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Astronomía y Cosmología
Una lista de documentos en este Archivo que tratan sobre astronomía y afirmaciones creacionistas de que el universo es joven.

Esquema

0) Introducción

a) Propósito de este FAQ

Un argumento frecuentemente utilizado para sostener que el universo es mucho más antiguo de lo que proponen los creacionistas de la Tierra joven (YEC) es el hecho de que podemos observar objetos astronómicos que se encuentran a miles de millones de años luz de distancia (un año luz es la distancia que recorre la luz en un año, aproximadamente 9.5 × 1012 kilómetros). Obviamente (bueno, quizás no tan obvio - véase sección 5), la luz de estos objetos necesitó miles de millones de años para llegar hasta nosotros, y por lo tanto el universo debe tener miles de millones de años.

Pero muchas personas no saben cómo se miden las distancias a objetos astronómicos y piensan que puede haber algo incorrecto con los métodos de los científicos, que quizás todos los objetos que vemos en el cielo no están más lejos que unos mil años luz, y por lo tanto los YEC podrían tener razón de todos modos.

Por lo tanto, en este FAQ, intentaré explicar los métodos que se utilizan en astronomía y responderé algunas de las objeciones estándar planteadas por los YEC. Me centraré en los métodos más conocidos y utilizados; más información puede encontrarse, por ejemplo, en Astronomía estelar y Las ABC's de las distancias.

b) Esquema general

Para medir distancias a objetos astronómicos, se utiliza un tipo de "escalera" de diferentes métodos; cada método solo llega a una distancia limitada, y cada método que llega a una distancia mayor se basa (en general, aunque no siempre) en los datos del(s) método(s) anterior(es). El punto de partida es conocer la distancia desde la Tierra hasta nuestro Sol; esta distancia se llama una unidad astronómica (UA) y es aproximadamente 150 millones de kilómetros. Creo que incluso los YECs están de acuerdo con este número, por lo que no discuto aquí de dónde se obtiene. (¿Necesito mencionar que también hay que aceptar el modelo heliocéntrico?)

El siguiente paso en la escalera consiste en métodos geométricos simples; con ellos, se puede llegar a unas pocas cientos de años luz (pero métodos similares pueden utilizarse en escalas más grandes). Esto se cubre en la sección 1.

Utilizando los datos adquiridos mediante estos métodos geométricos y añadiendo la fotometría y la espectroscopía, se llega al siguiente paso en la escalera. La herramienta principal en estos métodos espectroscópicos es el llamado "diagrama de Hertzsprung-Russell"; esto se explicará en la sección 2.

Para distancias aún mayores en el cosmos, se necesita un elemento adicional: las llamadas "velas estándar". Qué son y cómo se utilizan se explicará en la sección 3.

En la sección 4 explicaré el corrimiento al rojo cosmológico y la relación de Hubble, que se utilizan para distancias realmente grandes (varios cientos de millones de años luz o incluso varios miles de millones de años luz).

Sección 5 aborda algunas objeciones estándar de los YECs; proporciono referencias que las refutan.

Finalmente, en la sección 6 doy un breve resumen.

1) Geometría

a) Introducción

La distancia a las estrellas cercanas puede determinarse por sus llamados paralajes.

Para ver de qué se trata, sostenga un dedo hacia arriba frente a su nariz, a unos pocos centímetros de distancia, y mírelo primero solo con el ojo izquierdo cerrado, y luego con el ojo derecho cerrado. Si compara su posición con algunos objetos de fondo, notará que aparentemente el dedo se mueve cuando cambia de un ojo al otro. La explicación es obvia: sus ojos no están en el mismo lugar, y por lo tanto tienen una línea de visión diferente hacia el dedo; tienen que mirar desde un ángulo diferente para ver el dedo.

Los ángulos bajo los cuales tienes que mirar obviamente dependen de la distancia del dedo a tu nariz. Lo que es más importante: la diferencia en los ángulos depende de la distancia; disminuye cuando la distancia aumenta. Por lo tanto, la diferencia en los ángulos puede usarse para medir la distancia (si se conoce la relación entre estas dos cosas, que es simple trigonometría). Y exactamente esta diferencia en los ángulos se llama paralaje. La distancia entre tus ojos se llama base; cuanto mayor es la base, mayor es el paralaje, para la misma distancia del objeto observado a la base.

Las estrellas están muy distantes de nosotros; su paralaje es tan pequeño que la línea base corta desde un ojo al otro es obviamente demasiado pequeña. Pero disponemos de una línea base bastante grande para medir las distancias a las estrellas: el diámetro de la órbita de la Tierra. Simplemente observe dónde (a qué ángulo) se encuentra una estrella en el cielo en verano, y luego observe nuevamente dónde (a qué ángulo) se encuentra la misma estrella en el cielo en invierno, determine la diferencia en los ángulos y tendrá el paralaje para esta estrella - y conociendo esto y la longitud de su línea base (2 UA = 300 millones de kilómetros), puede calcular la distancia a la estrella. La siguiente imagen debería ilustrar esto:

Illustration of a parallax. The distance to the star measured in parsecs is two divided by difference between two measurements of the angle to the star measured six months apart.

Una palabra que a menudo se encuentra en este contexto es el parsec (abreviatura de "segundo de paralaje"); esta es la distancia de una estrella que tendría un paralaje de dos segundos de arco, o, equivalentemente, la distancia desde nuestro sol a la cual el ángulo entre la tierra y el sol (1 UA) sería un segundo de arco (un segundo de arco es la 60ava parte de un minuto de arco, y un minuto de arco es la 60ava parte de un grado). Esta unidad es útil porque para grandes distancias (pequeños paralajes), la distancia es inversamente proporcional al paralaje; por lo tanto, una estrella con un paralaje de x segundos de arco está a 2/x parsecs de distancia. Como usted puede calcular por sí mismo, un parsec es aproximadamente 206,000 UA, o 3.09 × 1013 kilómetros, o 3.26 años luz.

Desafortunadamente, hay un punto adicional posible de confusión: en astronomía, "paralaje" suele significar el llamado paralaje anual, que es la diferencia en los ángulos de una estrella vista desde la Tierra y desde el Sol, no la diferencia en los ángulos de una estrella vista desde la Tierra en verano e invierno. Este paralaje anual (llamémosle p) es simplemente la mitad del paralaje x introducido anteriormente, y por lo tanto la distancia de una estrella (en parsec) se da entonces simplemente por 1/p (donde p se mide en segundos de arco).

