Del efecto fotoeléctrico, telescopios y teléfonos móviles

¿Qué tienen en común Planck, Einstein, el telescopio espacial Hubble y tu teléfono móvil? Vamos a verlo poco a poco.

En 1900, Planck propuso, para explicar la radiación del cuerpo negro, que la energía estaba cuantizada. La energía no era emitida y absorbida por el cuerpo negro de manera continua sino en paquetes discretos o cuantos de manera que era proporcional a la frecuencia de la radiación (E=hυ, donde h es la constante de Planck y υ la frecuencia de la radiación).

Einstein utilizó esta idea para explicar uno de los problemas que había descubierto Herz en 1887, el efecto fotoeléctrico. Al incidir luz sobre una superficie metálica se emitían electrones. En aquella época, se esperaba que al aumentar la intensidad de la luz que incidía sobre la superficie, la energía cinética de los electrones emitidos aumentaría, pero eso no sucedía. Fue Einstein en 1905 quien, utilizando la hipótesis cuántica de Planck, propuso que, si se consideraba que la luz estaba cuantizada, un solo cuanto de luz (fotón) incidía sobre un electrón de la superficie y éste era emitido. Al aumentar la intensidad de la luz incidían más fotones y se emitían más electrones, pero la energía absorbida por cada electrón no cambiaba.

Antes de llegar al telescopio Hubble y a tu teléfono móvil, vamos a dar un salto en el tiempo, en concreto nos vamos a 1969. En aquella época, dos científicos que trabajaban en los laboratorios Bell fueron “motivados” por su jefe a participar en una competición interna de la compañía para desarrollar mejores memorias de burbuja, uno de los inventos de los laboratorios Bell. William Boyle y George Smith se reunieron para ver como podían mejorar esas memorias. El resultado de esa reunión fue el diseño de lo que se llama dispositivo de carga acoplado o CCD (Charged Coupled Device). No les salió bien la idea porque el dispositivo no servía como memoria, pero por casualidades del destino, como sensor de imágenes era fantástico.

notes

Notas de la reunión de Boyle y Smith

Un CCD es un sensor hecho de silicio cuyo tamaño es similar al de un sello y hace uso del efecto fotoeléctrico. Cuando la luz (fotones) inciden sobre uno de los píxeles del sensor, hace que los electrones que hay en ellos se liberen. Estos electrones son recogidos y transportados de manera que se puede conseguir que una imagen óptica (la creada por la luz), se convierta en una señal eléctrica que a su vez se pueda digitalizar en forma de unos y ceros.

Este tipo de sensores pronto se hizo famoso. Un año después, en 1970 Boyle y Smith fabricaron la primera video cámara usando CCDs y cinco años después alcanzaron la suficiente resolución como para retransmitir imágenes por televisión. Unos años después la primera cámara que empleaba CCDs apareció en el mercado y la fotografía, definitivamente, se empezó a digitalizar.

Hasta los astrónomos se empezaron a beneficiar del desarrollo de los CCDs y se empezaron a olvidar de sus antiguas películas fotográficas. En 1974 se tomó la primera imagen de la luna con un sensor CCD y en 1979 se instaló una cámara en el telescopio de Kitt Peak en Arizona.

Si a las ventajas de las imágenes digitales por CCD le añadimos la posibilidad de liberarnos de las distorsiones generadas por la atmósfera, podemos obtener imágenes como las proporcionadas por la Wide Field and Planetary Camera del telescopio Hubble que son de las imágenes más sorprendentes que podemos ver.

hs-1995-44-a-large_web

Los pilares de la creación en M16. La imágen que nunca puede faltar cuando se habla del telescopio Hubble

Y como no podía ser de otra manera, esta tecnología ha sido trasladada a nuestros bolsillos y ahora todos podemos disfrutar de tecnología basada en descubrimientos de hace un siglo que además puede ser considerada tecnología espacial.

Ahora que vienen elecciones, podéis darles la razón a los políticos que se hacen selfies con sus teléfonos móviles y los cuelgan en las redes sociales después de haber dicho eso de que la investigación científica no lleva a ningún sitio. Efectivamente…

Referencias

Física. Paul A. Tipler. Tercera Edición. Editorial Reverté
Astrofísica. Manuel Rego y María José Fernández. Eudemauniversidad.
“The 2009 Nobel Prize in Physics – Popular Information”. Nobelprize.org. Nobel Media AB 2014. Web. 28 Jan 2015.

