Presentación sobre a astrónoma Henrietta Leavitt, do grupo das "calculadoras de Harvard".

1. As calculadoras de Harvard
Henrietta Leavitt

2. Outra das grandes científicas do grupo
de Harvard foi Henrietta Leavitt, a quen
lle debemos as bases para o cálculo de
distancias no universo.
Naceu o 4 de xullo de 1868 en Lancaster,
Massachusetts (EEUU) no seo dunha
familia puritana -o seu pai era ministro
da Igrexa Congregacional- e estudou no
Radcliffe College, centro para mulleres
paralelo á Universidade de Harvard. O
currículo era moi diverso: sábese que
estudou grego, belas artes e xeometría e
que non foi até o cuarto curso que tivo
unha materia de astronomía. Esta
ciencia picou a súa curiosidade e máis
adiante, rematada a universidade,
matriculouse nun curso de posgrao
nesta área.
Rematada a súa formación, Henrietta
Leavitt empezou a traballar no
observatorio de Harvard, inicialmente
sen soldo.
Henrietta Leavitt (1868-1921)

3. Método de Eratóstenes (276-194 a.n.e.) para o cálculo do tamaño da Terra.
Imaxe: CMG Lee, CC-BY SA 4.0 [Wikipedia]

4. O procedemento máis
efectivo para a
medición das
distancias ás estrelas
que tiñamos no século
XIX baseábase na
paralaxe. A paralaxe é a
diferenza da posición
dun obxecto próximo
ao velo dende dúas
posición diferentes.
Imaxe: adaptado de Justin Wick, CC-BY SA 3.0 [Wikipedia]

5. Cun obxecto próximo é posíbel
determinar a posición dende dous
puntos diferentes da Terra ao
mesmo tempo. Por exemplo, a Lúa.
Á dereita temos dúas imaxes
tomadas o mesmo día (23 de maio
de 2007) á mesma hora dende
Selsey (GB) e Atenas (Grecia). Como
se pode ver, a Lúa ocupa posicións
distintas respecto do ceo de fondo
(compárese co punto luminoso, a
estrela Regulus de Leo). Podemos
estimar o “desprazamento” da Lúa
e a partir diso obter un valor para a
distancia da Terra á Lúa.
Imaxes: Ernie Wright. Sitio web:
http://www.etwright.org/astro/moonpar.html

6. Baseándose na idea de paralaxe, Edmond Halley propuxo xa en 1691 un método
para determinar a distancia da Terra ao Sol con precisión, aproveitando os
tránsitos de Venus que terían lugar en 1761 e 1769 (el morreu antes, en 1742).
Imaxe: Exploratorium de San Francisco.
Sitio web: https://www.exploratorium.edu/venus/question4.html

7. Imaxe: CESAR. Sitio web: https://www.cosmos.esa.int/web/cesar/venus-transit

8. Para obxectos non tan próximos o ángulo
medido é moi pequeno ou directamente
non se pode detectar: para aprecialo
precisaríamos tomar medida dende dous
puntos extremadamente afastados, o cal
non é posíbel dentro da Terra... a non ser
que nos aproveitemos do movemento de
translación. En vez de medir “ao mesmo
tempo”, podemos tomar medidas en
momentos diferentes do ano ao longo
dos cales a Terra se desprazou millóns de
quilómetros.

9. A estrela máis próxima, Alfa Centauri, ten
unha paralaxe de 0,76 segundos de arco. É
o tamaño aproximado dunha moeda de 1
euro vista a 6 quilómetros de distancia. Isto
dá idea da limitación que segue tendo esta
adaptación do método.
En conclusión, no XIX só coñecíamos a
distancia a un número pequeno de
estrelas.
*De aquí xorde o concepto de pársec, a
distancia para a cal a paralaxe é de 1
segundo de arco (1 pársec = 3,259 anos-luz).
Imaxe: adaptado de Srain [Wikipedia]. Dominio público.

10. Henrietta Leavitt dedicouse durante
anos ao estudo fotométrico da
inxente cantidade de placas
fotográficas do observatorio de
Harvard. Debía determinar o brillo
intrínseco das estrelas a partir da
“pegada” que deixaban na emulsión
fotográfica. Certo que canto maior é o
brillo maior será a “mancha” que
deixa a estrela na placa, mais esa
relación non é trivial, pois unha estrela
o dobre de brillante non deixa un sinal
o dobre de grande, e ademais a
emulsión fotográfica era máis
sensíbel á cor azul co cal “favorecía”
esas longuras de onda. O
procedemento esixía a medición moi
precisa dun grupo de estrelas que
logo puideran ser tomadas como
padrón para todas as demais. Galaxia de Andrómeda. Colección de
placas da Universidade de Harvard.

11. Pickering asignoulle logo outra tarefa: o estudo das estrelas variábeis, estrelas
cuxa luminosidade non é constante senón que unhas veces as vemos máis
brillantes e outras menos, cun período de variación extremadamente regular.
Hoxe sabemos que esa variación se relaciona con cambios no tamaño da estrela,
que se contrae e expande oscilando entre un tamaño máximo e un tamaño
mínimo, e consecuentemente entre un brillo mínimo e un brillo máximo (o brillo
da estrela é máximo cando o seu radio é mínimo, e ao revés).
Henrietta analizou as estrelas variábeis nas Nubes de Magallanes (a partir de
placas tomadas en Perú) e fixo unha suposición intelixente: asumiu que esas
estrelas debían estar a unha distancia parecida á Terra, polo cal as súas variacións
de brillo tiñan que estar motivadas polos seus diferentes brillos intrínsecos.
Imaxe: Margaret
Harwood
American
Institute of
Physics, Emilio
Segrè Visual
Archives.
Dominio
Público.

