos do “Big Bang”. Mais ao Big Bang aínda lle faltaba un fío teórico no que apoiarse que lle deron Stephen Hawking e Roger Penrose en 1970, encaixando a demostración do Big Bang dentro da teoría da relatividade. Ademais con este traballo tamén demostraron que o tempo transcorrido desde o Big Bang é finito e pode medirse.

A idade do universo… e o seu tamaño

Tras o descubrimento de Hubble e Lemaître, estes intentaron descubrir a que velocidade se expande o universo, xa que sabendo isto pódese calcular o momento en que comezou a expandirse. A Lemaître no seu cálculo saíulle que as galaxias se separaban de nós a unha velocidade de 600 km/s por cada megapársec de distancia (un megapársec é unha unidade de distancia que equivale a 3,26 millóns de anos luz), é dicir, que unha galaxia que estivese a un megapársec de distancia fuxiría a 600 km/s de nós. Mentres que unha galaxia que estivese a 2 megapársec de nós fuxiría ao dobre de velocidade.
Despois de Lemaître, Hubble obtivo que esa velocidade era de 500 km/s. Co tempo foise afinando a medida e a finais dos anos 50 esa velocidade reduciuse a 75 km/s.
Partindo desta velocidade pódese calcular a idade do universo, que hoxe en día se estima arredor dos 13800 millóns de anos.
Pero se pretendemos saber o tamaño máximo do universo, ou noutras palabras “a que altura está o ceo”, debemos ter en conta que cando estudamos a luz que emiten as estrelas, esa luz que ven cara a nós procede dunha estrela que se está afastando e como resultado temos que cando temos calculada a distancia a ese punto, o punto está tres veces máis lonxe. Con isto, facendo uns complexos cálculos, pódese determinar que a altura do ceo é duns 46500 millóns de anos luz.
E, que hai máis aló? Pois de momento non o sabemos.

A expansión acelerada (Epílogo)

Como observación pódese citar que en 1998 dous grupos de astrofísicos descubriron que o universo non só se expande senón que cada vez se expande máis rápido e que no futuro se expandirá aínda a máis velocidade. Así que chegará un momento en que todo o universo estará tan separado que o ceo será negro e case non se verán estrelas.
Co anteriormente citado xorde unha pregunta, que é o que está a empuxar ao universo para que cada vez se expanda máis rápido? Non se sabe, só se detectou que existe algo que inflúe, ese algo denominouse “materia escura”.
En torno ao ano 2003 redefiniuse a idea de universo que temos, calculando que este está formado por un 70% de enerxía escura, un 26% de materia escura e un 4% que sería a materia coñecida. Polo tanto só coñecemos un 4% do universo.