Para obtener una idea de este método, podría intentar experimentar en el Laboratorio de paralaje.

b) Mediciones

Todas las estrellas de nuestro vecindario están más lejos que un parsec; y por lo tanto, sus paralajes son menores de un segundo de arco. Para medir tales ángulos pequeños, se necesitan instrumentos de gran precisión.

El primero que fue capaz de medir el paralaje de una estrella (61 Cygni) fue el astrónomo y matemático Wilhelm Bessel en 1838, en el Observatorio de Königsberg. Obtuvo el valor de 0,314 segundos de arco (el valor moderno es de 0,292 segundos de arco, y ambos son paralajes anuales), lo que corresponde a una distancia de un poco más de 10 años luz.

Debe notarse aquí que incluso con la precisión disponible en aquel entonces, que permitía medir distancias solo hasta alrededor de 10 años luz, ya era posible demostrar que la mayoría de las estrellas deberían estar mucho más lejos: midiendo las distancias de tantas estrellas cercanas como sea posible, se puede obtener un valor para la densidad promedio de estrellas (la cantidad promedio de estrellas por año luz cúbico), y luego un simple conteo de las estrellas visibles y dividir esto por la densidad promedio proporciona un límite inferior para el tamaño del universo. Obviamente, esto asume que la densidad de estrellas es más o menos la misma en todas las regiones donde podemos ver estrellas, pero simplemente comparando las distancias angulares de las estrellas en el cielo, es claro que esta suposición parece estar justificada. Pero incluso si se utilizara una densidad de estrellas mucho mayor, esto aún implicaría un universo muy grande, debido al gran número de estrellas que se pueden observar con telescopios.

En las décadas posteriores a las mediciones de Bessel, la precisión de las mediciones ha aumentado considerablemente, pero siempre existió el problema de la atmósfera de la Tierra, que causa errores en las mediciones de posición (por ejemplo, debido a fluctuaciones de densidad que difuminan las imágenes). Debido a esto, en 1989 se lanzó el satélite HIPPARCOS. Midió las posiciones, paralajes y otros parámetros de casi 120.000 estrellas cercanas. La precisión media lograda en la medición de los paralajes fue de 0,97 milisegundos de arco (un milisegundo de arco es una milésima de un segundo de arco). En el catálogo HIPPARCOS, que fue compilado a partir de los datos medidos, se pueden encontrar miles de estrellas con paralajes menores a 2 milisegundos de arco, lo que significa que están a más de 500 parsecs (1.630 años luz) de distancia.

Otro satélite, llamado GAIA, será lanzado en 2010. Será capaz de medir estrellas aún más distantes, hasta 10 kilopársecs (10.000 pársecs o 32.600 años luz).

Si se utilizan ondas de radio en lugar de luz visible, se pueden medir paralajes aún más pequeños, incluso desde la Tierra, sin necesidad de satélites. El método utilizado allí se llama Interferometría de Línea de Base Muy Larga: dos radiotelescopios con una gran distancia entre ellos (generalmente en lados opuestos de la Tierra) se acoplan de manera que mejora enormemente la medición de ángulos; la precisión es del orden de 100 microarcosegundos (un microarcosegundo es una millonésima de un arcosegundo). Con este método, se midieron distancias a púlsares (estrellas compuestas principalmente de neutrones que emiten pulsos de radio regularmente) (Brisken et al. 2002); la distancia más grande encontrada allí fue de aproximadamente 2.300 parsecs (8.000 años luz). Esto por sí solo ya muestra que el universo es más antiguo que 6.000 años.

c) Otros métodos geométricos

Métodos geométricos similares pueden utilizarse para objetos que se encuentran incluso a miles de millones de años luz de distancia (por ejemplo, galaxias y cuásares). En estos casos, se debe conocer el tamaño de un objeto, luego se miden los ángulos bajo los cuales se observan los dos lados del objeto, y a partir de la diferencia entre los ángulos, se obtiene la distancia. El único problema restante es conocer el tamaño del objeto.

Un método para obtener el tamaño es identificar el tipo de objeto (estrella, galaxia, disco de polvo o nube, etc.), medir tantos de sus parámetros como sea posible (luminosidad, masa, distancia angular a otros objetos, etc.), basándose en estos datos, intentar modelarlo y extraer el tamaño del modelo. Este método se utilizó para determinar la distancia a la galaxia NGC 4258 (Herrnstein et al. 1999). Los objetos modelados y observados en este caso son nubes de agua orbitando el núcleo de esta galaxia que emiten radiación de microondas característica. La observación muestra que la frecuencia de esta radiación cambia periódicamente con el tiempo (debido al efecto Doppler: un desplazamiento en las longitudes de onda de la luz emitida que es proporcional a la velocidad con la que se mueven). La dependencia observada de las velocidades en el tiempo permite determinar las órbitas exactas, incluyendo la distancia de las nubes de agua al centro de su órbita y, por lo tanto, el tamaño absoluto del objeto observado. El resultado fue que NGC 4258 está a unos 7,2 millones de parsecs (unos 23,5 millones de años luz) de distancia de nosotros, con una incertidumbre de solo alrededor del 5%.

Con métodos algo similares, se determinó la distancia al centro de nuestra propia galaxia: la órbita de una única estrella que orbita el agujero negro central de nuestra galaxia fue modelada utilizando varias mediciones de gran precisión. Este cálculo arrojó la distancia al centro galáctico: 8 kiloparsecs (aproximadamente 26.000 años luz), en excelente acuerdo con otras determinaciones de esta distancia (Eisenhauer 2003).

Otro método es utilizar la velocidad de la luz. Un buen ejemplo aquí es la explosión de supernova SN1987A, que ocurrió en 1987 en la Nube Magallánica Grande, la segunda galaxia más cercana a nuestra propia galaxia, la Vía Láctea (para más información sobre supernovas, vea la sección 3b y los enlaces allí contenidos). Antes de la explosión, la estrella ya estaba rodeada por un anillo de polvo. Este anillo comenzó a brillar aproximadamente un año después de la explosión de la supernova, cuando la luz de la explosión lo alcanzó. Por lo tanto, sabemos que el diámetro del anillo es de aproximadamente dos años luz, y al medir su diámetro angular en el cielo, se determinó que la distancia a la supernova era de aproximadamente 169.000 años luz. Esto concuerda bien con otras determinaciones de distancia a la Nube Magallánica Grande (Panagia et al. 1991; para una explicación más detallada, véase también El Filtro de la Verdad Creacionista de Greene).

