La importancia de llamarse Galaxia de Andrómeda

La galaxia de Andrómeda, pequeña, tenue, con aspecto de nebulosa, es visible a simple vista como un objeto de cuarta magnitud, así que los primeros avistajes se pierden en la noche de los tiempos pretelescópicos. Hasta el siglo veinte era considerada como una nebulosa más. Y si bien hasta finales del siglo 19 pasó casi desapercibida, en 1885 comenzaría a convertirse en protagonista decisiva de nuestro conocimiento del Universo y de nuestra ubicación más allá de nuestra galaxia. Esta es su historia abreviada desde los primeros registros que se hicieron de ella.
Texto por José Alejandro Tropea para Universo a la vista.
• En los siglos que siguieron al final de la Biblioteca de Alejandría varios astrónomos árabes la registraron en sus cartas celestes. Por ejemplo, en 964, el astrónomo persa Azophi (903- 986) la describe en su "Libro de las Estrellas Fijas" como una nube pequeña en la constelación de Andrómeda.
• En 1612 el astrónomo alemán Simón Marius (1570-1624) fue el primero en describirla en los comienzos de la astronomía moderna (en 1609 Galileo iniciaba su observación del cielo con telescopio, mientras que Kepler ese mismo año enunciaba las dos primeras leyes del movimiento planetario).
• Para el astrónomo y matemático Laplace (1749-1827) la nebulosa de Andrómeda era un sistema planetario en proceso de formación (conocida como hipótesis nebular) y para Kant (1724-1804) se trataba de un enorme conjunto de estrellas.
• En 1764 Charles Messier (1730-1817) la incluyó en su lista de objetos difusos (lista que hizo para distinguirlos de los cometas). Por su número de orden en esa lista se la conoce abreviadamente como "M31" (por Messier 31). También se conoce como NGC 224.
• En 1864 William Huggins (1824-1910) observó que su espectro se parecía más al de una estrella que al esperable de una nebulosa. Pero siguió siendo considerada como una nebulosa.
• En 1885 (como curiosidad es el año en el que transcurre "Volver al futuro III") se hace visible por primera vez una nova en la zona central de la nebulosa, con una magnitud aparente de siete. Actualmente se sabe que en realidad fue una supernova (denominada SN 1885A) que en su máximo alcanzó una magnitud absoluta de -19, brillando como 10.000 millones de soles (como referencia la magnitud absoluta del Sol es +4,5).
• Se pensó en esa época que si se aceptaba que la máxima luminosidad alcanzada por las novas era siempre la misma, conociendo la distancia de una de ellas se podría conocer la distancia de cualquiera (en la actualidad se utiliza como referencia la luminosidad de las supernovas tipo Ia).
• La oportunidad llegó en 1901 con la aparición de "Nova Persei", de magnitud aparente 0,2, en la constelación de Perseo. La distancia se obtuvo por paralaje, resultando estar a 100 años luz. Pero quedaba otro tema pendiente. No se podía asegurar que la nova perteneciera a la nebulosa, podía ser simplemente una estrella en la línea de visión desde la Tierra.
• Para 1907 algunos cálculos paralácticos ubicaban M31 a una distancia de 19 años luz.
• En 1911, según el cálculo usando la luminosidad obtenida con Nova Persei, S Andrómeda estaba ubicada a unos 1600 años luz. Si S Andrómeda pertenecía a la nebulosa esta estaría ubicada a esos 1600 años luz. Pero si era una estrella en la línea visual, la nebulosa estaría como mínimo a 1600 años luz.
• En 1912 se produce un hito fundamental en la historia de las mediciones astronómicas. Henrietta Leavitt, estudiando las cefeidas (un tipo de estrella variable intrínseca) descubre la relación constante entre el período y la luminosidad. Observando el período se podría obtener la luminosidad y con esta y la magnitud aparente la distancia. La fórmula utilizada, despreciando la materia interestelar es:
M = m + 5 - 5.log D
Donde M es la magnitud absoluta (equiparable con la luminosidad), m es la magnitud aparente (asociada al brillo) y D la distancia.
