Henrietta Leavitt y las estrellas que dicen a qué distancia están

¿Cómo se mide la distancia a algo que no puedes tocar, ni rodear, ni alcanzar con un rayo de luz que vuelva? Para las estrellas más cercanas se usa la paralaje: el pequeño cambio de posición que muestran cuando la Tierra se mueve de un lado a otro de su órbita. Pero más allá de unos pocos miles de años luz, ese cambio es demasiado pequeño. A comienzos del siglo XX, nadie sabía si las «nebulosas espirales» estaban dentro de nuestra galaxia o eran galaxias enteras a distancias inimaginables. La respuesta empezó con una mujer que medía manchitas en placas de vidrio.

Las calculadoras de Harvard

Henrietta Swan Leavitt (1868–1921) entró en el Observatorio del Harvard College en 1895. El director, Edward Pickering, había contratado a un grupo de mujeres (las llamaban computers, «calculadoras») para examinar las miles de placas fotográficas que llegaban del observatorio que Harvard tenía en Arequipa, Perú. Cobraban poco y no se esperaba de ellas que hicieran ciencia propia. Leavitt, que era sorda desde joven, recibió la tarea de buscar estrellas variables: estrellas cuyo brillo cambia con el tiempo.

Se concentró en las Nubes de Magallanes, dos galaxias pequeñas que acompañan a la Vía Láctea y que solo se ven desde el hemisferio sur. Comparando placas de distintas noches, encontró 1 777 variables, que publicó en 1908. Ya en ese trabajo deslizó una frase que iba a cambiarlo todo: las variables más brillantes parecían tener periodos más largos.

Tres páginas en 1912

En 1912, Leavitt escogió 25 de esas estrellas, todas en la Nube Menor de Magallanes y todas del mismo tipo, las cefeidas: estrellas que se hinchan y se contraen con un ritmo regular, pasando de más brillante a menos brillante y vuelta a empezar en un periodo que va de uno a más de cien días. Las ordenó por periodo y anotó su brillo. El resultado fue una línea casi perfecta: cuanto más largo el periodo, más brillante la estrella.

El dato decisivo era que las 25 estaban en la misma galaxia pequeña, es decir, aproximadamente a la misma distancia de nosotros. Por eso, si una se veía más brillante que otra, no era porque estuviera más cerca: era porque de verdad emitía más luz. Leavitt lo escribió con la cautela de la época: como las variables están «probablemente a casi la misma distancia», sus periodos están relacionados con su «emisión real de luz».

El artículo lleva la firma de Pickering, como era costumbre con los trabajos del observatorio, pero en la primera línea aclara que fue preparado por la señorita Leavitt. Son tres páginas. Hoy la relación se llama ley de Leavitt.

La ecuación clave

Lo que Leavitt encontró puede escribirse así:

donde $M$ es el brillo real de la cefeida (su magnitud absoluta), $P$ su periodo en días, y $a$ y $b$ son dos números fijos que se obtienen con las cefeidas de distancia conocida. En palabras: mide cuánto tarda la estrella en pulsar y sabrás cuánta luz emite. Y si sabes cuánta luz emite y ves cuánta te llega, la diferencia te dice la distancia, porque la luz se debilita con el cuadrado de la distancia. Una cefeida es una bombilla con la potencia escrita en el ritmo de su parpadeo.

Leavitt no pudo calibrar la relación (no conocía la distancia a la Nube de Magallanes), pero en 1913 Ejnar Hertzsprung usó cefeidas cercanas, con paralaje medida, para fijar $a$ y $b$. Desde entonces, cada cefeida del universo trae su propia cinta métrica.

¿Cómo lo sabemos?

Las cefeidas abrieron la puerta de las distancias galácticas en una década. Harlow Shapley las usó para medir el tamaño de la Vía Láctea. Y en 1923, Edwin Hubble encontró una cefeida en la «nebulosa» de Andrómeda con el telescopio de 2.5 m de Monte Wilson; al aplicar la ley de Leavitt obtuvo una distancia de cerca de un millón de años luz, muy fuera de nuestra galaxia. Andrómeda era otra galaxia, y el universo, de golpe, se volvió inmensamente más grande. Pocos años después, con cefeidas en más galaxias, Hubble descubrió que el universo se expande.

Un siglo más tarde seguimos dependiendo de ella. El proyecto SH0ES, que mide la velocidad de expansión del universo con el telescopio Hubble, se apoya en cefeidas de 42 galaxias como primer peldaño de su «escalera de distancias». Cada vez que lees que una galaxia está a tantos millones de años luz, hay una cefeida en la cadena de razonamiento.

Leavitt murió de cáncer en 1921, a los 53 años. En 1925, el matemático sueco Gösta Mittag-Leffler le escribió para proponerla al premio Nobel; no sabía que había fallecido cuatro años antes. El premio no se concede a título póstumo.

Para llevar

• Las cefeidas son estrellas que pulsan con un periodo regular, de días a meses.
• Leavitt descubrió en 1912 que el periodo revela la luminosidad real; midiendo el periodo y el brillo aparente se obtiene la distancia.
• Funcionó porque sus 25 estrellas estaban todas en la misma galaxia pequeña, a la misma distancia.
• Con esa ley, Hubble demostró en 1923–1929 que Andrómeda es otra galaxia y que el universo se expande.

La ley del inverso del cuadrado y las magnitudes, que son la otra mitad de esta historia, están en las lecciones Brillo, distancia y magnitudes y Magnitudes y logaritmos. La paralaje, el primer peldaño de la escalera, en Paralaje y trigonometría. Y el papel de las cefeidas en la expansión del universo, en El universo se expande.