Un método adicional consiste en medir el movimiento de partes del objeto (cómo cambian con rapidez los ángulos hacia estas partes) y comparar esto con las velocidades medidas por el efecto Doppler. Este método se utilizó para determinar la distancia al cuásar 3C 279 (Homan 2000); resultó estar entre 1,5 y 2,3 gigaparsecs de distancia. Un gigaparsec es mil millones de parsecs, por lo que esa distancia corresponde a aproximadamente 6 mil millones de años luz. El problema con este método es que se necesitan conocer parámetros adicionales, por ejemplo el ángulo del movimiento respecto a la línea de visión, para obtener una respuesta significativa.

2) Método espectroscópico

a) Fotometría y espectroscopia estelar

Para estrellas tan lejanas que sus paralajes aún no son medibles, principalmente se utiliza la fotometría, es decir, mediciones de su brillo. Sabemos por la física que el brillo disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia (doble la distancia de un objeto y su brillo se reducirá a una cuarta parte); esta conexión entre brillo y distancia se conoce como la ley del inverso del cuadrado. Debe modificarse ligeramente si se tiene en cuenta la Relatividad General y la expansión del universo, pero estos cambios son irrelevantes para todas las estrellas de nuestra galaxia y en otras galaxias cercanas.

Usando esta ley, si conocemos el brillo de una estrella a una distancia de referencia fija, y comparamos esto con el brillo medido, podemos decir a qué distancia se encuentra la estrella. La distancia de referencia estándar utilizada en astronomía es de 10 parsecs; el brillo que tendría una estrella a esta distancia de nosotros se llama brillo absoluto de la estrella. Su brillo real, que podemos observar en la Tierra, se llama brillo aparente.

Por lo tanto, el único problema restante es: ¿cómo podemos conocer el brillo absoluto de una estrella sin conocer previamente su distancia real? La solución a este problema proviene de la espectroscopia y del análisis de los espectros de las estrellas cercanas, para las cuales conocemos las distancias gracias a sus paralajes.

Si se observa el espectro de una estrella (se divide la luz recibida de ella y se examina cada longitud de onda (cada color) por separado, por ejemplo, utilizando un prisma), se ven líneas oscuras en algunas longitudes de onda (algunos colores): hay mucha menos luz emitida en estas longitudes de onda que en las demás. La explicación estándar para esto es que los átomos en la atmósfera de la estrella absorben parte de la luz que se emite, y cada elemento absorbe solo algunas longitudes de onda distintas y características de la luz. Si los átomos están excitados, emiten estas mismas longitudes de onda; por lo tanto, se puede determinar con precisión a qué líneas espectrales pertenecen a qué elemento. Estos son fenómenos bien conocidos, estudiados por Bunsen y Kirchhoff ya en el siglo XIX. Algunas imágenes interesantes de líneas de emisión de los elementos y una explicación adicional se pueden encontrar en Espectros de Descargas Gaseosas.

Por lo tanto, al observar las líneas oscuras en los espectros estelares, podemos determinar qué elementos hay en su atmósfera. El punto crucial ahora es que todas las estrellas pueden agruparse en clases, llamadas clases espectrales, donde cada clase tiene un patrón distintivo de líneas oscuras en los espectros, y por lo tanto, una abundancia distintiva de elementos en su atmósfera. Estas clases espectrales se etiquetan con letras mayúsculas: O, B, A, F, G, K, M (y otras; una buena manera de recordarlas es la frase "Oh, be a fine girl/guy, kiss me"). En Secuencia Espectral de Estrellas se pueden encontrar algunos ejemplos de espectros estelares para cada clase.

Si se examinan las estrellas en las clases con más detalle, se observa que cada clase espectral está asociada con un color determinado de las estrellas, y sabemos por la teoría de la radiación que el color depende de la temperatura superficial de la estrella (esto no es cierto solo para las estrellas, sino también en la vida cotidiana: si se calienta el hierro, por ejemplo, primero brilla en rojo, luego en amarillo, y si se calienta aún más, brilla en blanco). La temperatura es más alta para las estrellas de la clase espectral O y disminuye hasta la clase M; nuestro propio sol, que está en la clase G, tiene una temperatura superficial de 5.780 Kelvin (esto corresponde aproximadamente a 5.510 grados Celsius o 9.950 grados Fahrenheit). El color es blanco en la clase O y pasa por azul y verde hasta el amarillo (clase G, nuestro sol) y luego a naranja y finalmente rojo (clase M).

b) El diagrama Hertzsprung-Russell

Después de todas estas palabras introductorias, ahora llega la parte interesante: si se trazan las estrellas para las cuales conocemos la distancia a partir de sus paralajes, y por tanto para las cuales conocemos el brillo absoluto en un diagrama, donde un eje es la clase espectral/color/temperatura, y el otro es el brillo absoluto, se obtiene (principalmente) una línea bastante estrecha. Por lo tanto, la clase espectral/color/temperatura y el brillo absoluto están fuertemente relacionados entre sí, y si se conoce la clase espectral/color/temperatura, se puede determinar fácilmente el brillo absoluto.

Un diagrama de este tipo se denomina diagrama Hertzsprung-Russell, en honor a los dos astrónomos que lo inventaron (independientemente, el primero en 1911, el segundo en 1913). La línea en la que se encuentran la mayoría de las estrellas se llama secuencia principal. Un ejemplo de un diagrama de este tipo, que fue construido utilizando datos del satélite mencionado anteriormente HIPPARCOS, puede encontrarse en esta página sobre El diagrama Hertzsprung-Russell; muchos más diagramas están disponibles en el siguiente archivo Postscript: Propiedades estadísticas: Relaciones astrofísicas. Más precisamente, lo que encontrará allí son los llamados gráficos de dos colores: el brillo de una estrella se mide a dos longitudes de onda diferentes, y lo que se grafica es la diferencia entre estos dos brillos en el eje X y uno de los dos brillos en el eje Y. Pero la teoría de la radiación nos dice que la diferencia entre los dos brillos está estrechamente relacionada con la temperatura superficial de una estrella, y por lo tanto estos diagramas son esencialmente idénticos a los diagramas Hertzsprung-Russell.

