Esas estrellas variables que hoyconocemos como Cefeidas, fue-ron descubiertas por Henrietta

Swan Leavitt en 1908. Con ello, Lea-vitt estableció la base para poder cono-cer la distancia entre las galaxias.Podríamos afirmar sin duda alguna ysiendo objetivos, que fue la mujer quedescubrió cómo medir el Universo.

Las Cefeidas son estrellas variablescuyo brillo y oscurecimiento muestranun ritmo regular, que va desde semanasa meses. Leavitt observó que a mayorbrillo de la estrella más duraba la pul-sación. Este tipo de estrellas son pul-santes debido a que las zonas de hidró-geno y helio ionizado se encuentrancerca de la superficie. Como las Cefei-das se encuentran, aproximadamente ala misma temperatura, y estas son másbrillantes cuando se acercan a su míni-mo tamaño, este ultimo (el tamaño)determina su luminosidad.

Las Cefeidas pueden ser observadasen galaxias muy lejanas; Leavitt deter-minó los periodos de 25 Cefeidas en laNube Menor y estudió más de 1700estrellas variables de las Nubes deMagallanes, estableciendo una relaciónPeriodo- Luminosidad hoy muy cono-cida. Pero será mejor comenzar por elprincipio…

Si tuviésemos la suerte de poder dis-frutar de una noche despejada en laantigua Grecia, muchas estrellas dediferentes brillos salpicarían el cielo.Para ellos, las estrellas se dividían enseis categorías; las más brillantes erande primera magnitud y las más débilesde sexta. Esta apreciación, como bien

sabemos, ha evolucionado a lo largo deltiempo llegando a magnitudes negati-vas para los luceros más brillantescomo Sirio (- 1,4).

Ciudadanos pudientes de Bostoncontribuyeron para poder construir ungran Observatorio allá por el año 1845sobre un terreno que había compradoHarvard de unos 4,85 hectáreas. Dentrode la cúpula de nueve metros se colocó el“Gran Refractor”, cuya lente, construidapor Merz y Mahler de Munich, media 38centímetros de diámetro. Cuando eltelescopio de Harvard se utilizó por pri-mera vez en 1847 era el más potente delmundo y atrás quedaron las medidas ymagnitudes de los griegos, Galileo, oastrónomos de otros Observatorios con-temporáneos como Yale. Harvard podíaver estrellas tan débiles, que nunca habí-an sido observadas antes.

Hoy en día, prácticamente cualquierpersona con una mínima cultura, sabeque nuestro planeta gira en torno a unaestrella perdida en uno de los brazosespirales de una galaxia, y perdida a lavez entre millones de galaxias que seextienden en todas las direcciones. Y aesa extensión la hemos dado un valor demillones de años luz, ¿pero, cómopodemos estar tan seguros?

Observemos dos estrellas de brilloidéntico sobre la oscuridad de la noche.Nuestra primera reflexión bien podría serque se encuentran a la misma distancia,pero seguramente esta especulación resul-taría falsa pues cada estrella, con toda pro-babilidad, estará emitiendo distinta canti-dad de luz procedente de su núcleo. ¿Cuáles entonces la más cercana?

Esta duda la podemos trasladar auna nebulosa o una galaxia. Y aquellaera una de las grandes incógnitas de laépoca. ¿Eran las nebulosas nubes de gasdentro de la Vía Láctea o “universosisla” que se veían tan pequeños debidoa su enorme distancia?

Desde Hipatia de Alejandría y apesar de la falta de oportunidades, lasmujeres han hecho contribuciones fun-damentales para la astronomía. El des-precio de la inteligencia femenina se haextendido hasta bien entrado el siglopasado. A Margaret Burbidge pioneraen el estudio de los “cuásares”, se leponían constantes dificultades paraacceder a los grandes telescopios de laépoca para realizar sus proyectos. VeraRubin, por poner otro ejemplo de mitaddel siglo XX, astrónoma profesionalque realizó estudios fundamentalessobre la materia oscura, cuando solicitóingresar en Princeton para realizar estu-dios de postgrado en astronomía recibióuna breve respuesta: “no se aceptanmujeres”.

Y por supuesto en el siglo anterior,la situación era aun peor. En 1876, elObservatorio de Harvard pasa a ser diri-gido por un joven físico llamadoEdward Charles Pickering que tenia 30años de edad. A Pickering le llamó laatención la poca información que exis-tía sobre el brillo de las estrellas, sucolor, la distancia a la que se encuen-tran y los elementos que las forman. Yen este trabajo se concentró Harvard apartir de la década siguiente.

Pickering comenzó entonces conuna actividad que consistía en catalogar

Luis Alonso

HENRIETTA LEAVITT Y LAS CEFEIDAS

NN..ºº 3399 ((22//1122)) 45NeomeniaNeomenia

el brillo y el color de cada estrella, enbase a placas fotográficas situadas en elhemisferio norte y sur. El análisis deestas placas necesitaba mucha concen-tración, paciencia y capacidad de traba-jo. Pickering tuvo la feliz idea de con-tratar mujeres “calculistas”, pues en suopinión las mujeres realizaban muchomejor los proyectos repetitivos. Lasmujeres, en su opinión, eran capaces deacumular y clasificar datos con la cali-dad de un astrónomo pero recibiendosueldos muy inferiores. De este modopodía tener tres o cuatro veces más per-sonal con el mismo dinero.

