Com mesurar distàncias a l'univers... sense cinta mètrica

Aquesta és una pregunta que se'm fa sovint a les xerrades en què participo.

Resulta que els objectes que habiten l'espai es troben tan lluny de nosaltres que els sistemes de mesures directes de distàncies són inviables. Oblidem-nos doncs d'estendre una immensa cinta mètrica entre els objectes del cosmos!

Afortunadament, la natura ens ha proveït d'alguns mètodes indirectes per poder estimar distàncies. Bé, la natura i la inventiva científica, ja que s'han necessitat força anys, i ments privilegiades, per a desenvolupar aquests trucs.

De la mateixa forma que, al nostre món, hem d'emprar diferents mecanismes per mesurar distàncies en funció del rang que ens interessi (no ho fem igual si el que hem de mesurar són els centímetres que separen 2 mobles, que si hem de saber quants quilòmetres hi ha entre 2 pobles), l'astronomia també ha anat establint diferents mètodes, cada un d'ells aplicable dins una determinada escala de distàncies.

Com excepció, pels cossos més propers del nostre Sistema Solar sí que podem emprar mètodes directes. Com per exemple l'enviament d'un feix de llum, que reboti i ens retorni. En el cas de la Lluna, ho fem amb làsers que es reflecteixen en miralls que les missions Apolo hi varen deixar. Però també ho fem amb senyals de radar, enviades als asteroides que transiten pels voltants.

Quan no és possible utilitzar el radar, el primer mètode indirecte s'anomena paral·laxi. Si observem una estrella relativament propera, mesurem curosament la seva posició, i tornem a fer el mateix al cap de 6 mesos, quan el nostre planeta se situï al costat diametralment oposat en la seva òrbita al voltant del Sol, detectarem un petit canvi de posició de l'estrella respecte al fons d'estrelles immòbils, molt més llunyanes. Coneixent la distància Terra-Sol, i emprant una fórmula trigonomètrica simple, podrem calcular la distància que ens separa de l'astre observat.

Es pot simular l'efecte de la paral·laxi si allarguem un braç, amb el polze aixecat, i observem només a través d'un sol ull. Notarem que, si canviem l'ull, mantenint immòbil el braç i el dit, la projecció d'aquest sobre el fons canvia.

L'aparició d'instruments cada cop més precisos, en òrbita, ha permès ampliar el rang d'utilització de la paral·laxi, i actualment es pot emprar per a objectes que es troben a uns centenars d'anys llum.

Al cosmos existeixen estrelles anomenades variables, que, com el seu nom indica, presenten canvis en la intensitat de la seva llum. Moltes d'aquestes estrelles mostren oscil·lacions periòdiques, com si fossin polses, i les designem com a polsants. A començaments del segle XX, Henrietta Swan Leavitt, una astrònoma americana, va estudiar un tipus d'estrelles polsants anomenades cefeides. Observant pacientment i meticulosa variables cefeides dels Núvols de Magallanes (unes galàxies nanes que acompanyen a la Via Làctia) va notar que la corba de variació de la seva llum depenia de la brillantor de l'estrella: com més brillant era una cefeida, més llarg era el seu període de variabilitat. Com que podia suposar que totes aquelles estrelles estaven, més o menys, a la mateixa distància de nosaltres (al Gran o al Petit Núvol de Magallanes), va poder deduir que el període amb el que polsava la llum d'una cefeida guardava relació amb la seva lluminositat real.

Tot i que en el temps de Swan Leavitt no es coneixien els mecanismes físics que fan que una cefeida es comporti així, la fórmula descoberta funcionava a la perfecció. Amb aquest famós mètode, que va emprar per exemple Edwin Hubble per a poder establir l'expansió de l'univers, si un descobreix una variable cefeida, i mesura el cicle de variació de la seva llum, pot estimar la seva lluminositat, la qual, comparada amb la brillantor que rebem, dóna la distància a la que es troba.