Pero para poder usar esa fórmula quedaba pendiente hallar la escala cefeida que permitiría obtener la luminosidad (o magnitud absoluta), esto es, se necesitaba hallar la distancia al menos a una cefeida.
• Para saber si se cumplía la hipótesis de que todas las novas alcanzan el mismo máximo de brillo el astrónomo Heber Doust Curtis (1872-1942) comenzó a buscar novas en M31. En base a las mismas estimó que M31 estaba a cientos de miles de años luz. Pero pocos astrónomos aceptaron semejante valor. Harlow Shapley (1885-1972) tampoco lo aceptó.
• En 1917 se inauguró el telescopio Hooker de cien pulgadas en Monte Wilson, convirtiéndose de lejos en el más poderoso del mundo. Edwin Hubble (1889-1953) apuntó ese instrumento hacia la nebulosa de Andrómeda y por primera vez se logró discernir estrellas.
• A principios de la década de 1920 el Universo se limitaba a nuestra galaxia y a las Nubes (mayor y menor) de Magallanes. Y las nebulosas, entre ellas M31, se consideraban pertenecientes a nuestra galaxia.
• En 1920 se dio, entre otros, un famoso debate entre Curtis y Shapley. Este último defendía la hipótesis nebular frente a la afirmación de Curtis de que M31 era una galaxia espiral como otras tantas observadas.
• En 1923 Hubble, estudiando las cefeidas de M31 y ya conociendo la escala cefeida obtenida por Shapley, obtiene la luminosidad de esas estrellas a partir de sus períodos. Finalmente puede calcular la distancia a M31. El valor que obtiene es de 800.000 años luz. Curtis no estaba equivocado, M31 estaba muy muy lejos... fuera de nuestra galaxia, o más allá del "universo conocido" hasta entonces.
• Al menos para esa década de 1920 el problema estaba aparentemente resuelto. M31 resultó ser una gigantesca galaxia del orden de tamaño y cantidad de estrellas de la nuestra. Se empezó a hablar de "universos isla", pero Harlow Shapley, que finalmente había aceptado la nueva situación opinó que había que hablar de galaxias, como lo era la nuestra.
• Pero comenzaron los problemas, porque al determinar el tamaño de otras galaxias todas resultaban ser más pequeñas que la nuestra. Y cuando en algo comenzamos a ser tan especiales y únicos los astrónomos, de Copérnico a esta parte, empiezan a sospechar que algo no anda bien con los paradigmas o los conocimientos aceptados.
• En la década de 1940 el problema comenzó a resolverse. El astrónomo Walter Baade, estudiando las poblaciones de estrellas en nuestra galaxia descubrió que el tipo de estrellas que se encuentra en el núcleo, en los cúmulos globulares, en las dos Nubes de Magallanes y en las galaxias elípticas (denominadas de Población II) no es del mismo tipo que las de los brazos espirales (denominadas de Población I). Las de población I son blanco azuladas de la clase F y las de población II son rojizas de la clase K. Estudiando las cefeidas de una y otra población se descubrió que la escala no era la misma para ambos casos.
• A partir de esos conocimientos Baade y otros astrónomos, ya en la década de 1950, resolvieron el problema: la escala cefeida calculada por Shapley a partir de las observaciones de Leavitt se basaba en estrellas de la Población II, pero Hubble había usado esa escala con estrellas de los brazos espirales de M31, que son de Población I. Hecha la corrección y usando la escala cefeida para poblaciones tipo I la distancia a la galaxia de Andrómeda resultó ser de unos 2.500.000 años luz.
• Ahora sabemos que la de Andrómeda es una galaxia espiral gigante, con un diámetro de doscientos veinte mil años luz y que contiene aproximadamente un billón de estrellas. Es la galaxia más grande y más brillante del Grupo Local, formado por unas 30 pequeñas galaxias y tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo. La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo, y se estima que dentro de unos 4.000 millones de años colisionará con la nuestra, fusionándose ambas,formando una galaxia elíptica supergigante.