Miss Leavitt fue una de esas muje-res calculistas (computers las llama-ban), con un salario de 25 céntimos lahora y sin permiso para pensar. Su tra-bajo consistía en contar estrellas ycobraba tan solo 10 céntimos más queun trabajador de los campos de algodón.Hoy en día sería complicado encontrarpersonal que llevase a cabo un trabajotan preciso por ese sueldo. Pero a fina-les del siglo XIX, computar no era tanmal trabajo. El trabajo era tedioso y nohabía muchos hombres interesados, asíque Pickering contrató incluso a su sir-vienta, Williamina Paton Fleming,como calculista. Con el tiempo se con-virtió en la responsable de placas foto-gráficas clasificando las estrellas segúnsu espectro, doblando su salario. Porsupuesto Pickering, lo controlaba todo.

Pickering comenzó con la lumino-sidad estelar. En el pasado, el astrofo-tómetro Zöllner utilizado por algunos

astrónomos, había ayudado en algúnavance en la materia. El aparato com-paraba la luz de la estrella con la emi-tida por una lámpara de querosenoenfocada a través de un pequeño agu-jero. Pero Pickering ideó un instru-mento que permitía comparar en elmismo campo visual cualquier estrellacon la estrella Polar (catalogada conmagnitud 2.1). Harvard midió y cata-logó 45.000 estrellas.

¿Pero que pasaba con las estrellasque no podían verse ni con el GranRefractor?

La única solución era la fotografíade larga exposición, obteniendo su ima-gen químicamente. El avance fueespectacular. A simple vista las Pléya-des resultan ser siete estrellas, envuel-tas tal vez, en una sutil nebulosa. Perocon telescopio, son bastantes más lasestrellas que acompañan a las “SieteHermanas”. Una exposición fotográfi-ca realizada en Paris de aquella zona,reveló que existían más de 1400 estre-llas. Y estos resultados podían mejorar-se si los telescopios se situaban enzonas altas, evitando grandes distanciasde distorsión atmosférica.

Por ello Pickering decidió enviar asu amigo I. Bailey a las alturas de Perú.Tras varios problemas iniciales de ubi-cación, se estableció finalmente en Are-quipa. Desde Boston se envió pieza porpieza todo lo necesario para la cons-trucción del Observatorio y las partesque componían el telescopio de 24 pul-gadas que iba a instalarse. Pero Picke-ring cometió un gran error. Puso almando de Arequipa a su hermanoWilliam. Ignorando su trabajo de estu-diar las estrellas, envió informes sobreMarte, en donde según él, se podían verenormes cordilleras, ríos gigantes yenormes lagos. Por supuesto, todo ellosolo visible a sus ojos. Lo peor es queenvió estos informes a la gran publica-ción académica New York Herald.

Así que Pickering mandó de nuevoa Bailey a Perú y empezaron a llegarmultitud de cajas con placas fotográfi-cas del cielo austral, multitud de datos ymediciones a la espera de ser procesa-dos. Fue entonces cuando llegan a laescena, las calculistas.

Imaginemos a estas mujeres obser-vando una gran placa de cristal cubier-ta por un lado con una emulsión sensi-

ble a la luz (el antecesor de la películafotográfica), en donde frías estrellasnegras se observaban esparcidas sobreun firmamento blanco.

No eran máquinas, pues tenían almay corazón, pero trabajaban como si lofueran. Pero en este monótono trabajode medir y clasificar, Henrietta SwanLeavitt, se permitió un pensamientocreativo: interpretar la información queobtenía, logrando descubrir los prime-ros ladrillos para la construcción de unaescala cósmica.

Henrietta Swan Leavitt, nace el 4 dejulio de 1868 en Lancaster (Massachu-setts). Hija de un ministro Congrega-cionista, en su familia se valorabamucho la educación. Unos años des-pués se mudaron a Cleveland y en1885, Henrietta ingresa en el OberlinCollege a los que siguieron dos años dediplomatura. En 1888, entra en Radclif-fe (Instrucción Colegiada de Mujeres),cuyas condiciones para ser admitidaeran muy estrictas. En 1892 se graduócon un titulo equivalente (si hubiesesido hombre), a licenciado en humani-dades por Harvard. Nunca se casó ymurió joven. Era sorda, aunque no denacimiento, y siempre estuvo atraídapor las estrellas, aunque nunca se tuvola certeza del motivo. Tenía 25 añoscuando llegó al Observatorio en 1893como voluntaria.