Anuncios

Galaxias activas

Las galaxias son, de manera simple, una acumulación de estrellas, gas y polvo agrupada debido a la fuerza de la gravedad. No son ni mucho menos estacionarias, es decir, cambian con el tiempo.

Por un lado, evolucionan internamente debido a la propia evolución de las estrellas: el gas y polvo (junto con la atracción gravitatoria) da lugar a la formación de nuevas estrellas y las estrellas según evolucionan, hasta su muerte, devuelven el gas y el polvo al medio interestelar de la galaxia.

Por otro lado, evolucionan por la influencia externa de otras galaxias del entorno, haciendo que su morfología cambie y que en muchos casos, esos cambios, den lugar a nuevos brotes de formación estelar.

Tras la controversia inicial sobre el tamaño de la Galaxia o Vía Láctea, que llevó al descubrimiento de que existen otras galaxias fuera de la nuestra, junto con los avances tecnológicos que llevaron a la construcción de mejores telescopios con mayor poder de resolución, se comenzaron a estudiar dichas galaxias externas.

A través de este estudio, se vio que no todas las galaxias eran morfológicamente iguales, sino que existía una gran variedad de formas, siendo en algunos casos muy llamativas. Uno de los primeros trabajos de la astrofísica extragaláctica fue la descripción de las galaxias y la agrupación de las que presentaban características comunes. Posteriormente, al igual que en muchas otras ciencias, se intentó ordenar las formas que tenían las galaxias en función de parámetros que variaran secuencialmente. Podría parecer que esta manera de proceder se debía a que, dado que no se podían conocer más detalles, los astrónomos se conformaban con tenerlas clasificadas. Sin embargo, la clasificación responde a algo con un sentido físico más profundo: si se encontraba que alguno de los parámetros tenía un significado físico, la clasificación implicaba un instrumento importante para facilitar la comprensión de la galaxia.

Hubble_sequence_photo

Secuencia de Hubble

Una de las primeras clasificaciones se debe a Hubble, el cual las clasificó en tres clases:

  • Irregulares: No tienen ninguna forma específica ni siquiera algún grado de simetría. Se nombran con la letra I.

Large.mc.arp.750pix

Gran Nube de Magallanes. Galaxia Irregular

  • Elípticas: son aquellas que tienen formas esféricas o elipsoidales. Además no presentan ningún detalle estructural. Se nombran con la letra E seguida de un número que indica la excentricidad de la elipse, de manera que n=10(1-b/a) siendo a y b los semiejes mayor y menor de la elipse. De esta manera las galaxias E0 son esféricas y las E7 son más achatadas.

M32-eliptica

M32. Galaxia elíptica

  • Espirales: son las más conocidas por todos. Tienen una región central muy luminosa (núcleo) y una zona externa (disco) en la que se pueden observar brazos en forma de espiral. Se nombran con la letra S seguidas de una letra minúscula de a hasta d. Las Sa tienen los brazos muy juntos y las d más abiertos.
    • Las galaxias espirales presentan un subgrupo que se denomina espirales barradas, o espirales con barra, que se caracterizan por tener una “barra” en el núcleo de la cual salen los brazos espirales. Se nombran como SB seguidas también de una letra minúscula de a hasta d.

1024px-Messier_81_HST-espiral

M81. Galaxia Espiral

Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300

NGC1300. Espiral barrada

También se puede hablar de galaxias de transición entre elípticas y espirales denominadas galaxias lenticulares. Se nombran con las letras SO. Estas galaxias son mucho más achatadas que las E7 y se puede observar una protuberancia central.

640px-NGC_2787-lenticular

NGC2787. Galaxia Lenticular

Más adelante se realizaron clasificaciones diferentes a la de Hubble como la de Gérard de Vaucouleurs, aun así, la clasificación de Hubble sigue siendo la más conocida.

Las galaxias deben su luminosidad a las estrellas que contiene, pero existen algunas que tienen unos núcleos excepcionalmente brillantes. Carl Seyfert en 1943 descubrió unas galaxias en cuyo espectro se observaban fuertes y claras líneas de emisión. Observó que la emisión debida al oxígeno y al nitrógeno, así como al helio ionizado, eran demasiado intensas con respecto al hidrógeno. Esto no se podía explicar con lo que se conocía hasta el momento.