12. Nos Anais do Observatorio de 1908
publicou un artigo cheo de táboas de
datos, 1777 variables in the Magellanic
Clouds. Case ao final, unha frase
empezaba a cambiar a historia: “It is
worthy of notice that in table VI the
brighter variables have the longer
periods”. Chama a atencion que as
variábeis máis brillantes teñen os
períodos máis longos.

13. Seguiu traballando nesa liña e catro anos
despois confirmou as súas hipóteses iniciais
nunha circular de tres páxinas –a número 173–
publicada polo Observatorio de Harvard.
Henrietta constatou como as estrelas máis
brillantes “variaban” máis lentamente e que as
menos brillantes tiñan períodos de variación
de brillo máis curtos.
O que rexistran as placas é o brillo aparente da
estrela e iso depende da luminosidade ou
enerxía que emite, unha característica propia
da estrela, mais tamén da distancia a que se
atopa. A experiencia cotiá dinos que as cousas
brillan máis cando as temos máis perto: a
cantidade de luz que recibimos ten que ver
coa distancia á que estamos do foco e iso vale
tanto para un farol como para unha estrela.

14. A luz propágase coma unha onda que vai medrando e medrando igual que as
ondas nun estanque cando tiramos unha pedra, só que nas tres dimensións, en
forma de esfera. Unha esfera que incha e incha e en cuxa superficie, maior a cada
paso, debe repartirse a luz. Ao tratarse dunha esfera, a superficie vai co cadrado
do radio: se dobramos a distancia, a superficie multiplícase por catro; se
multiplicamos por tres, por nove, e así sucesivamente. Iso supón que canto máis
separados estamos do foco menos luz temos nun punto calquera. Por iso o Sol
que tan ben nos ilumina a nós na Terra produce unha luz máis ben morna aló en
Plutón, onde o mediodía se parece como moito ao noso solpor.

15. A luminosidade depende da distancia, mais o
período de pulsación non, é unha
característica propia da estrela. Entón, se
unha estrela variábel ten un período máis
longo ca outra é porque en efecto “brilla
máis”, aló onde estea. A partir diso
poderemos elaborar unha regra que conecte
luminosidades e períodos.
En resumo, se dúas estrelas teñen períodos
parecidos, o seu brillo debe ser o mesmo. Se
non o é, a causa de que vexamos que unha
brilla máis e a outra menos ten que ser a súa
diferente distancia a nós: a que está máis
lonxe é a que menos brilla e a outra estará
máis perto. E se coñecemos con certa
precisión a distancia a que está algunha
delas, por comparación cos brillos das outras
con esa poderemos incluso facer estimacións
da distancia a que están esoutras estrelas.
Imaxe: Nubes de Magallanes. S. Brunier / ESO

16. A vida de Henrietta Swan
Leavitt estivo marcada pola súa
fráxil saúde, que con suma
frecuencia a obrigou a afastarse
da actividade científica.
Morreu dun cancro o 12 de
decembro de 1921. Os seus
restos repousan na parcela da
familia Leavitt no cemiterio de
Cambridge, Massachusetts.
Imaxe: Annie Jump Cannon
e Henrietta Leavitt en 1913.
Harvard University Library.
Dominio público.

17. Imaxe: adaptado de Heavens Above

18. Imaxe: adaptado de Heavens Above

19. Mirando con prismáticos
enriba de Mirach...
Imaxe: Stellarium.

20. Galaxia de
Andrómeda
con prismáticos
Imaxe: Stellarium.

21. A relación entre brillo e distancia descuberta
por Henrietta Leavitt serviulle a Edwin Hubble
en 1924 para medir canto de lonxe estaba a
galaxia de Andrómeda. “You will be interested
to hear that I have found a Cepheid variable in
the Andromeda Nebula”, escribiulle por carta a
Harlow Shapley, nesa altura director do
observatorio de Harvard e que non cría na
existencia de máis galaxias que a Vía Láctea no
Universo. Os cálculos de Hubble apuntaban a
que Andrómeda estaba a polo menos un
millón de anos luz e iso significaba que estaba
fóra da Vía Láctea. No universo xa había, como
mínimo, dúas galaxias, e quizais moitas outras
das nebulosas que se ven no ceo tamén o
fosen.
En 1924 o universo empezou a medrar
espectacularmente para nós. Edwin Hubble
Missouri, 1889 – California, 1953

22. A galaxia de Andrómeda, a máis próxima á Vía Láctea, está a 2,5 millóns
de anos luz de distancia. Hai 2,5 millóns de anos vivían en África os
machos e femias de Australopithecus.
Imaxe: Adam Evans

23. Campo
Profundo
extremo do
Hubble, 2012.
5500
galaxias en
2,3x2
minutos de
arco. NASA.
Dominio
público.

24. Campo
Profundo
extremo do
Hubble, 2012.
5500
galaxias en
2,3x2
minutos de
arco. NASA.
Dominio
público.

25. A galaxia máis distante coñecida é GN-z11 (na constelación da Osa Maior).
Vémola como era hai 13400 millóns de anos, apenas 400 millóns de anos
despois do Big Bang.