Pickering la puso a trabajar regis-trando la magnitud de las estrellas. Enlas fotografías de larga exposición, lasestrellas más brillantes dejan puntosmás grandes sobre la placa, oscurecien-do más granos en la emulsión. El tama-ño era una indicación de brillo. A tra-vés de un ocular, Leavitt comparabacada punto con estrellas de magnitudesconocidas. Cuando creía que la medi-ción era correcta, la registraba en unahoja de rayas rosas y azules junto consus iniciales.

Después le pidieron que buscaravariables. Algunas completaban suciclo a los pocos días, otras tardabansemanas o meses. Durante un tiempo sepensó que todas las variables estabanformadas por un par de estrellas queorbitaban en razón a un punto común,eclipsando en momentos puntuales laluz de la compañera. Pero otras pruebasparecían indicar a través de su tempera-tura, que ésta subía o bajaba en propor-

SSeegguunnddoo ttrriimmeessttrree 2200112246 NeomeniaNeomenia

Charles Pickering

ción con su luminosidad. Se trataríanpues, de estrellas solitarias que periódi-camente se oscurecían y volvían a bri-llar. Pero, ¿cuál era el motivo?

Normalmente estos cambios eranlentos (hasta la estrella Polar tomadacomo referencia de magnitud resultó servariable), y solamente observacionesrealizadas con bastante distancia en eltiempo sacaban a la luz este tipo deestrellas. Pero con las placas fotográfi-cas todo resultaba más sencillo. Secomparaban placas de las mismasregiones celestes y se alineaban, vien-do así, cuales habían variado de lumi-nosidad. Si era necesario, Pickeringpedía más placas de la zona, que erananalizadas por Leavitt con “entusiasmocasi religioso”.

Desconocemos el motivo, pero Lea-vitt viaja a Europa en 1896 y no regre-sa hasta pasados dos años. Tras reunir-se con Pickering va a Beloit(Wisconsin), donde su padre era minis-tro de la iglesia. Permanece allí otrosdos años por problemas familiares, tra-bajando como ayudante de Bellas Artesen el Beloit College.

Se conserva una carta con fecha 13de mayo de 1902, en donde se disculpaa Pickering por haber dejado abandona-da la investigación y en donde lecomentaba sus problemas con los ojos ylos oídos. Como su otorrino la prohíbecoger frío, pregunta a Pickering, si esposible dirigirse a algún otro Observa-torio o Facultad con mejor clima paraser contratada.

Tres días después llega la respuestade Pickering, quien le ofrece trabajar “ajornada completa a razón de 30 cénti-mos la hora a la vista de la calidad desus resultados”. Le ofrece que recoja eltrabajo y se lo lleve a Beloit, aunque“dudo mucho que la Astronomía tenganada que ver con sus problemas deaudición”, escribió.

Leavitt acepta, pero en su caminohacia el Observatorio para en Ohio,para visitar a unos familiares. Nuevosproblemas familiares, la enfermedad deun pariente, la retienen nuevamente ensu vuelta a la actividad astronómica.Finalmente, a finales de agosto se incor-pora al trabajo, trabajando durante elotoño, para nuevamente viajar a Europapara pasar las vacaciones navideñas(existe una carta con fecha 3 de enerode 1903 que la sitúa a bordo de unvapor de la Dominion Line).

Durante el verano del mismo añohizo un viaje a las Islas Británicas y trasun rápido viaje a Beloit, preparó suscosas para trasladarse a Cambridge yconvertirse en miembro permanente delObservatorio. Desde el Observatorio deHarvard en Arequipa, eran enviadas pla-cas fotográficas para que Miss Leavittbuscara estrellas variables. Cada vez queencontraba una, anotaba cuidadosamen-te la variación de brillo, pero un día deprimavera de 1904 y comparando placasde la Pequeña Nube de Magallanes quehabían sido tomadas en fechas diferen-tes, descubrió varias variables. Su inte-rés creció y examinando nuevas fotogra-fías descubrió aun más.

Durante aquel otoño se realizarondesde Perú 16 placas más que llegaronen enero. Leavitt no paraba de descubrirnuevas variables y los resultados publi-cados causaron una inmediata repercu-sión.

Un astrónomo de Princeton escribióa Pickering, “Miss Leavitt es una ver-dadera fanática de las estrellas varia-bles…es casi imposible seguir el ritmode sus nuevos descubrimientos”. Inclu-so el Washington Post se hizo eco enuna noticia, “Henrietta S. Leavitt, delObservatorio de Harvard, ha descubier-to 25 nuevas estrellas variables. Surécord casi iguala el de Frohman…”,había escrito el periodista en tono dehumor (Charles Frohman era un famo-so productor y agente teatral).

Si había algo reseñable, Leavitt ano-taba al lado de la variable su comenta-rio. En poco tiempo, había descubiertoy catalogado cientos de variables en lasdos Nubes de Magallanes, algunas tandébiles, que no superaban la decimo-quinta magnitud.

