Como ya se mencionó, se logra, con la ayuda de telescopios modernos, resolver un buen número de nebulosas total o parcialmente, en estrellas individuales. En la gran nebulosa de Andrómeda, por ejemplo, un gran número de estrellas individuales se han observado. Recientemente también cúmulos estelares globulares han sido descubiertos en esta nebulosa, similar a los que se encuentran dentro de nuestra propia Vía Láctea. El hecho fortuito de la observación de estrellas individuales en las nebulosas abre dos maneras de determinar sus distancias.
A) Determinación de la distancia con la ayuda de la relación periodo-brillo para Cefeidas.
Cefeidas son estrellas cuyo brillo varía periódicamente con el tiempo. Los períodos están generalmente en el intervalo de uno hasta 60 días. La magnitud absoluta es función única del período, una función que se ha determinado para las estrellas de nuestro propio sistema [Vía Láctea]. Por lo tanto, si se conoce el período, es posible obtener la magnitud absoluta de estas cefeidas de esta relación. Si, además de eso, uno determina la magnitud aparente y lo compara con la magnitud absoluta, inmediatamente se obtiene la distancia de las estrellas. Se han observado varias cefeidas en la nebulosa de Andrómeda. Basado en esto, la distancia y diámetro de Andrómeda fueron determinados como 900.000 y 42.000 años luz, respectivamente. Para comparación, es importante recordar que nuestro sistema tiene un diámetro con límite superior el cual se estima en unos 100.000 años luz. Las distancias de otras ocho nebulosas se han encontrado de la misma manera. En las nebulosas más distantes que algunos millones de años de luz, las cefeidas individuales no pueden resolverse. Por lo tanto, para determinar su distancia deben ser ideados otros métodos.
B) Estadísticas de las estrellas más brillantes de una nebulosa
Este método se basa en el supuesto de que en los sistemas estelares extragalácticos la frecuencia relativa de la magnitud absoluta de las estrellas es la misma como en nuestro propio sistema. La experiencia con los sistemas vecinos previamente examinados están de hecho de acuerdo con este supuesto. La magnitud absoluta de estrellas más brillantes de nuestro sistema y sistemas vecinos resulta ser -6.1 en promedio, con una dispersión de menos de media magnitud. Aquí sólo notamos que se obtuvieron determinaciones de distancia similares con la ayuda de Novas.
C) Determinación de distancia de las nebulosas usando su magnitud aparente total.
Con la ayuda de los dos primeros métodos, las distancias de unas sesenta nebulosas extragalácticas se han encontrado. De la medida del brillo aparente y de la distancia conocida de estas nebulosas podemos deducir inmediatamente su brillo absoluto. De esta manera obtenemos la siguiente curva de distribución (Fig. 1).
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Figura 1. HP = magnitud fotográfica absoluta (eje y: número de nebulosas) |
La magnitud visual absoluta promedio de las nebulosas es -14.9 con una dispersión de cerca de cinco magnitudes y un ancho medio de la curva de distribución de cerca de dos magnitudes. Esta dispersión es, por desgracia, demasiado grande para permitir una determinación exacta de la distancia a una nebulosa individual a partir de su brillo aparente y curva de distribución de magnitud absoluta. Discutimos más adelante cómo es posible todavía determinar la distancia a ciertas nebulosas individuales con gran precisión. Sin embargo, el hecho siguiente nos permite encontrar la distancia de un gran número de nebulosas muy débiles. Como ya se mencionó, las nebulosas a menudo se agrupan en cúmulos densos, que contienen de 100 a 1000 individuos. Por supuesto que es muy probable que tal acumulación aparente de nebulosas también es una acumulación real en el espacio y que por lo tanto todas estas nebulosas están situadas a aproximadamente la misma distancia. Es relativamente fácil determinar la curva de distribución de magnitud aparente de las nebulosas de un cúmulo. Esta curva de distribución es prácticamente la misma que la curva de distribución de la magnitud absoluta de las sesenta nebulosas, cuyas distancias se han encontrado en (A) y (B). Esto demuestra que la acumulación aparente de nebulosas [en el cielo] corresponde a un enjambre denso real en el espacio exterior. Una comparación del promedio de brillo aparente de las nebulosas en el cúmulo con la magnitud absoluta promedio de -14.9 inmediatamente nos da la distancia del cúmulo. Las distancias de los siguientes grupos de nebulosas se determinaron de esta manera.
| Coma-Virgo | 6 |
| Pegaso | 23.6 |
| Piscis | 22.8 |
| Cáncer | 29.3 |
| Perseo | 36 |
| Coma | 45 |
| Osa Mayor I | 72 |
| Leo | 104 |
| Geminis | 135 |
El número de nebulosas por unidad de volumen en uno de estos enjambres densos es por lo menos cien veces mayor que el correpondiente número promedio de nebulosas individuales dispersadas en el espacio.