Les cefeides són com fites de carretera, anomenades en astronomia candeles estàndard. Localitza'n una i sabràs la distància a la que es troba la galàxia que la conté. Per fortuna, les variables cefeides són molt lluminoses, i les podem veure des de grans distàncies. Amb aquest mètode podem calcular distàncies de l'ordre d'algunes centenes de milions d'anys llum.

La natura ha estat generosa amb nosaltres, i ens ha proveït d'altres candeles estàndard que permeten anar encara més lluny: les supernoves de tipus Ia.

Aquestes gegantines explosions són el resultat de la mort sobtada d'estrelles anomenades nanes blanques. Una nana blanca és la resta calenta i densa d'una antiga estrella de tipus solar, que envelleix tranquil·lament després d'haver esgotat tot el seu combustible nuclear. Però resulta que, ocasionalment, una nana blanca pot formar part d'un sistema binari (un parell d'estrelles orbitant conjuntament). En aquest cas, la nana blanca pot anar robant matèria a l'estrella companya si aquesta es troba molt expandida, com passa quan les estrelles comencen a envellir i s'inflen. La matèria de les parts més externes de la companya expandida és atreta per la nana blanca, i la va engreixant lentament.

Quan la massa de la nana blanca supera les 1,44 vegades la del Sol (el conegut com a límit de Chandrasekhar), s'inicia de forma descontrolada un procés en cadena de fusió nuclear emprant el material que formava la nana blanca i que aquesta no era capaç de processar. La nana blanca és destruïda en qüestió de segons, en mig d'un cataclisme termonuclear.

Precisament, el fet que totes les explosions de supernoves de tipus Ia es produeixen en el mateix punt, en la superació del límit de Chandrasekhar, fa que la seva lluminositat sigui equivalent. D'aquesta forma, la detecció d'una supernova Ia en una galàxia llunyana permet, per comparació, estimar la distància de la galàxia hoste. I com aquestes supernoves són extraordinàriament brillants, es poden arribar a distingir des de distàncies increïbles. Les supernoves Ia són, també, candeles estàndard, que allarguen la nostra cinta de mesurar a milers de milions d'anys llum.

L'expansió de l'univers ens ofereix una altra forma d'estimar distàncies.

Quan una galàxia s'allunya de nosaltres, l'espectre de la seva llum mostra un desplaçament al color vermell. L'expansió de l'espai produeix aquest efecte: els objectes llunyans es distancien tots de nosaltres, mirem cap a on mirem (a nivell local això no aplica, i, per exemple, la nostra galàxia i la d'Andromeda s'apropen en via de col·lisió). I com més llunyana és una galàxia, més ràpidament es separa de nosaltres (és a dir, més desplaçada cap al vermell veiem la seva llum).

Vull tornar a destacar que aquest efecte és producte de l'expansió de l'espai, no pas del moviment propi de les galàxies. És com si infléssim un globus, en el que haguéssim pintat punts de color sobre la seva superfície. A l'inflar-se, es crea goma entre els punts, i aquests es separen com si es moguessin (quan, de fet, estan immòbils).

D'aquesta forma, la mesura del desplaçament al vermell d'un objecte remot ens proporciona una certa aproximació de la distància a la que es troba. Amb aquest mètode ens atrevim a estimar distàncies encara més enllà de les que podem assolir amb les SN Ia.

A més dels mecanismes de càlcul de distàncies comentats, que podríem considerar els més importants, n'hi ha d'altres en els que no entraré en detall, com són la comparació de la velocitat de rotació de les galàxies espirals amb la seva lluminositat, o l'estudi acurat del moment evolutiu en el que es troben determinats cúmuls (agrupacions) d'estrelles.

Normalment, per a un mateix objecte, diguem una galàxia, intentem emprar, si podem, un parell de mètodes, ja que cada un d'ells, com hem vist, és independent. Així podem afinar més, i tenir més certesa sobre les nostres estimacions.

No, no tenim cintes còsmiques de mesurar. Però hem anat descobrint les fites de carretera que l'univers ha anat situant per tot l'espai.