En 1908, publicó una memoria con“1777 Variables de las Nubes de Maga-llanes” en los Anales del ObservatorioAstronómico de Harvard. Ya un estudiode tantas variables resultaba fascinante,pero si uno llegaba hasta el final, Lea-vitt había seleccionado 16 de estasestrellas, indicando sus periodos y mag-nitudes. Allí indicaba que “vale la penacomentar….que las variables más bri-llantes tienen periodos más largos…”

Miss Leavitt fue prudente. No que-ría sacar conclusiones equivocadas,pero dado que todas las variables esta-ban en las Nubes de Magallanes y porlógica, a una distancia aproximadamen-te igual de la Tierra, si dicha correlaciónfuese cierta, se podría deducir la lumi-nosidad verdadera de una estrella a par-tir del ritmo de su pulsación. Entonces,comparando ésta con su luminosidadaparente se podría calcular la distancia.¿Pero se podía llegar a esta conclusiónen base a 16 estrellas?

Leavitt lo tenía claro; realizaría másmediciones.

Nuevamente en 1908 cae enferma.Al abandonar el hospital de Boston,vuelve con sus padres y sus hermanosaun solteros. Era el invierno de ese año,pero el invierno siguiente aun sigueindispuesta. Las cartas entre ella y Pic-kering eran constantes.

Pickering había pedido a Leavittque le ayudase en un proyecto al quedenominaron “la Secuencia PolarBoreal”. La idea era, medir con totalexactitud, las 96 estrellas cercanas aPolaris para el establecimiento de unasecuencia básica de magnitudes están-dares de comparación, para así estable-cer las magnitudes estelares de cual-quier región del cielo. En el fondo,Pickering consideraba más importanteeste proyecto que la búsqueda de varia-bles. Pero Leavitt no se encontraba encondiciones de realizar ese trabajo.

Pickering vuelve a escribirla lamen-tando que su enfermedad retrase suvuelta a Cambridge, ofreciéndole a suincorporación la posibilidad de trabajar

47NeomeniaNeomeniaNN..ºº 3399 ((22//1122))

H. Leavitt (Harvard)

desde su habitación y evitar el despla-zamiento al Observatorio. Un poco mástarde y ya algo recuperada, le comunicaa Pickering que podría trabajar dos otres horas al día desde Beloit, antes devolver al Observatorio.

Pickering le envía unas semanasdespués las primeras placas fotográfi-cas, algunas realizadas desde el nuevotelescopio de 60 pulgadas de MonteWilson en California, todas ellas enca-minadas a su “Secuencia Polar Boreal”.La salud de Leavitt iba mejorando, perotan lentamente, que ambos lo encontra-ban exasperante.

El 14 de mayo de 1910 finalmentevuelve a Cambridge. Pero al siguientemarzo abandona nuevamente su trabajopor la muerte de su padre. Como enjunio todavía no había vuelto, Pickeringle envío una caja con 70 placas fotográ-ficas y más material para la SecuenciaPolar Boreal, pero diez días después sumadre y ella parten sin dar muchasexplicaciones a visitar a unos parientes.Leavitt llevó las placas a la bibliotecadel Beloit Collage para que se las guar-daran en un lugar seguro.

Algo después, vuelve a trabajar entorno a las variables de Magallanes,publicando finalmente los resultados en1912 en una circular de Harvard. Lea-vitt colocó 25 de estas variables en ungráfico con la luminosidad en un eje ysu periodo en otro. La relación parecíaclara. Cuanto más brillaba una estrella,más lentamente pulsaba. La causa eradesconocida pero usando sus propiaspalabras “dado que las variables estánaproximadamente a la misma distanciade la Tierra parece que sus periodosestán relacionados con su emisiónintrínseca de luz”.

En conclusión, se podía determinarsu verdadera luminosidad. Si se conta-ban los pulsos del ritmo de la estrellapodían valer para calcular su magnitudabsoluta. Comparando este valor con sumagnitud aparente se obtendría la dis-tancia a la que se encuentra.

Cuando la luz viaja por el espaciopierde luminosidad siguiendo la ley delcuadrado inverso. Si se eleva al cuadra-do el cociente de las distancias se obtie-ne el cociente de luminosidades apa-rentes. Si todo lo demás permaneceigual, cosa que no ocurre casi nunca,una luz que es nueve veces más débil

que otra debe estar tres veces más lejos.Las variables que poseen esta curiosapropiedad se llaman Cefeidas. Dichonombre se le puso al ser descubierta laprimera en la constelación de Cepheus,en 1784, por el astrónomo amateuringlés John Goodricke.

Lo cierto es que podía decirse queuna estrella estaba dos veces, o tres,más lejos que otra, pero ¿a cuantos añosluz, a uno, a veinte, a cincuenta…?

La respuesta estaba en saber a quédistancia estaban las más próximas,pero por ahora Leavitt no tenía cifras.

