Henrietta Swan Leavitt: las estrellas variables que permitieron medir el universo
Una tabla de 1912 reunió los períodos y el brillo de 25 estrellas. Leavitt encontró una relación que, una vez calibrada, permitiría medir distancias mucho más allá de la Vía Láctea.
La estrella identificada con el número 1505 tardaba 1,25336 días en completar su ciclo de brillo. La 823 necesitaba 31,94 días. La 821, 127. Henrietta Swan Leavitt colocó estos datos en una tabla de 25 estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes. Al ordenarlas por la duración de sus ciclos, apareció una relación: las variables de período más largo eran también las más brillantes.
La tabla se publicó el 3 de marzo de 1912 en la Circular 173 del Observatorio del Harvard College. Ocupaba parte de un documento de tres páginas. Su importancia estaba en conectar algo que podía medirse desde la Tierra, el tiempo que una estrella tardaba en variar, con la cantidad de luz que emitía.
El cielo de Arequipa en placas de vidrio
Leavitt había estudiado en la institución que se convertiría en Radcliffe College y comenzó a trabajar de forma voluntaria en el observatorio de Harvard en 1893. Allí se reunía un archivo de fotografías astronómicas para medir posiciones y brillos estelares. Parte del material procedía de la estación de Harvard en Arequipa, Perú, desde donde se fotografiaba el cielo austral.
Una placa aislada mostraba el estado de las estrellas durante una exposición. Al compararla con fotografías de otras fechas podían reconocerse objetos que habían cambiado de brillo. Leavitt debía identificarlos, medirlos y reconstruir su variación a lo largo del tiempo.
La tarea exigía trabajar entre numerosas imágenes estelares débiles y próximas entre sí. El texto de 1912 explica algunas dificultades: hacían falta exposiciones largas y no siempre había suficientes fotografías para seguir ciclos breves. El resultado dependía tanto de reunir observaciones como de decidir cuáles permitían reconocer una repetición.
Qué contiene realmente la tabla de 1912
El artículo daba para cada estrella su número de catálogo, el brillo máximo y mínimo, una fecha de referencia y el período expresado en días. Esta selección de tres filas conserva los valores originales:
| Número Harvard | Período, en días | Magnitud en el máximo | Magnitud en el mínimo |
|---|---|---|---|
| 1505 | 1,25336 | 14,8 | 16,1 |
| 823 | 31,94 | 12,2 | 14,1 |
| 821 | 127,0 | 11,2 | 12,1 |
La escala de magnitudes funciona en sentido inverso: un número menor corresponde a mayor brillo. Así, en esta tabla la estrella 821 alcanza un máximo más brillante que la 1505. Los valores pertenecen a las mediciones y a la escala empleadas en aquel trabajo; no son una actualización moderna del catálogo.
Las tres filas permiten ver la tendencia, pero la conclusión se apoyaba en el conjunto. Leavitt representó los máximos y mínimos frente al período en una primera gráfica. En la segunda utilizó el logaritmo del período: los puntos podían aproximarse mediante dos líneas rectas, una para cada serie de brillos.
El documento también registraba las desviaciones de cada estrella respecto de esas líneas. No escondía las diferencias para producir una regla perfecta. La propia autora planteaba que una mejora de la escala de magnitudes podía reducir parte de ellas.
Por qué eligió estrellas de una misma nube
Un punto luminoso puede verse débil porque emite poca luz o porque está muy lejos. Esa ambigüedad dificulta deducir distancias a partir del brillo observado. La elección de la Pequeña Nube de Magallanes permitió a Leavitt controlar parte del problema.
Las estrellas de la muestra podían considerarse aproximadamente a una misma distancia de la Tierra. Por eso, sus diferencias de brillo aparente reflejaban sobre todo diferencias en la luz que realmente emitían. Si las más luminosas repetían su ciclo más lentamente, el período podía servir como indicador de luminosidad.
Esta es la base de la relación período-luminosidad, conocida también como ley de Leavitt. No significa que cualquier estrella variable sirva de la misma manera. La aplicación exige identificar el tipo adecuado de variable y emplear una calibración correspondiente; las cefeidas se convirtieron en una herramienta central de este trabajo.
La distancia que aún faltaba medir
La relación establecida en 1912 necesitaba un punto de referencia para proporcionar distancias absolutas. Había que conocer por otro método la distancia de estrellas comparables y calibrar cuánto emitían. El último tramo de la circular ya pedía medir paralajes de variables de este tipo.
Una vez calibrada la relación, el procedimiento consiste en medir el período de una cefeida, estimar su luminosidad y compararla con el brillo recibido. A mayor distancia llega menos luz. En el caso ideal de dos estrellas de igual luminosidad y sin absorción intermedia, si una se encuentra al doble de distancia, recibimos una cuarta parte de su luz. Es una explicación del principio físico, no un cálculo publicado por Leavitt para aquellas tres estrellas.
Las primeras calibraciones fueron revisadas posteriormente. La utilidad del hallazgo no dependía de que la escala inicial quedara fijada para siempre: permitía construir una medida que otros astrónomos podían comprobar y mejorar.
De las 25 variables a Andrómeda
Harlow Shapley utilizó la relación para estudiar la escala de la Vía Láctea. Después, Edwin Hubble identificó una cefeida en Andrómeda en 1923. La aplicación de la relación calibrada situó aquel sistema a una distancia demasiado grande para pertenecer a nuestra galaxia. La observación ayudó a establecer que la llamada nebulosa de Andrómeda era otra galaxia.
Leavitt había muerto el 12 de diciembre de 1921. No llegó a ver ese resultado. Su aportación, sin embargo, puede localizarse sin ambigüedad en el documento de 1912: la primera página atribuye el trabajo a «Miss Leavitt», aunque la circular termina con la firma del director Edward C. Pickering. Entre ambas páginas están la tabla y las gráficas que hicieron posible convertir un ciclo de luz en una medida de distancia.
Fuentes y documentos
- Henrietta S. Leavitt, Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud, Harvard College Observatory Circular 173, 3 de marzo de 1912, pp. 1–3. Fuente primaria de la tabla, las gráficas y la interpretación.
- Harvard Plate Stacks, Henrietta Swan Leavitt. Trayectoria y archivo de cuadernos y correspondencia.
- J. J. O’Connor y E. F. Robertson, Universidad de St Andrews, Henrietta Swan Leavitt, 2017. Trabajo con placas y desarrollo histórico de la calibración.
- NASA, Andromeda Nebula Lies Outside Milky Way Galaxy. Explicación de la escala de distancias y sus primeras calibraciones.
- NASA, NASA Celebrates Edwin Hubble’s Discovery of a New Universe, 15 de enero de 2025. La cefeida V1 y las observaciones de Andrómeda.
Sobre Duber Rodríguez
Fundador y responsable editorial de Datos Históricos. Coordina la selección de temas, el contraste de fuentes, la redacción y la revisión final de las publicaciones.