La teoría del desarrollo estelar incluso predice que si se grafica la temperatura superficial contra el brillo absoluto, se debería obtener una línea (y no una distribución aleatoria de las estrellas); las leyes de la física aseguran que existe una correlación estrecha entre la temperatura superficial y el brillo absoluto: el brillo absoluto depende de cuánta energía se produce en la estrella, esto depende de la masa de la estrella (y qué reacciones nucleares ocurren en su interior), la masa determina su volumen, el volumen determina su superficie, y la superficie, combinada con el brillo absoluto, determina la temperatura. Por lo tanto, para estrellas que tienen las mismas reacciones nucleares en su núcleo, el brillo absoluto determina de manera única la temperatura superficial, y viceversa.

Pero hay muchas estrellas que tampoco se encuentran en la secuencia principal; si se encuentran por encima de la secuencia principal, se llaman gigantes, y si se encuentran por debajo, se llaman enanas. Esto se debe a que la teoría de la radiación nos indica que si dos estrellas tienen la misma temperatura, pero una es más brillante que la otra, la más brillante debe tener una superficie mayor; es decir, es más grande. Según lo dicho anteriormente, esto debe significar que dentro de ella están ocurriendo diferentes reacciones nucleares, y de hecho, la teoría del desarrollo estelar (o evolución estelar, como a menudo se la llama, causando confusión entre los creacionistas...) predice que deberían existir estrellas con diferentes reacciones nucleares en sus núcleos.

Para explicar la secuencia principal, los gigantes y las enanas, habría que explicar toda la teoría del desarrollo estelar; esto es demasiado para incluirla aquí. La esencia es que las estrellas permanecen en la secuencia principal durante la mayor parte de su vida y "queman" hidrógeno en este tiempo ("quemar" es una palabra a menudo utilizada aquí; en realidad no es una reacción química, sino una reacción nuclear: los núcleos de hidrógeno se fusionan en núcleos de helio). Luego se convierten en gigantes, "quemando" helio y otros elementos, y al final se encogen hasta convertirse en enanas, "quemando" nada en absoluto, sino simplemente enfriándose (o, si son más grandes, explotan en gigantescas explosiones al final de su vida - estas son las supernovas). Puedes encontrar más información en el artículo Evolución y Muerte Estelar, por ejemplo.

La teoría del desarrollo estelar también predice que las estrellas más calientes (que se encuentran en la parte superior izquierda de la secuencia principal) deberían vivir mucho menos que las estrellas más frías (que se encuentran en la parte inferior derecha). Por lo tanto, al observar el diagrama H-R de un agrupamiento estelar (un grupo de estrellas que están cerca entre sí, surgieron en el mismo momento y, por lo tanto, todas tienen la misma edad) y determinar qué estrellas aún se encuentran en la secuencia principal y cuáles ya se han desplazado y se han convertido en gigantes, se puede determinar la edad del agrupamiento. En algún lugar de la parte superior izquierda, la secuencia principal ya no existe, pero las estrellas se encuentran en otra línea que va desde allí hasta la parte superior derecha. Esta irregularidad en el diagrama a menudo se llama "rodilla", y la posición de esta rodilla nos indica la edad del agrupamiento. La teoría del desarrollo estelar nos dice que tal irregularidad debería aparecer, así como qué edad implica para los agrupamientos. Las edades que se pueden derivar de esta manera no son de consuelo para los creacionistas: los agrupamientos estelares suelen tener miles de millones de años (más detalles sobre esto se pueden encontrar, por ejemplo, en la página Diagrama de Hertzsprung-Russell y Evolución Estelar).

c) Determinación de distancias usando el Diagrama H-R

¿Qué tiene que ver todo esto con la determinación de distancias? Simple: observe las estrellas en un cúmulo estelar (las estrellas en tales cúmulos están todas aproximadamente a la misma distancia de nosotros), mida sus temperaturas superficiales y brillos, y trace un diagrama Hertzsprung-Russell con estas mediciones. Obtendrá nuevamente una secuencia principal, algunas gigantes y algunas enanas - pero esta vez, no habrá ploteado sus brillos absolutos, sino sus brillos aparentes. Al comparar este nuevo diagrama con el diagrama Hertzsprung-Russell para las estrellas cercanas, verá que la relación entre el brillo aparente observado y el brillo absoluto es la misma para todo tipo de estrella - y esta relación le da entonces la distancia al cúmulo.

En esencia, el diagrama de Hertzsprung-Russell nos proporciona la información que nos faltaba: los brillos absolutos de las estrellas para las cuales solo podemos observar sus brillos aparentes. Hay algunas suposiciones que tenemos que hacer - por ejemplo, que los elementos tienen las mismas líneas espectrales "allí afuera", que el desarrollo estelar funciona como predicen nuestras teorías, y así sucesivamente, pero al final es simplemente la misma suposición utilizada en todas partes en la ciencia: que las leyes de la naturaleza funcionan de la misma manera en todas partes en el universo. Y el hecho de que cada observación de un cúmulo hasta ahora haya dado una secuencia principal, algunos gigantes y algunos enanas, en exactamente las proporciones que fueron predichas por la teoría del desarrollo estelar, da un fuerte apoyo a que esta suposición es válida.

3) Velas estándar y distancias cosmológicas

Al determinar la distancia de un objeto como un cúmulo o una galaxia utilizando el Diagrama H-R, es necesario medir el brillo de muchas estrellas, incluidas las débiles, para obtener un diagrama fiable. Desafortunadamente, las estrellas débiles no se pueden observar si el objeto observado está demasiado lejos (debido a la ley del inverso del cuadrado), por lo que hay que recurrir a otros métodos: se utilizan objetos brillantes cuyo brillo absoluto es conocido. Midiendo el brillo aparente y comparándolo con el brillo absoluto, se obtiene nuevamente la distancia.

El único problema restante es que se debe conocer el brillo absoluto del objeto observado. Afortunadamente, existen varios tipos de objetos para los cuales se puede determinar su brillo absoluto sin conocer sus distancias. Tales objetos se llaman candelas estándar; discutiré las dos más comunes en las dos siguientes subsecciones.

a) Cefeidas

Las Cefeidas son estrellas variables: cambian periódicamente su tamaño y temperatura - y por lo tanto su brillo. Cómo funciona esto en detalle puede explicarse mediante la teoría de la estructura y desarrollo estelar. Fueron nombradas en honor al primer miembro conocido de esta clase de estrellas, Delta Cephei.