De todos es conocido el efecto quese produce cuando colocamos un dedodelante de nuestra cara y guiñamosalternativamente un ojo y luego el otro.El dedo cambia de posición. No quieroextenderme con este efecto denominadoparalaje, pero nuestra línea de ojos seríala base de un hipotético triángulo cuyovértice es nuestro dedo. Si enviamosdos observadores a lugares distintos dela Tierra y su separación fuese lo bas-tante grande, con el objeto de observarla Luna, cada uno la verá en una posi-ción ligeramente distinta respecto a lasestrellas de fondo. Si se miden los dosángulos simultáneamente y se conoce lalongitud de la línea de base, se puedetriangular. Muchos fueron los astróno-mos que hicieron triangulación paracalcular las distancias a estrellas, comoJohn Herschel, que estableció un obser-vatorio en el Cabo de Buena Esperanzay allí los astrónomos calcularon la dis-tancia a Alfa Centauri. La estrella cam-biaba mínimamente cada seis meses(menos de un segundo de grado), perosuficiente para hacer trigonometría. Laestrella se hallaba a 40 billones de kiló-metros, es decir, a 4 años luz, convir-tiéndose en la estrella más cercana trasel Sol. Muchas otras se midieronmediante este método, pero la granmayoría no mostraban nada de paralaje.Al parecer estaban muy lejos.

Si una sola de las estrellas variablesde Leavitt hubiera estado a una distan-cia de triangulación, los astrónomoshabrían comenzado a medir el espacioprofundo. Quiero recordar que si dosvariables Cefeidas pulsaban al mismoritmo debían tener, según la relaciónque ella misma había descubierto, lamisma luminosidad intrínseca. Si unaparece brillar, por ejemplo, una centé-

sima parte que otra, por la ley del cua-drado inverso, sabemos que está diezveces más lejos.

La Cefeida conocida más cercanaera la estrella Polar, pero estaba dema-siado lejos para que su posición variaraincluso desde el otro extremo de la Tie-rra. Había que extender la base deobservación más allá de la anchura quepropiciaba la línea que proporcionabala Tierra alrededor del Sol.

El Sol también se mueve, muy len-tamente por la Vía Láctea. WilliamHerschel descubrió en 1700 por elmovimiento de las estrellas en direccióna Hércules y a Columba, que nuestroSistema Solar estaba dejando Columbay se dirigía hacia Hércules. Desdeentonces se ha calculado la velocidadde este viaje por el espacio en unos 19Km por segundo.

El primero en intentarlo fue el astró-nomo danés Ejnar Hertzsprung, que uti-lizó el movimiento del Sol para trian-gular la distancia hasta algunasCefeidas de la Vía Láctea. Publicó quela distancia a la Pequeña Nube deMagallanes era de 3.000 años luz, dis-tancia enorme para la época, pero equi-vocada. Al parecer el editor de la revis-ta se había asustado al ver el númeroreal, que Hertzsprung había estimado en30.000 años luz. El astrónomo nortea-mericano Henry Norris Russell, usandoun método diferente había aumentadola distancia hasta los 80.000 años luz.

Pero Henrietta Leavitt no pudoinvestigarlo. Pickering la mantuvo ocu-pada con otros proyectos. Desde agostode 1912, Leavitt documentó su rutinadiaria durante cuatro años, sobre laSecuencia Polar Boreal. Noventa y seisestrellas cuyas magnitudes había deter-minado con extremo cuidado comoestándares para el resto del cielo.

El trabajo publicado tres años mástarde era árido para los no iniciados,pero magnífico. Combinando datos decasi 300 placas fotográficas tomadaspor 13 telescopios diferentes, cada mag-nitud había sido comprobada y compa-rada, teniendo en cuenta la dificultadañadida de que cada telescopio y cadatipo de placa fotográfica variaba losvalores debido a las peculiaridades delas mismas.

Página tras página describía comohabía corregido los diversos errores y

SSeegguunnddoo ttrriimmeessttrree 2200112248 NeomeniaNeomenia

dado solución a las incertidumbres.Cada estrella era un proyecto en todaregla. Sin duda, se han otorgado docto-rados por mucho menos.

Pero fuera de los proyectos perso-nales que Pickering tenía, uno de losgrandes temas que movía por entonceslas consciencias científicas, era si lasnebulosas eran “universos islas” odicho de otra forma, galaxias similaresa la nuestra. Ya en 1914, desde elObservatorio Lowell en Arizona, sehabía ideado la forma de calcular lavelocidad a la que se movía una nebu-losa a través del espacio. Si una estrellase mueve hacia nosotros, las ondas deluz se comprimen. El cerebro interpre-ta la frecuencia como color y por lo tan-to, la estrella se moverá hacia el azul delespectro. Si la estrella se aleja, su luz sedesplazará hacia los rojos de baja fre-cuencia. Vesto Melvin Slipher midiólos desplazamientos de quince nebulo-sas espirales, descubriendo que semovían a velocidades sorprendentes.¿Era esto posible si la nebulosa seencontraba al alcance gravitacional dela Vía Láctea?

Parecía lógico pensar que no. Sinquerer extenderme en este tema, segu-ramente bien conocido por todos, hacia1917 el sentir general era favorable alos universos isla.

