En aquest text tancarem les entrades dedicades als avenços en les tècniques observacionals que van permetre l’eclosió de l’Astrofísica i la Cosmologia al llarg del segle XX. Hem vist com es va descobrir que la llum ens aporta informació dels objectes lluminosos, i també com es van mesurar les distàncies a estrelles relativament properes.
La combinació de la informació sobre la distància a què es troben les estrelles i la mesura de la intensitat de la llum que ens n’arriba seria la tercera pota necessària per començar l’exploració de l’Univers basada en dades. Efectivament, com que sabem que la intensitat de la llum minva amb el quadrat de la distància a la font, és senzill saber quina és la quantitat de llum emesa per l’objecte si podem mesurar-ne la distància i la intensitat de la llum rebuda (fotometria).
Les primeres passes de la fotometria també es van fer al segle XIX, amb l’aparició de la fotografia. Prèviament, la classificació de la brillantor de les estrelles es feia a ull, de manera subjectiva, mitjançant l’assignació de magnituds als objectes celestes, fixant-ne Vega (constel·lació de la Lira) com referència. Vega té magnitud 0; els objectes menys lluminosos tenen magnituds majors que zero, mentre que els més brillants tenen magnituds negatives.
Va ser Hiparc de Nicea qui va establir la base d’aquesta escala visual en el segle II a.C., que va ser fixada després per Ptolomeu, en el II d.C.. L'escala va ser usada al llarg dels segles amb petits canvis. Un avenç significatiu va ser l’establiment d’una relació matemàtica per a l’escala relativa, proposada per Norman Pogson a mitjans del segle XIX.
La magnitud d'una estrella X respecte una estrella de referència Y, vindria determinada per l'expressió m(X) = m(Y) + 2.5 [log(I_Y) - log ( I_X)], on I és la intensitat estimada (a ull o de qualsevol altra manera) de les estrelles. Així, si fixem la magnitud de Vega a 0, per ser l'estrella de referència, tenim que la magnitud de l'estrella X serà m(X) = 2.5 [log(I_Vega) - log ( I_X)]. Si m(X) és menor que zero, significa que l'estrella és més brillant que Vega, com és el cas d'alguns planetes o l'estrella Sirius, visible al sudest de la constel·lació d'Orió en les nits de tardor i hivern. Efectivament, Sirius és una estrella més propera i més brillant que Vega.
Compte per tant, perquè la magnitud ens indica la brillantor que observem. No obstant això, una estrella pot semblar més brillant que una altra per ser-ho i estar a una distància semblant, o, sent menys brillant intrínsecament, per estar més a prop. La clau per fer física, aleshores, està en saber-ne les distàncies.
És interessant destacar que l'escala de magnituds que encara es fa servir s'adapta a l'escala visual usada al llarg dels segles; es tracta d'una escala logarítmica. El motiu és que la nostra visió (que ens permet detectar un interval ampli d'intensitats) es pot assimilar a aquesta escala.
Amb les plaques fotogràfiques encara no s’aconseguia una mesura quantitativa absoluta. Tanmateix, ja permetien tindre unes referències tangibles i donar valors més fiables de les magnituds relatives. El camí va ser llarg, des de les primeres plaques fotogràfiques en 1857 (George Bond), fins que les aportacions d’astrònoms com Henrietta Leavitt i Edward Pickering varen contribuir a consolidar criteris ferms de comparació entre estrelles.
Entre les millores observacionals que es van desenvolupar en paral·lel, cal esmentar l’ús de filtres per tal de mesurar la llum que ens arriba de les estrelles en un interval concret de longituds d’ona, ço és, en un color determinat.
Amb els criteris establerts en la segona meitat del segle XIX sobre les magnituds relatives de les estrelles, se'n van fer els primers estudis comparatius de magnituds amb diferents filtres. Usant un filtre per a la zona del blau (magnitud b) i un altre en la del verd-groc (magnitud v) es van generar els primers diagrames de color-magnitud. Aquests diagrames van tindre una rellevància cabdal en el desenvolupament de l'Astrofísica. En parlarem, clar.
Al llarg del segle XX, l’ús de cèl·lules fotosensibles, primer, i de fotomultiplicadors més tard, ha permès quantificar la mesura de la llum, en tant que s’aconsegueix una resposta elèctrica mesurable que depèn de la intensitat de la llum rebuda. L’astrònom Richard Miles, en un article publicat per la revista de la Societat Astronòmica Britànica, presenta un resum d’aquests desenvolupaments, per a qui en vulga conèixer els detalls (https://adsabs.harvard.edu/full/2007JBAA..117..172M).
Anit vaig mirar amunt –sempre que puc mire amunt, amb el risc de fer riure la xicona tràcia, com Tales de Milet. Vàrem tindre una nit neta, amb el regnat incipient del triangle estival, ben rodejat de perles més petites que envolten les tres lluernes. Vega, Deneb i Altair són les estrelles més brillants de les constel·lacions de la Lira, del Cigne i de l'Àguila, respectivament. Les tres conformen un triangle isòsceles, o quasi, que no pot escapar a ningú que alce el cap en una nit d'estiu.