Adicionalmente, se observó (de nuevo, en acuerdo con los modelos teóricos) que existe una relación entre el brillo promedio de estas estrellas pulsantes y el periodo de sus oscilaciones. Un diagrama que ilustra esta relación puede encontrarse, por ejemplo, en esta página sobre las Cefeidas y El descubrimiento de las variables Cefeidas y la relación periodo-luminosidad. Esta relación fue primero notada por Henrietta Leavitt para las Cefeidas en la Nube Magallánica Menor, una galaxia cercana a la nuestra (aproximadamente a 200,000 años luz de distancia).

Como todas las estrellas de la Nube Magallánica Pequeña están a aproximadamente la misma distancia de nosotros, la relación observada entre el brillo aparente y el período implica que existe una relación equivalente entre el brillo absoluto y el período de oscilación. Y de hecho, después de determinar los brillos absolutos de muchas Cefeidas (en la Nube Magallánica Pequeña y en otros lugares), resultó que existe tal relación universal (una composición química diferente también tiene alguna influencia en esto, pero esto generalmente puede tenerse en cuenta fácilmente).

Por lo tanto, si uno desea medir la distancia de un cúmulo o una galaxia, solo tiene que encontrar algunas Cefeidas en él (son estrellas bastante brillantes, por lo que no es demasiado difícil, siempre que la galaxia no esté demasiado lejos incluso para esto), medir sus períodos de oscilación y utilizar esta relación para determinar sus brillos absolutos. Al comparar con los brillos aparentes, se obtiene, como de costumbre, sus distancias. Si todas estas distancias coinciden entre sí (lo cual usualmente ocurre), el resultado es obviamente la distancia al cúmulo o a la galaxia en los que se encuentran.

Esto funciona para galaxias que están a unos pocos decenas de millones de años luz. Por ejemplo, la distancia a la galaxia M100 se determinó en alrededor de 56 millones de años luz.

Obviamente, el punto crucial en este método es que se debe conocer la relación entre el periodo de oscilación y el brillo absoluto con buena precisión. Para determinar esta relación, se deben medir las distancias de algunas Cefeidas cercanas con buena precisión. En épocas anteriores, esto se hacía utilizando el Diagrama H-R y técnicas similares, pero hoy en día ya disponemos de mediciones de paralajes de Cefeidas disponibles de la misión HIPPARCOS. La evaluación de estas mediciones es aún difícil, pero en general los nuevos datos tienden a coincidir con los resultados establecidos anteriormente. Para más información sobre esto, véase por ejemplo ¿Cómo se valida la regla de Cefeidas?, La Escala de Distancias de Cefeidas: Una Historia, y la sección "Medición del Universo" en la página Hipparcos localiza las estrellas.

b) Supernovas

Otro tipo de vela estándar, que es muy brillante y por lo tanto puede utilizarse para determinar las distancias a galaxias incluso a cientos de millones de años luz de distancia, son las enormes explosiones que experimentan algunas estrellas cerca del final de sus vidas, llamadas supernovas. Puedes obtener más información sobre ellas (y su mal uso por parte de los creacionistas) en esta página del archivo talk.origins: Supernovas, Restos de Supernovas y Preguntas Frecuentes sobre el Creacionismo de la Tierra Joven. Además, hay varias páginas sobre supernovas en Ask the Astronomer, por ejemplo ¿Qué sucede exactamente a una estrella a punto de explotar como supernova? y ¿Por qué proceso se convierten las supernovas en Tipo I o Tipo II ?.

Dependiendo de sus masas, las estrellas tienen diferentes destinos (tenga en cuenta que lo siguiente es un resumen muy breve y simplificado): las estrellas pequeñas, como nuestro propio sol, primero crecen más grandes (cuando todo el hidrógeno es "quemado" en sus núcleos y comienza la "quema" de helio) y se enfrían, convirtiéndose así en una enana roja. Después de que todo el helio haya sido quemado también, no les queda ninguna fuente de energía y comienzan a encogerse y enfriarse (a menudo expulsan gran parte de sus capas exteriores antes). Los resultados finales son las llamadas enanas blancas.

Las estrellas más masivas no se detienen después de la fase de gigante roja, la fusión de helio: se fusionan cada vez más elementos entre sí en sus núcleos (esto es posible porque tienen una presión y temperatura más altas en sus núcleos que las estrellas ligeras), hasta que se produce hierro. El hierro es el elemento más estable; fusionarlo consume energía en lugar de proporcionarla. Por lo tanto, después de las reacciones de fusión que dieron lugar al hierro, las estrellas no tienen ninguna fuente de energía restante y deben colapsar. Este colapso provoca que el núcleo de la estrella se convierta en una estrella de neutrones (o incluso en un agujero negro), y el material de las capas externas que cae sobre esta estrella de neutrones rebota, ayudado por la enorme cantidad de energía liberada por el colapso del núcleo. El resultado es una explosión enorme en la que todo el material de las capas externas de la estrella es expulsado. Observamos un repentino destello de brillo y luego mucho escombros en flujo (y en el caso de SN1987A, incluso algunos neutrinos). En algunos casos, la estrella de neutrones restante incluso puede ser identificada. Estas explosiones se llaman supernovas tipo II. Más información sobre ellas puede encontrarse, por ejemplo, en la página HEASARC sobre Supernovas.

Desafortunadamente, debido a que no existe una relación universal entre el brillo de las explosiones de supernovas tipo II y otros parámetros fácilmente observables, estas supernovas no son muy útiles para determinaciones de distancias cósmicas. Pero existe otro tipo de explosiones de supernovas, las llamadas supernovas tipo I. Estas solo pueden ocurrir en sistemas binarios: dos estrellas que orbitan una a la otra. Si orbitan una a la otra de cerca, una de las estrellas puede atraer gases de la otra (un proceso llamado acreción) hacia su superficie. Un caso especial ocurre ahora si la estrella que acreta el material de la otra estrella es una enana blanca: si su masa total supera un cierto límite (el límite de Chandrasekhar), comienza a colapsar. La compresión resultante conduce a una fusión explosiva de carbono, y la enorme cantidad de energía liberada de este modo desintegra toda la enana blanca. Lo que observamos aquí es un aumento repentino de brillo, seguido de un decaimiento relativamente lento (exponencial). Esto ocurre porque el brillo resulta principalmente del decaimiento radiactivo del níquel y el cobalto producidos en la explosión (sus líneas espectrales pueden observarse), y el decaimiento radiactivo disminuye exponencialmente con el tiempo.