Astrónomos como Slipher, Edding-ton, Hertzsprung o un joven investiga-dor llamado Harlow Shapley pasaron aser fervientes defensores de esta idea.

Shapley se consideraba un expertoen estrellas variables. Usando las estre-llas variables de Leavitt, pasaría lossiguientes años calibrando la regla deLeavitt y midiendo el tamaño y la formade la Vía Láctea. Cuando Shapley lle-gó a Pasadena en 1914, la opinión gene-ral era que la Vía Láctea era un disco deunos 25.000 años luz de longitud y unacuarta parte de anchura, con el Sol prác-ticamente en el centro. Shapley escribióa Edward Pickering refiriéndose a Hen-rietta Leavitt, en un tono halagadordiciéndole que “en mi opinión, su des-cubrimiento de la relación entre elperiodo y la luminosidad está destinadoa ser uno de los resultados más impor-tantes de la astronomía estelar. Estoyansioso por conocer su opinión respec-to a los periodos ya que son importantespara cierto trabajo estadístico que aho-ra estoy acabando”.

Así, sin más, Shapley comenzó amedir el universo, con la ayuda de untelescopio de 152 cm de diámetro y porsupuesto con la inestimable ayuda delas variables Cefeidas. Esparcidos porla Vía Láctea existían numerosos cúmu-los formados por miles e incluso millo-nes de estrellas, que Shapley sospecha-ba que podrían indicar el tamaño y laforma de la galaxia.

Uno de los primeros artículos deShapley desde Monte Wilson hablabasobre las variables eclipsantes (dosestrellas que orbitan alrededor de unpunto común y eclipsan la luz de lacompañera periódicamente). Shapleydemostraba que las Cefeidas no perte-necían a esta clase de variables, sinoque eran estrellas solitarias que cam-biaban de brillo a un ritmo constante.

Pero la mayoría de las variables nose parecían a las descubiertas por Lea-vitt en las Nubes de Magallanes.Muchas de las variables de Shapleytenían pulsaciones o cambios de brillode horas, no de días. Shapley pensóque si cuanto más lejos esta un objetode un observador más lento parecemoverse, esto se podría aplicar a loscúmulos. La velocidad a la que unaestrella se acerca o se aleja de la Tierra(velocidad radial), bien podría medirsemediante los desplazamientos al azulo al rojo. Pero era la velocidad trans-versal (la velocidad a la que se mueveuna estrella por el cielo), la que real-

mente nos indica lo lejos que está.Podemos pensar, que como promedio,todas las estrellas de un cúmulo semueven a la misma velocidad, inde-pendientemente de su dirección.Mediante un método denominadoparalaje estadístico y usando los des -pla zamientos Doppler para calcular lavelocidad media, comparó ese datocon la velocidad a la que parecíanmoverse las estrellas. Aquel dato indi-caba la distancia.

Las Cefeidas lentas le daban unaidea de la distancia del cúmulo que lue-go podía relacionar con el periodo delas variables rápidas, suponiendo queambos tipos de estrellas obedecieran lamisma ley. Pero le surgió un problema.En la mayoría de los cúmulos no habíani una sola estrella variable. Aquelloobligaba a ir más lejos. Parecía razona-ble pensar que las estrellas más brillan-tes del cúmulo A (cuya distancia habíasido medida con su regla), deberían sertan luminosas como las estrellas másbrillantes del cúmulo B (de distanciadesconocida). Si parecían más débilesera porque estaban más lejos. La Leydel cuadrado inverso podría servir paracalcular la distancia.

Pero muchos cúmulos eran tan débi-les y lejanos que ni siquiera el telesco-pio de Monte Wilson podía identificaruna estrella individual. Pero Shapleypensó que se podía tomar un cúmulocuya distancia se había obtenidomediante métodos indirectos y conside-rarlo como una única estrella. Era posi-ble que los cúmulos más lejanos fuesenigual de brillantes que los cercanos. Siasí era, cuanto más pequeños parecíanpodrían calcularse sus distancias hastalo más lejano del universo.

Mientras Shapley estudiaba estasingeniosas suposiciones, Henrietta Lea-vitt todavía trabajaba para el observato-rio. Shapley preguntaba por carta a Pic-kering sobre los avances de Leavitt enel estudio de las estrellas variables.

Después de muchas misivas, Picke-ring le informó que Miss Leavitt “teníamaterial para un tercio de las variablesmás brillantes y que el Bruce de 24 pul-gadas estaba tomando fotografías paraproporcionar información del resto”.Era agosto de 1918. Cinco meses des-pués, Pickering fallecía de neumonía ala edad de setenta y dos años.