Es de interés incluir aquí algunos breves comentarios sobre otras características de nebulosas que son accesibles a la investigación con la ayuda del telescopio de 100 pulgadas.
Con respecto a la estructura del Universo, la primera y principal cuestión es si la distribución de las nebulosas en el espacio es uniforme o no. En el caso de uniformidad esperamos que el número de nebulosas en una cáscara esférica de radio r y constante de espesor dr ha de ser proporcional a r2, siempre y cuando se trata de un espacio euclidiano. Esta expectación corresponde en realidad muy exactamente a la realidad, es decir, para la parte del Universo dentro de alcance de el telescopio de 100 pulgadas. Esto no significa, por supuesto, que el espacio no podrá finalmente resultar no-euclidiano, una vez que somos capaces de penetrar más allá en el espacio.
No debemos dejar de mencionar que las conclusiones anteriores sólo son válidas en caso que la absorción y dispersión de la luz en el espacio pueden ser ignoradas. El hallazgo de una distribución uniforme de las nebulosas a las mayores distancias alcanzables con un método que asume la práctica ausencia de absorción y dispersión, es de hecho por sí mismo casi una prueba de esta suposición. En efecto, una distribución uniforme real de las nebulosas sería sesgada por absorción, de tal manera que el número de nebulosas en cáscaras esféricas de espesor constante aumentaría más débilmente con la distancia que r2, y eventualmente disminuirá. En vista de que en efecto la existencia de gases y masas de polvo en el espacio interestelar de nuestro sistema [Vía Láctea] pueden demostrarse, aún así sería de gran importancia tener una prueba independiente de la transparencia del espacio intergaláctico, y mostrar que no es la curvatura del espacio, combinado con la absorción y dispersión, que podría aparentar una distribución uniforme de las nebulosas. Un estudio estadístico de los diámetros aparentes de nebulosas, por ejemplo, respondería a este propósito.
En teoría, la materia intergaláctica debería tener aproximadamente la presión de vapor de los sistemas de estrellas. Suponiendo que el Universo ha llegado a un estado estacionario, es posible calcular esta presión (F. Zwicky, Proc. Nat. Acad. Sci., vol. 14, p. 592, 1928). Resulta ser muy pequeña e impediría prácticamente la detección de la materia intergaláctica.
Otra pregunta interesante se relaciona con los tipos espectrales de las nebulosas. La mayor parte de las nebulosas extragalácticas poseen espectros de absorción similares a la del sol con fuertes líneas salientes H y K del calcio y una intensa banda G de Ti (4308 A), Fe (4308 A) y Ca (4308 A). Por lo tanto, las nebulosas pertenecen al tipo espectral G. El tipo espectral es independiente de la distancia, hasta donde las observaciones han llegado en distancia. Un desplazamiento del espectro dependendiente de la distancia se discutirá más adelante. La anchura de las líneas de absorción es generalmente de varios Angstroms y también es independiente de la distancia.
Un pequeño porcentaje de las nebulosas observadas también muestra líneas de emisión (Nebulium), generalmente originarios de la región del núcleo de las nebulosas. Lamentablemente muy poco se sabe todavía sobre las condiciones físicas en dichos sistemas.
En tercer lugar es importante investigar la frecuencia relativa de las ya mencionadas diferentes formas de las nebulosas. La distribución estadística es aproximadamente 74% nebulosas espirales, 23% esféricas, y cerca de 3% muestran un aspecto irregular.
En cuarto lugar me gustaría mencionar la determinación de la distribución de la luminosidad dentro de una nebulosa. Esta investigación se ha realizado recientemente por E. Hubble en el Monte Wilson. Hubble obtiene el siguiente resultado preliminar. La luminosidad se puede expresar como una función universal L(r, α), donde r es la distancia desde el centro de la nebulosa y α es un parámetro adecuado. Mediante una variación de alfa, uno puede expresar la distribución de luminosidad en todas las nebulosas con gran precisión (aproximadamente 1%) con la misma función, de hecho hasta valores de r, para el cual la luminosidad ha disminuido a 1/1000 de la del centro. También es de importancia con respecto a la práctica falta de absorción y dispersión en el espacio intergaláctico, que la función de distribución de las α's de las diferentes nebulosas es independiente de la distancia. Por cierto, cabe mencionar que L coincide con la función que corresponde a la distribución de luminosidad en una esfera de gas Emden isotérmica.
En quinto lugar, es de enorme importancia que las nebulosas a gran distancia muestren espectros corridos al rojo, en donde el desplazamiento se incrementa con la distancia. La discusión del llamado corrimiento al rojo es el tema principal del presente trabajo.