Lo importante ahora es que existe una relación universal entre la tasa de desintegración de la luz observada y el brillo total de la explosión. Por lo tanto, al observar cuidadosamente la luz recibida de tal explosión y determinar la velocidad a la que esta luz se vuelve más tenue, se obtiene directamente el brillo absoluto de la supernova. Al comparar esto con el brillo aparente, se obtiene, como es habitual, la distancia de la supernova - y por ende de la galaxia en la que se encontraba.

Mediciones recientes de supernovas muy lejanas (Riess 1998) tuvieron fuertes implicaciones cosmológicas: mostraron que la expansión del universo (véase la siguiente sección) está acelerándose en lugar de desacelerarse, en contra de las expectativas anteriores

4) El corrimiento al rojo cosmológico

Si se examina de cerca el espectro de galaxias lejanas (al menos varios millones de años luz de distancia), se nota que las líneas espectrales bien conocidas de los elementos no aparecen en los lugares habituales, sino que están desplazadas: todas aparecen en longitudes de onda (ligeramente) mayores de lo habitual. Dado que "longitud de onda mayor" corresponde a "más rojizo" (la luz roja tiene la longitud de onda más larga de toda la luz visible), este desplazamiento se llama corrimiento al rojo. Además, el desplazamiento relativo es el mismo para todas las líneas espectrales. Este corrimiento al rojo fue observado por primera vez en 1926 por Hubble, quien también fue el primero en identificar estrellas individuales en otras galaxias (que anteriormente se creía que eran nebulosas dentro de nuestra propia galaxia). (Hubble 1926)

Tales cambios son fenómenos bien conocidos tanto para el sonido como para la luz: ocurren si el objeto que emite las ondas se mueve con respecto al observador. Esto se llama el efecto Doppler (ya fue mencionado en la sección 1c). Por lo tanto, una interpretación natural es que las galaxias se mueven con respecto a nosotros; un corrimiento al rojo implica que se alejan de nosotros (un corrimiento al azul indicaría que se acercan a nosotros; esto se puede ver, por ejemplo, en los espectros de la galaxia de Andrómeda, que se acerca a nuestra propia galaxia debido a la atracción gravitacional entre ambas galaxias). Tenga en cuenta que la explicación del corrimiento Doppler no es la que se utiliza en la cosmología moderna para el corrimiento al rojo; simplemente proporciona una imagen agradable e intuitiva de lo que está ocurriendo! Más sobre esto a continuación.

Una observación importante fue realizada por Hubble en 1929 (Hubble 1929) tras observar los corrimientos al rojo de varias galaxias: el corrimiento al rojo (y por lo tanto la velocidad con la que se alejan de nosotros, en la interpretación de Doppler) es directamente proporcional a las distancias de las galaxias a nosotros. Esto significa que se puede escribir la sencilla ecuación

v = H × d,

donde v es la velocidad con la que una galaxia se aleja de nosotros, d es su distancia y H es una constante (la misma para todas las galaxias) llamada constante de Hubble o, más correctamente, el parámetro de Hubble (porque no es realmente una constante; más sobre esto a continuación). En aquel entonces, solo estaban disponibles mediciones de distancia muy rudimentarias (Hubble utilizó Cefeidas, por ejemplo, pero la relación entre brillo y periodo no se conocía con mucha precisión en aquel entonces); con estas, Hubble obtuvo

H = 500 kilómetros/segundo/millón de parsecs.

Las mediciones modernas han demostrado que esto es demasiado grande; el valor actualmente aceptado es de alrededor de

H = 70 kilómetro/segundo/millón de parsec,

con una incertidumbre en las mediciones de menos del 10%. Este valor moderno se derivó principalmente de observaciones de Cefeidas y supernovas tipo I (Mould et al. 2000).

Por lo tanto, vemos que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de nosotros! Hoy en día, esto se explica utilizando la teoría del Big Bang, que afirma que todo el universo se expande. Intenta imaginar el universo como la superficie de un globo, con las galaxias firmemente adheridas a su superficie. Ahora, si el globo se infla, las galaxias obviamente se alejan unas de otras, y la velocidad relativa de dos galaxias es mayor si su distancia relativa es mayor. Por lo tanto, la teoría del Big Bang no dice que las galaxias se alejen unas de otras; dice que el espacio entre ellas aumenta, ¡que el propio espacio se expande! En la teoría del Big Bang, el corrimiento al rojo no se debe al efecto Doppler; ocurre porque durante esta expansión cósmica, las longitudes de onda de la luz que emite una galaxia se estiran (debido a la expansión del propio espacio). Para más información sobre estos conceptos bastante extraños, intenta leer, por ejemplo, el tutorial de cosmología de Ned Wright.

Como la analogía con el globo inflado ya sugiere, interpretar el corrimiento al rojo como debido a la expansión del espacio mismo conduce a varias desviaciones de la ley de Hubble lineal simple anterior: primero, porque el espacio es "curvado", para grandes distancias el corrimiento al rojo ya no puede ser directamente proporcional a la distancia, y segundo, porque la "tasa de inflación" del globo no es constante, H no puede ser una constante real; tiene que variar con el tiempo. Ambos estos efectos son tenidos en cuenta por la teoría del Big Bang, que se deriva de la Teoría de la Relatividad General usando algunas suposiciones sobre la naturaleza del universo, como el principio cosmológico (el universo se ve esencialmente igual en todas partes y en todas direcciones; esto es cierto de hecho si uno mira escalas realmente grandes, alrededor de 100 millones de años luz) y los tipos de materia y energía en él.

Recientemente se descubrió que la expansión del universo está acelerándose (se esperaría una desaceleración debido a la atracción gravitatoria entre todas las galaxias). Esto se interpreta como evidencia de la llamada energía oscura, que tiene la extraña propiedad de actuar en contra de la gravedad y, por lo tanto, empujar las galaxias una de la otra (Riess 1998). Ya se había propuesto algún tipo de energía oscura (una llamada constante cosmológica) por Einstein en su Teoría General de la Relatividad en la década de 1920, pero luego abandonó esta idea porque la evidencia disponible en aquel entonces parecía contradecirla. Hoy en día sabemos mejor; por ejemplo, los resultados de WMAP (que utilizó métodos totalmente diferentes de las mediciones de supernovas) respaldaron fuertemente la existencia de esta misteriosa energía oscura (y el valor del parámetro de Hubble encontrado en los estudios de supernovas).