49NeomeniaNeomeniaNN..ºº 3399 ((22//1122))

Harlow Shapley

Según los cálculos que hizo Sha-pley, la Vía Láctea tenia un diámetro de300.000 años luz de diámetro (10 vecesmayor que otras estimaciones de la épo-ca). Si se mantenía la teoría de que lasmiles y miles de nebulosas espiraleseran galaxias del tamaño de la Vía Lác-tea, Andrómeda por su tamaño, debíaestar a una distancia enorme. Tan des-concertante como el tamaño de la VíaLáctea era su suposición sobre nuestraposición dentro de ella. Los astrónomosse habían dado cuenta que los cúmulosglobulares no se distribuían uniforme-mente por el cielo, sino que se concen-traban en la dirección de la constelaciónde Sagitario. Si estuviésemos en el cen-tro de la misma, veríamos los cúmulosuniformemente distribuidos a nuestroalrededor. Si no es así, es porque nosencontramos en las afueras de la gala-xia. El centro de la galaxia estaba enSagitario y el centro del universo tam-bién debía estar allí.

Mientras, Edwin Hubble en 1919 yaobservaba con especial interés las nebu-losas con el nuevo telescopio de MonteWilson de 100 pulgadas (40 pulgadasmás grande que el que Shapley habíausado para cartografiar su Gran Gala-xia), Henrietta Leavitt y su madre habí-an entrado como amas de llaves, en unnuevo bloque de apartamentos a variasmanzanas del Observatorio de Harvard.En 1920 escribió a Shapley para pedir-le consejo y le preguntaba por dóndepodía continuar sus investigaciones.

Shapley le contestó explicándole “quetendría una enorme importancia en lapresente discusión de las distancias alos cúmulos globulares y del sistemagaláctico si pudiera calcular los perio-dos de algunas de las variables másdébiles de la Pequeña Nube de Maga-llanes, aquellas un poco más débilesque las más débiles ya estudiadas”. Laestaba tratando como a un colega ypronto sería su jefe.

En aquella época, el jefe de Sha-pley, uno de los astrónomos más respe-tados del momento, George ElleryHale, había organizado en los salonesde la Academia Nacional de Cienciauna conferencia. Hale que estudió astro-nomía y aprovechó la fortuna de supadre y sus conexiones, para financiarla construcción de algunos de los mayo-res telescopios del mundo. Cuando supadre murió, legó parte de su herencia afinanciar un ciclo anual de conferen-cias. Hale pensó que en la de 1920, sedebería debatir sobre algún tema muyde actualidad: la relatividad o los uni-versos isla.

El secretario de la Academia consi-deró el primer tema demasiado esotéri-co (“la teoría de Einstein debería serdesterrada a alguna región del espaciomás allá de la cuarta dimensión, de don-de nunca pueda volver para molestar-nos”), pensaba. Propuso que se discu-tiera sobre los glaciares o algún temabiológico. Pero Hale tuvo la últimapalabra y Shapley y Heber Curtis fue-ron elegidos para presentar visiones dis-tintas y opuestas sobre “la escala delUniverso”.

No voy a extenderme sobre lo queocurrió en dicho debate, pero Shapleyque sabía que podía ser elegido para ladirección del Observatorio de Harvardno quería quedar mal ante la audienciay ante un mejor orador como era Cur-tis. Así pues, y para no correr riesgos,llegó a un acuerdo para que ambas pos-turas fueran expuestas y no debatidas.Obvió el tema de las Cefeidas (“misonce miserables Cefeidas”) y eliminan-do tecnicismos, planteó su postura des-de una posición distinta: la relación queparecía haber entre la temperatura deuna estrella y su luminosidad intrínse-ca. Extrapoló un supuesto descubri-miento en un cúmulo de Hércules(estrellas azules gigantes extremáda-mente débiles que él pensó debían estara 35.000 años luz de distancia), paraposicionarse en una galaxia de 300.000años luz de diámetro, con el Sol posi-cionado a un lado. Con las estrellas lla-madas gigantes rojas, se llegaba al mis-mo resultado.

Curtis hizo una fuerte defensa de losUniversos Isla, y no se dejó impresio-nar por las estrellas azules gigantes alno considerarlas candelas estándar fia-bles. Propuso lo que él consideraba unaparato de medición más fiable: lasestrellas amarillas-blancas similares alSol y que eran mayoritarias en casitodas las galaxias. Como suponía quelas estrellas similares al Sol, situadas enlos confines de la Vía Láctea, tenían lamisma intensidad que las más cercanas(al igual que Shapley suponía la unifor-midad de la naturaleza), su conclusiónera una galaxia de 30.000 años luz dediámetro. Con una Vía Láctea así dereducida, los universos isla parecíanmás creíbles. Así podía situar a Andró-meda a medio millón de años luz y aotras espirales a 10 millones de años luzo más. A estas distancias estos univer-sos isla tendrían un tamaño similar anuestra galaxia.

Existieron más planteamientos, peroresulta curioso cómo los dos astróno-mos más listos del mundo, analizandolas mismas observaciones astronómi-cas, llegaron a dos imágenes del uni-verso tan diferentes.

Mientras Curtis apoyaba que la zonade exclusión era una prueba de que lasespirales eran galaxias isla, lo mismo enla cabeza de Shapley, suponía que eran

SSeegguunnddoo ttrriimmeessttrree 2200112250 NeomeniaNeomenia

Edwin Hubble

Heber Curtis

nubes de gas estelar (ligeras para que laVía Láctea las expulsara).