640px-Circinus.galaxy.750pix

Galaxia del compás. Galaxia Seyfert

En los años 60 Fritz Zwicky descubrió galaxias muy compactas que presentaban líneas espectrales muy intensas y anchas. Con el desarrollo de la radioastronomía, Allan Sandage descubrió una nueva familia de objetos extragalácticos que mostraban una emisión muy intensa en ondas de radio, fuerte variabilidad y espectros con líneas anchas e intensas.

Más adelante se descubrieron objetos que no emitían en las frecuencias de radio o que no variaban con el tiempo. También se vio que otros objetos, conocidos como BLLacs, no tenían líneas de emisión.

H0323bl2_BLLac

BL Lac H 0323+022

En resumen, se tenía una cantidad de objetos desconocidos, algunos con apariencia estelar, que no se podían explicar en los términos de contenido y formación estelar conocidos hasta entonces. Muchos eran galaxias diferentes a las que se conocían. A los objetos de apariencia estelar se les denominó objetos cuasi-estelares o cuásares.

Best_image_of_bright_quasar_3C_273

Cuásar 3C273

Para todos estos objetos se desconocía cómo podían generar tal cantidad de energía.

Como hemos dicho, la luminosidad de las galaxias se debe a las estrellas que contienen, pero al observar la distribución espectral de energía de los cuásares, ésta no puede ser explicada por la población estelar que contenga.

Donald Lynden-Bell propuso la idea de que cuando la materia giraba alrededor de un cuerpo muy compacto, con un gran potencial gravitatorio, ésta se movería cada vez a más velocidad y se ionizaría debido a las fuertes aceleraciones. La materia, entonces cargada eléctricamente, radiaría energía de forma muy intensa hasta que cayese sobre el cuerpo compacto. De esta manera la masa se convertiría en energía de manera mucho más eficiente que por los procesos termonucleares que tienen lugar en el interior de las estrellas. En otras palabras, se proponía la idea de la existencia de agujeros negros en el núcleo de estas galaxias.

Aun así, quedaba la duda de si los cuásares eran galaxias u otro objeto diferente. El problema era que no se podía distinguir las estructuras subyacentes debido a la gran distancia a la que se encontraban. Jerome Kristian fue el primero en argumentar que así era. Con las mejoras en los telescopios, en concreto con las técnicas de óptica adaptativa y el telescopio Hubble, se descubrió que la hipótesis propuesta por Kristian era cierta, y a partir de entonces se agruparon a los cuásares y al tipo de galaxias descubiertas por Seyfert (conocidas como galaxias Seyfert) dentro de la familia de núcleos activos de galaxias o AGN.

En base a esto, ¿se puede afirmar que todas las galaxias tienen un núcleo activo? Y si lo tienen, ¿albergan un agujero negro en su interior?

El primer paso fue estudiar la Galaxia. Sabemos que el núcleo de la Vía Láctea no tiene actividad nuclear, pero se podría pensar que tiene un agujero negro inactivo. En este caso, el agujero negro interactúa con las estrellas que hay a su alrededor por medio de la atracción gravitatoria pero no engulle a las estrellas de manera que se emita radiación. Estudiando los movimientos de las estrellas en la zona del núcleo se puede deducir el tamaño del agujero negro y se obtiene que es del tamaño de unas 2,6 millones de masas solares, que es bastante más pequeño que los que dan lugar a los cuásares, unos mil millones de veces la masa del sol.

La idea que se tiene es que todas las galaxias tienen un agujero negro en su núcleo, pero que depende de la cantidad de estrellas que tenga a su alrededor y si son atraídas hacia su interior, o no, tienen lugar la formación de un cuásar.

Se piensa que los agujeros negros de los núcleos galácticos se crearon en las primeras fases de la formación de la galaxia y que son fundamentales en su evolución.

Si quieres, puedes encontrar mucha información sobre la Física de agujeros negros en el blog Cuentos Cuánticos de @Cuent_Cuanticos

Todas las imágenes han sido extraídas de Wikipedia

Referencias

Galaxias. Time Life Folio

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández

El Jardín de las Galaxias. Mariano Moles

Galaxias, distancias y la expansión del Universo

Cuando miramos al cielo en una noche oscura, lejos de las luces de la ciudad, podemos ver tantas estrellas que nos podemos llegar a sentir abrumados por la cantidad. Cuando miramos a determinadas zonas del cielo, podemos llegar a ver una banda casi continua de polvo, parecida al rastro que dejaría alguien que fuera derramando una botella de leche. Ese rastro de leche es nuestra Galaxia, la Vía Láctea. Sin embargo, la Vía Láctea no abarca todo lo que existe, el Universo se extiende más allá de nuestro hogar galáctico.