Em vaig quedar parat, mirant Vega, una estrella que es troba a 25 anys-llum de distància, i un dels meus primers records astronòmics. La meua consciència celeste naix a començaments dels anys noranta. En estiu, al terrat de casa, en un poble de la part alta de la Ribera Alta, mirava el cel i identificava les constel·lacions. Poc després, amb un petit telescopi, intentava observar objectes menys lluminosos i impossibles de veure a ull nu, com la nebulosa de l'anell a la constel·lació de la Lira; o la preciosa estrella doble (segurament visual, és a dir, per projecció) Albireu –el cap del Cigne–, amb una estrella daurada i una altra blava.
Òbviament, en aquelles nits, el triangle d'estiu era el referent directe per començar a orientar-se, i allà estava Vega. Amb aquesta estrella va ser que vaig prendre consciència per primera vegada de les escales de temps i les distàncies en astronomia.
La llum que m'arribava de Vega
Recorde el pensament directe, alguna nit d'agost de l'any 92 o 93, vés a saber: jo no havia nascut encara, i els Beatles encara tocaven junts, quan la llum que m'arribava va eixir de Vega. Anit la vaig tornar a mirar i em va assaltar el mateix pensament: acabava tercer curs de la llicenciatura en Física quan aquesta llum era emesa per la superfície de Vega. Eixa llum que m'entrava als ulls havia viatjat vint-i-cinc-anys, travessant la fredor de l'espai interestel·lar, fins arribar a aquest inhòspit indret de L'Horta Nord de València.
Si ho pensem a l'inrevés, des de la perspectiva de les emissions electromagnètiques –ràdio i televisió– emeses per l'ésser humà, a quina distància han arribat? Tenint en compte que pot fer al voltant de 100 anys des que van començar les emissions a més gran escala, el compte és senzill: 100 anys-llum. Tanmateix, aquestes emissions són ben difícils de detectar a aquestes distàncies si no és amb dispositius molt sensibles. En aquest sentit, actualment es construeix una xarxa de radio-telescopis (Square Kilometer Array, SKA) a Austràlia i Sudàfrica, que ens permetria detectar senyals de radars d'aeroports a alguna desena d'anys-llum. Per tant, les nostres glòries i misèries televisives deuen haver arribat ja a Vega. Ben pensat, n'hi ha emissions que poden ser ben eficients com a mecanisme dissuasori de qualsevol visita per part de la possible audiència galàctica.
Les estrelles que veiem, existeixen encara?
Un dels comentaris més habituals sobre el cel diu que algunes de les estrelles que veiem ja no existeixen, de tant de temps com ha passat des que la llum en va eixir. Això és una veritat a mitges. Realment, quan mirem el cel, les estrelles més brillants que observem són estrelles properes i la llum pot haver trigat des de pocs anys a algun centenar o potser algun miler d'anys. És poc probable que en aquestes escales de temps una estrella haja evolucionat fins deixar d'existir de la manera que era quan va emetre la llum.
Només algun cas, com el de la gegant Betelgeuse, podria oferir dubtes, atès que es tracta d'una estrella massiva en les seues darreres fases d'existència. Aquesta estrella roja es troba al muscle esquerre (des de la nostra perspectiva) de la constel·lació d'Orió. Els 700 anys-llum que ens en separen han generat un cert debat, encara que és poc probable que haja esclatat ja com una supernova.
Aleshores, per què aquesta percepció tan estesa? Perquè és ben certa per a estrelles llunyanes en la nostra galàxia o les que observem en galàxies veïnes. Les primeres es poden trobar a distàncies d'entre milers i una o dues desenes de milers d'anys-llum. Per altra banda, la llum que ens arriba de la galàxia d'Andròmeda –la galàxia més propera– triga dos milions d'anys en arribar a la Terra. Aquest temps sí és suficient per a que moltes de les estrelles gegants que hi resolem hagen deixat d'existir.
Perdem el cel
Si ens limitem a les estrelles que podem veure des d'una ciutat o rodalies cada vegada més àmplies, contaminades lumínicament, l'afirmació deixa de ser estrictament certa. El motiu és que les estrelles que veiem al cel són, principalment i necessària, properes. Ara, però, aquella visió de les nits de principis dels anys noranta, del poble estant, en què fins i tot s'hi apreciava la llum difosa de la Via Làctia corrent paral·lela a la constel·lació del Cigne i, al Sud, tocar l'Escorpí i Sagitari, on hi ha el centre de la Galàxia, és impossible. Per si això no fora suficient, els satèl·lits enviats per empreses privades propietat de diferents il·luminats, per tal de fer negoci, embruten el cel de manera massa evident. No només perdem boscos i espais naturals al nostre planeta; també ens privem de la bellesa del cel fins oblidar-la i, en molts casos, no trobar-la a faltar.