Por lo tanto, el método para determinar la distancia de los objetos realmente lejanos es bastante sencillo: medir su desplazamiento al rojo e insertar el valor medido en una fórmula proporcionada por la teoría del Big Bang (similar a la simple ley de Hubble anterior, pero más complicada, porque hay que tener en cuenta más efectos) - esto da la distancia. Desafortunadamente, los parámetros cosmológicos que entran en esta fórmula (el parámetro de Hubble, la cantidad de materia y energía oscura en el universo, y otros) aún no se conocen con gran precisión, y por lo tanto las distancias calculadas con este método no son tan fiables como las determinadas con otros métodos (las incertidumbres pueden llegar al 20%). Pero no obstante, el método es útil para obtener una primera estimación de la distancia si uno no quiere (o no tiene el tiempo o el equipo) para utilizar una metodología más sofisticada.

Desafortunadamente, si las mediciones de distancia utilizando este método se publican en los medios populares, generalmente solo se proporciona la distancia determinada, no el corrimiento al rojo medido ni los parámetros cosmológicos utilizados; esto puede llevar al resultado de que, en diferentes lugares, se reporten distancias diferentes para el mismo objeto y el mismo estudio. Compare, por ejemplo, el artículo La luz de la galaxia empuja atrás las edades oscuras del universo con Nuevo récord para el objeto más distante del universo; ambos hablan sobre el mismo objeto y el mismo estudio, pero no obstante, el primero reporta una distancia de 15.5 mil millones de años luz, mientras que el segundo dice 13.6 mil millones de años luz.

Una complicación adicional es que no está claro qué se entiende por "distancia" aquí. A menudo, lo que se reporta no es la distancia "real", que es la que tiene la galaxia hoy en día desde nosotros, sino el tiempo que tardó la luz en viajar para llegar hasta nosotros. Otro tipo de distancia utilizada en cosmología es la llamada distancia de luminosidad, y hay varias otras más. Al leer un informe científico (popular) sobre distancias a galaxias lejanas, uno debe tener cuidado al determinar qué se entiende con "distancia" allí.

5) Objeciones estándar de los creacionistas

Esta sección está principalmente destinada a detener a aquellos creacionistas que han leído todo lo anterior y piensan que pueden refutarlo con un único argumento "ingenuo". La mayoría de estos argumentos utilizados por los creacionistas ya son bien conocidos y han sido refutados hace mucho tiempo. Proporcionar refutaciones detalladas aquí haría que este FAQ fuera demasiado largo (y este no es el propósito original de este FAQ), por lo que simplemente explico los argumentos y proporciono referencias a las refutaciones.

a) La luz fue creada en tránsito

A menudo los creacionistas aceptan que los métodos descritos anteriormente dan efectivamente resultados correctos - con la salvedad de que solo dan resultados correctos para la luz observada, y que esta luz no necesita corresponder a objetos reales en el universo! En otras palabras, dicen que quizás la luz no fue realmente emitida por objetos astronómicos reales, sino simplemente creada "en tránsito", en su camino hacia la tierra. Esto, en su opinión, es una explicación agradable para el feo hecho de que podemos ver la luz de objetos que están aparentemente a miles de millones de años luz de distancia, aunque el universo es (en su opinión) solo de 6.000 años de antigüedad. (una variación sobre esto que una vez vi es el argumentazo de que "¿Quizás podemos ver la luz antes de que llegue a nosotros?")

Obviamente, este argumento no puede ser refutado por la ciencia, pero no creo que sea necesario. Esencialmente, se trata de un argumento de "apariencia de antigüedad": el universo es muy joven, pero Dios lo diseñó de tal manera que parece muy antiguo. Esto no solo es mala ciencia, sino también mala teología: ¡hace que Dios parezca un engañador! Algunos creacionistas eluden esto argumentando que Adán y Eva fueron creados "maduros" y, por lo tanto, el universo también tuvo que ser creado "maduro", es decir, con apariencia antigua, pero creo que esta analogía no tiene ningún sentido: una mejor analogía sería que Adán y Eva hubieran sido creados no solo maduros, sino con algunas cicatrices de heridas que nunca realmente ocurrieron.

Incluso las principales organizaciones creacionistas Answers in Genesis e Institute for Creation Research han abandonado este argumento (véase la sección "¿Luz creada?" en el artículo ¿Cómo podemos ver estrellas lejanas en un universo joven?, y la sección "Conclusión" en El estado actual de la astronomía creacionista ), utilizando esencialmente el argumento que presenté aquí, pero aún así hay muchos creacionistas que piensan que este es un argumento válido.

b) Velocidad de la luz cambiante

Otro argumento que también se menciona en ¿Cómo podemos ver estrellas lejanas en un universo joven? es que quizás la velocidad de la luz ha cambiado, que fue más rápida en el pasado. Un fuerte defensor de esta tesis es Barry Setterfield. Obviamente, si la velocidad de la luz fue mucho mayor en el pasado, la luz de objetos que están a miles de millones de años luz podría haber llegado a la Tierra en solo unos pocos miles de años. Los argumentos de Setterfield se discuten (y se desmantelan por completo) en muchos artículos, incluido el artículo de Answers in Genesis mencionado anteriormente. Algunas referencias útiles son:

Una idea común es utilizar "relojes" con tasas conocidas (como púlsares, estrellas de neutrones rotantes que emiten periódicamente pulsos de radio), observar qué predice una velocidad de la luz cambiante para las observaciones de estas tasas y comparar estas predicciones con los datos reales.

c) Problemas con el corrimiento al rojo

Otro ataque estándar contra las mediciones de distancia es que nuestra interpretación de la causa del corrimiento al rojo es incorrecta (tales ataques suelen provenir de personas que piensan que los cosmólogos afirman que el corrimiento al rojo se debe al efecto Doppler; un buen ejemplo de tal absurdo es Cuanasres y el Big Bang). Los ataques prominentes contra la interpretación del corrimiento al rojo cosmológico fueron la llamada hipótesis de la "luz cansada" (la luz pierde energía en su camino hacia nosotros) y la "cuantización del corrimiento al rojo" (la afirmación de que los corrimientos al rojo son de alguna manera periódicos y ocurren solo como múltiplos de un cierto corrimiento al rojo básico; esta afirmación también fue adoptada por Setterfield).