La Vía Láctea es una de entre las cientos de miles de millones de galaxias que nos acompañan, cada una de las cuales es un enorme conjunto de sistemas estelares por derecho propio.

Desde la Tierra, a simple vista y dependiendo de la región del cielo que estemos observando, podemos ver fácilmente tres galaxias. Es el Grupo Local, que incluye la Vía Láctea, la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. El tercer miembro del trío es la galaxia de Andrómeda en la constelación homónima.

Imagen guardada con los ajustes integrados.

Las nubes de Magallanes y la Vía Láctea

En el siglo XVIII, el francés Charles Messier, que era un cazador de cometas, escrutaba el cielo con su telescopio (de menos de 20 cm de diámetro) hasta que observaba una mancha borrosa. Cuando encontraba alguna, anotaba su posición en un mapa estelar de la época. A la noche siguiente volvía a apuntar el telescopio al mismo sitio para ver si la mancha seguía allí. Si se había movido era un cometa, si no, era otra cosa. En esa época,  estas manchas eran conocidas como nebulosas, palabra que deriva del latín y que significa “niebla” o “nube”. En 1774, Messier había catalogado 45 junto con sus coordenadas celestes y en 1784 su catálogo ya incluía 103 objetos.

Un músico de origen alemán, William Herschel, que dedicó la segunda mitad de su vida a construir grandes telescopios, junto con su hermana Caroline, apuntó sus instrumentos hacia los objetos que había descubierto Messier y dada la “potencia” de su telescopio (4 veces mayor que el de Messier) llegó a descubrir en siete años hasta 2000 objetos.

Con este catálogo, Herschel intentó construir un mapa celeste que incluyera todos estos objetos. Del estudio de las nebulosas, Herschel propuso que si la Vía Láctea se observara desde una distancia suficientemente grande, ésta parecería una nebulosa en si misma.

Al ser la potencia del telescopio de Herschel mayor que la del de Messier, éste pudo resolver las manchas borrosas en cúmulos de estrellas, algunos de los cuales pasaron a denominarse cúmulos globulares. En la década de 1840, William Parsons empezó a construir un telescopio de 16 m de largo con un espejo de 2 m de diámetro que superaba en tamaño al mayor de Herschel.

Parsons dirigió su telescopio hacia uno de los objetos del catálogo de Messier, en concreto M51, y su sorpresa fue inmensa cuando vio una estructura espiral, que más tarde recibiría el nombre de galaxia del Remolino debido a esta característica. No pudo distinguir estrellas individuales en su interior, pero descubrió otras nebulosas con la misma forma espiral.

Processed with MaxIm DL

M51. Galaxia del Remolino

Llegados a este punto surgió la pregunta: ¿pertenecían estas nebulosas a la Vía Láctea? Para responderla sería necesario saber el tamaño de la Vía Láctea y la distancia a las nebulosas.

Poco antes de este descubrimiento, los astrónomos ya conocían el método de la paralaje para medir distancias a estrellas cercanas, pero debido a las distancias enormes a las que se encontraban las nebulosas este método no era de gran utilidad. Tras el desarrollo inicial de las técnicas en espectroscopia, el astrónomo inglés William Huggins apuntó en 1867 su telescopio equipado con un espectroscopio a la estrella más brillante a simple vista, Sirio y aplicando la teoría del efecto Doppler desarrollada por el austriaco Christian Doppler 20 años antes encontró un ligero desplazamiento al rojo en las líneas espectrales de la estrella. Calculó que se alejaba a unos 50 km/s en la línea de observación. Asimismo, calculó la velocidad de recesión o aproximación de un gran número de estrellas. Fue sólo el comienzo del uso de la técnica del efecto Doppler en las medidas astronómicas. Años más tarde se encontraría la manera de emplear este método para el cálculo de distancias.

A principios del siglo XX, el observatorio del Harvard College realizaba tediosas observaciones estelares a partir de placas fotográficas y espectroscópicas. El trabajo era realizado por mujeres, las cuales, eran consideradas en aquella época, en un alarde de machismo, más idóneas para el trabajo pesado y repetitivo de medir y realizar  los cálculos, además de cobrar menos que los hombres. Muchas de estas mujeres realizaron contribuciones importantes, pero entre todas ellas destacó Henrietta Swan Leavitt.