Las novas que aparecían dentro delas espirales para Curtis demostrabanque éstas eran galaxias (¿dónde puedenestar naciendo estrellas sino?), mientrasque Shapley opinaba que cada nova erauna estrella absorbida por una nebulosaen movimiento.

Mientras tanto el presidente de laUniversidad de Harvard, AbbottLawrence Lowell estaba meditandoofrecerle el puesto de director a unastrónomo más experimentado comoHenry Norris Russell y ofrecer elnúmero dos a Shapley. Pero finalmen-te Russell rechazó la oferta y Harvardaceptó probar por un año al jovenastrónomo Shapley. Por aquel enton-ces Leavitt era la jefa de fotometríaestelar y Annie Cannon la encargadade las placas fotográficas y la supervi-sora del Catálogo Henry Draper deespectros estelares. Cannon clasificómás de 200.000 estrellas, desde lasazules hasta las rojas y amarillas. Fríaso calientes todas estaban clasificadassegún su tipo espectral, que ella deno-minaba O,B,A,F,G,K y M, llenandonueve volúmenes. Algunos astróno-mos recuerdan esta regla como “O BeA Fine Girl, Kiss Me”. Ciertamente,bajo el mando de Pickering, la reputa-ción e importancia de las mujeres calculistas había crecido merecida-mente.

Pero Leavitt vuelve a enfermar, yCannon escribe en su diario el 6 denoviembre de 1921, “he llevado flores a

Miss Leavitt, que está muy enferma,muriéndose con un maligno problemaestomacal. Tan delgada y cambiada.Muy, muy triste”.

Shapley, que más tarde consideró aLeavitt como una de las mujeres másimportantes que jamás hayan tocado laastronomía, fue a visitarla el 8 dediciembre. Dicen, que la visita deldirector le cambió la vida.

Shapley dijo más tarde que “una delas pocas cosas decentes que he hechofue visitarla en su lecho de muerte”. El12 de diciembre, a las 10.30 PM, falle-ce Henrietta Leavitt, tras un día lluvio-so a los 53 años de cáncer. Fue enterra-da en el cementerio de Cambridge.

Unos días antes de su muerte, Lea-vitt deja a su madre escrito su testa-mento.

Ella escribe lo siguiente: Estanteríay libros (5 dólares), biombo (1 dólar),alfombra (40 dólares), silla (2 dólares),mesa (5 dólares), alfombra (20 dólares),escritorio (10 dólares), armazón decama (15 dólares), colchones (10 dóla-res), sillas (2 dólares) y tres bonos pordistintos valores. Su fortuna ascendía a314,91 dólares.

Shapley entregó la mesa de Leavitta Cecilia Payne, que llegó al Observa-torio en 1923. Intentó persuadirla deque retomara los proyectos inacabadosde Leavitt, pero ella tenía ideas propias.Payne llegó a ser profesora de plenoderecho y catedrática del departamentode astronomía.

En 1925, cuatro años después de sumuerte, el matemático sueco Gösta Mit-

tag-Leffler, escribió una carta a Henriet-ta Leavitt con la intención de proponer-la para ser nominada al Premio Nobel,por sus trabajos sobre las estrellas varia-bles y cálculos sobre las distancias este-lares. Como los premios Nobel no pue-den ser entregados a título póstumo,nunca llegó a ser nominada.

Hoy en día, a modo de homenaje, elasteroide (5383) Leavitt y el cráter Lea-vitt en la Luna, llevan su nombre.

Descubrió 2.400 estrellas variablesy 4 novas. Abrió el camino para cono-cer el tamaño de nuestra galaxia y laescala del universo; pero hasta quealguien la descubrió, fue un ser invisi-ble para la historia, como el destino demuchas estrellas…

Bibliografía:

Miss Leavitt. George Johnson.Henrietta Swan Leavitt. Juan José

Murillo.The history and work of Harvard

Observatory. McGraw Hill.El universo para curiosos. Nancy

Hathaway.Henrietta Leavitt. Marcos Taracido.La astronomía en el siglo XX.

Varios autores.La medida del Universo. Kitty Fer-

guson.Leavitt. Cristina Manuel. Instituto

de Ciencias del Espacio.Leavitt. Yolanda Gómez. Centro de

Radioastronomía. México.Astrogea.orgWikipedia

51NeomeniaNeomeniaNN..ºº 3399 ((22//1122))

PRODUCTOS A LA VENTAPRODUCTOS A LA VENTAEN LA SEDE DE LA AAMEN LA SEDE DE LA AAM

• Libro "Conocer y observar el Sistema Solar"• Libro "Mira al cielo... está lleno de estrellas" • Libro "El cielo a tu alcance" de Pedro Arranz y César González• Libro "La carrera espacial" de Alberto Martos• Catálogo Atlas Messier• Catálogo Cúmulo de Galaxias• Manual de iniciación a la observación Solar (MIOS)