Leavitt

Henrietta Swan Leavitt

En una serie de placas fotográficas de la Pequeña Nube de Magallanes, Leavitt observó multitud de estrellas que variaban su brillo periódicamente debido a que “pulsan”, es decir, se expanden y se contraen regularmente. Estas estrellas son conocidas como variables cefeidas, ya que la primera que se descubrió lleva el nombre de Delta Cefeo en la constelación del mismo nombre.

Leavitt compiló más de mil variables en la Pequeña Nube de Magallanes y al menos 16 aparecían en varias placas fotográficas, lo cual le permitió calcular sus periodos. Descubrió que las estrellas eran más brillantes cuanto más largos eran sus periodos y determinó que el periodo y el brillo máximo estaban relacionados y que se podía establecer gráficamente la relación entre periodo y luminosidad, es decir, Leavitt había relacionado la magnitud aparente de las estrellas variables con una medida que no dependía de la distancia a la estrella: el cambio de brillo. Leavitt había descubierto una conexión entre el periodo y su magnitud absoluta, es decir, su magnitud real.

Al estar estas estrellas en la misma región de la Pequeña Nube de Magallanes se podía asumir que estaban todas a casi la misma distancia de la Tierra.

La diferencia entre magnitud absoluta de las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes y su magnitud aparente se podría usar entonces para calcular la distancia a la estrella usando la ley del cuadrado inverso: Una estrella, como cualquier fuente de luz, mostrará sólo una cuarta parte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava parte si se cuadruplica, etc.

Como la relación que descubrió Leavitt se aplica a las cefeidas en general, el hecho de poder determinar la magnitud absoluta de una permitiría deducir la magnitud absoluta de las demás y se podría usar la escala periodo-luminosidad para hallar la magnitud absoluta de cualquier estrella variable del tipo cefeida, y con ella la distancia a la estrella.

El problema era crear un patrón de distancias a partir del comportamiento de las cefeidas ya que la cefeida más cercana era demasiado  lejana como para medir su distancia con el método de la paralaje.

Leavitt fue apartada de sus tareas ya que el jefe del observatorio creía que su trabajo era recoger datos y no hacer cálculos, pero Ejnar Hertzsprung, en el observatorio cerca de Berlín, recogió el testigo.

Hertzsprung estudió los movimientos propios, movimientos en el espacio de la estrella y nuestro Sol, de trece cefeidas cercanas al sol y usando técnicas estadísticas calculó la distancia “media” para las cefeidas locales, así como una magnitud aparente “media”. Con estos valores pudo calcular una magnitud absoluta “media” para una cefeida de periodo “medio”.

Quizá fueran muchas “medias”, pero lo que Hertzsprung hizo a continuación fue elegir una cerfeida de la Pequeña Nube de Magallanes con el mismo periodo que su estrella “media”. Comparó el brillo fotográfico de la cefeida de la Nube con la magnitud absoluta que debía tener y calculó su distancia: 3000 años-luz. Esta distancia ponía a la Pequeña Nube de Magallanes en el interior de la Vía Láctea. Se cree que fue un error tipográfico y que la distancia debía ser de 30000 años-luz. Aún así esta distancia era muy inferior a la real.

¿Por qué esta discrepancia? En realidad se trató de un error experimental. Las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes habían sido fotografiadas con placas sensibles a la luz azul, mientras que para las cefeidas locales se usaron placas sensibles a la luz roja. Esto daba una diferencia en el brillo aparente que hacía que las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes parecieran más brillantes y por lo tanto más próximas.

El astrónomo norteamericano Harlow Shapley supo comprender el significado  astronómico que tenían las variables cefeidas. Trabajando en el observatorio de Monte Wilson en los Ángeles, con el telescopio de 1,5 m, Shapley estudió los cúmulos globulares y descubrió que también había cefeidas en ellos. Usando la técnica de Hertzsprung, y refinándola, determinó la distancia a los cúmulos que resultó ser de entre 50000 y 220000 años-luz. Se creía que los cúmulos formaban parte de la Vía Láctea, pero también se creía que la Vía Láctea tenía sólo unos 30000 años-luz de diámetro, por lo que el tamaño debía ser mayor que el que se pensaba. Shapley calculó un diámetro de 300000 años luz estando el centro de la Vía Láctea en la dirección de la constelación de Sagitario.

Los astrónomos tomaron este resultado con cautela, en parte porque consideraban todavía como poco fiable el método de Hertzsprung.

Al mismo tiempo se estaban apuntando los telescopios hacia las nebulosas espirales y muchos astrónomos sugirieron que eran galaxias comparables a la Vía Láctea repletas de estrellas ya que cuando la luz era pasada a través de un espectroscopio se parecía a la de las estrellas, no a la de una nube de gas.

En 1912, Vesto Slipher, en el observatorio Lowell observó detalladamente la galaxia espiral que se encontraba en la constelación de Andrómeda y pudo medir su desplazamiento Doppler. El valor que encontró sorprendió a todo el mundo: se estaba acercando a 300 km/s. Más adelante, Slipher observó otras 15 galaxias espirales más y descubrió que 13 de ellas se estaban alejando de la Tierra, incluso con velocidades superiores a la que se estaba acercando Andrómeda.

andromeda

M31. Galaxia de Andrómeda

En 1919, después de haber recibido formación como abogado y tras realizar un doctorado en astronomía y volver de la guerra, Edwin Hubble empezó a tratar de clasificar las nebulosas. Utilizando el nuevo telescopio de 2,5 m de Monte Wilson, esperaba resolver estrellas en las galaxias espirales, en concreto en Andrómeda. Hubble centró su atención en unos puntos de luz conocidos como novas, estrellas que sufren erupciones recurrentes de materia que hace que cambien su luminosidad (no confundir con supernovas que es la explosión de las estrellas completas).

A través de la comparación de placas fotográficas que mostraban la misma zona del cielo, lo que inicialmente creyó que era una nova, se dio cuenta de que una estrella aumentaba y disminuía periódicamente su brillo ¡No se trataba de una nova, sino de una cefeida!

VAR_Hubble

Placa en la que Hubble anotó que se trataba de una variable cefeida y no de una nova

Usando las técnica de Hertzsrpung, mejorada por Shapley, calculó la distancia a Andrómeda y obtuvo un valor de 900000 años-luz, que era superior al tamaño de la Vía Láctea de Shapley. ¡Andrómeda era una galaxia por si misma!

Al encontrar cefeidas en galaxias espirales, Hubble hizo que el tamaño del Universo conocido aumentara considerablemente. Hubble usó las cefeidas para desarrollar indicadores de distancias para galaxias, al igual que hizo Shapley para los cúmulos globulares.

Mientras esto ocurría en Monte Wilson, en Lowell, Slipher seguía midiendo desplazamientos Doppler de galaxias espirales, incluidas aquellas a las que Hubble aplicó su técnica para calcular la distancia.

Milton Humason entró a formar parte de la plantilla de Monte Wilson para trabajar como ayudante a través de su suegro y cuando una noche el operador del telescopio enfermó, paso a ocupar su puesto, y lo hizo con tal destreza que desde entonces ocupó el puesto del operador y de asistente de Hubble de manera permanente. Humason adquirió suficiente información sobre más desplazamientos Doppler al rojo de más galaxias. Hubble reunión todos esos datos para establecer una conexión entre los desplazamientos al rojo y las distancias. La conexión era sencilla: salvo las galaxias más cercanas, cuanto más lejos estaba una galaxia, más rápido se alejaba. El ritmo al que se alejaba es conocido actualmente por el nombre de constante de Hubble.

Aunque lo valores que Shapley o Hubble hallaron en su época eran muy burdos, actualmente se ha mejorado la precisión en la medida y ahora sabemos que la Vía Láctea tiene un diámetro de 100000 años-luz y que la galaxia de Andrómeda está a 2,5 millones de años-luz. Aunque los valores sean ligeramente distintos, lo importante es recordar que el esfuerzo por entender el universo hizo que se desarrollaran técnicas y métodos de observación que, aún hoy en día, están utilizando los astrónomos y astrofísicos modernos.

Como dijo Hubble:

“Con el incremento de las distancias nuestro conocimiento se desvanece, y se desvanece rápidamente, hasta que en el último e impreciso horizonte buscamos entre fantasmales errores de observaciones puntos de referencia que apenas son más sustanciales. La búsqueda continuará. El ansia es más antigua que la historia. Nunca resulta satisfecha, y nunca podrá ser reprimida”

Referencias:

Galaxias. Time Life Folio

Astrofísica. Manuel Rego, María José Fernández