Nuevamente, hay muchas refutaciones sobre estas ideas en la web; las dos más importantes son, en mi opinión:

Existe una pieza de evidencia adicional fuerte que demuestra que el corrimiento al rojo es realmente cosmológico y no se debe a ninguna de estas otras explicaciones. Entre los cuásares lejanos y nosotros, generalmente hay muchas nubes de gas que absorben la luz. Por lo tanto, obtenemos líneas de absorción (oscuras) en los espectros de estos cuásares. Pero como estas nubes de gas se encuentran a distancias diferentes de nosotros, la mayoría también a distancias donde el corrimiento al rojo no es despreciable, obtenemos no solo una línea de absorción, sino varias diferentes (una para cada nube de gas a cada distancia diferente y, por lo tanto, con diferente corrimiento al rojo). Por lo tanto, lo que se obtiene en el espectro generalmente es un "bosque" de muchas líneas de absorción a diferentes longitudes de onda. Como la línea de absorción que usualmente se estudia se llama la línea Lyman alpha, este fenómeno se llama el bosque Lyman alpha. Ahora, si el corrimiento al rojo es realmente cosmológico y depende de la distancia, se debería observar que todas estas líneas de absorción tienen un corrimiento al rojo menor que la línea de emisión del cuásar detrás de todas estas nubes de gas. Y eso es exactamente lo que se observa.

Aquí está un (bastante técnico) artículo que reporta las observaciones: Evidencia consistente con la interpretación cosmológica de los corrimientos al rojo de cuásares. Puede encontrar más información sobre este tema en el tablón de Bad Astronomy: Los corrimientos al rojo son cosmológicos: el Bosque de Lyman Alpha y Arp.

d) Russell Humphreys' Starlight and Time

En 2000, el Dr. Russell Humphreys publicó su libro Starlight and Time. En él, propuso una alternativa a la teoría del Big Bang: afirmó que si se utiliza la Relatividad General, pero se asume (en contraste con la teoría estándar del Big Bang) que el universo tiene un centro y un límite, se puede construir un modelo en el que el tiempo en este centro transcurre mucho más lentamente que en las regiones exteriores. Ha habido mucho debate al respecto, e incluso otros creacionistas han señalado que hay errores en su modelo (véase, por ejemplo, el comentario "Esta crítica ha llevado al personal editorial del ICC a concluir que hubo un fallo en el proceso de revisión por pares del artículo de Humphreys de 1994 [29] en el que presentó públicamente por primera vez su modelo." en El estado actual de la astronomía creacionista). No obstante, las principales organizaciones creacionistas Answers in Genesis e Institute for Creation Research todavía lo favorecen (véase ¿Cómo podemos ver estrellas lejanas en un universo joven? y El estado actual de la astronomía creacionista). La organización de Creacionistas de la Tierra Vieja (CTV) Reasons to Believe publicó la siguiente refutación al modelo de Humphreys, incluyendo sus cambios posteriores en el modelo (los cuales, por lo que sé, no llevaron a la publicación de un nuevo libro actualizado).

Un comentario más largo y bastante técnico (también de un OEC) es La luz estelar y el tiempo es el Big Bang. Contiene muchos argumentos valiosos en contra del modelo de Humphreys.

Aquí hay otra refutación bastante técnica: Errores en el modelo cosmológico de Humphreys, que incluye una réplica de Humphreys.

Más críticas al modelo de Humphreys, y sus réplicas a las mismas, pueden encontrarse en Russell Humphreys responde a varios críticos.

También interesante es el comentario de Tim Thompson en el feedback de talk.origins de abril de 2003.

e) Un debate entre Ross y Hovind

En octubre de 2000, hubo un debate entre el Dr. Hugh Ross, un creacionista de la Tierra antigua, y el YEC Kent Hovind. Puedes adquirirlo en la página de inicio de The John Ankerberg show o en Reasons to Believe. Answers in Genesis (AiG) publicó posteriormente Hugh Ross lays down the gauntlet!, en el que presentan algunos (reales) errores que Ross cometió durante el debate. Ross mencionó las mediciones de distancia geométrica a 3C 279 y NGC 4258 explicadas en la sección 1c, señalando correctamente que estas están a miles de millones y millones de años luz respectivamente, pero falsamente afirmando que estas eran mediciones de paralaje (véase la sección 1c para una explicación del método real de medición). AiG corrige a Ross (sin cometer más errores, por lo que puedo ver), pero no obstante admite que las vastas distancias en el universo son probablemente reales (su salvedad es el modelo de Humphrey, véase arriba).

f) Gentry

Un modelo adicional para un universo con un centro proviene de YEC Robert V. Gentry, quien es mejor conocido por sus afirmaciones sobre los halos de polonio. En su modelo, el universo es estático y está rodeado por una cáscara de hidrógeno. Además, utiliza una especie de energía oscura que actúa en contra de la gravedad. Existen dos artículos bastante técnicos sobre su modelo: Una Nueva Interpretación del Corrimiento al Rojo y La Verdadera Roseta Cósmica.

Una refutación técnica del modelo de Gentry es el artículo Comentarios sobre la "Nueva Interpretación del Corrimiento al Rojo". Además, existe el FAQ de talk.origins Desmintiendo la Cosmología de la "Nueva Interpretación del Corrimiento al Rojo" de Robert Gentry

6) Resumen

  • Las paralajes geométricas han sido medidas hasta distancias que ya desafían la "hipótesis del universo joven" de menos de 10.000 años. En los próximos años, con el lanzamiento de GAIA, los resultados llegarán a más de 30.000 años luz.
  • Existen mediciones geométricas de objetos que se encuentran a miles, millones e incluso miles de millones de años luz, utilizando modelos físicos razonables para los objetos observados.
  • Otros métodos se basan en un modelo bien establecido sobre qué son las estrellas y cómo cambian durante sus vidas. Al menos, los miles de millones de estrellas en nuestra galaxia, si son estrellas de hecho (en lugar de simples puntos de luz misteriosos), deben estar a muchos decenas de miles de años luz.
  • Los métodos para determinar distancias a objetos muy lejanos se basan en "velas estándar" bien estudiadas.
  • Todos los hallazgos hasta ahora han sido consistentes con las predicciones de la teoría del desarrollo estelar y la teoría del Big Bang.

Finalmente, hay que darse cuenta de que, aunque los métodos utilizados para determinar distancias parecen depender en gran medida unos de otros (como mencioné en la introducción, se utiliza una especie de "escalera" de diferentes métodos), en realidad existe una red entera de métodos autocorrectivos e interconectados que todos llegan a las mismas conclusiones. Las suposiciones que entran en los métodos se justifican por el hecho de que obtenemos resultados consistentes si utilizamos estas suposiciones.

Referencias

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Eisenhauer F. et al, Determinación geométrica de la distancia al centro galáctico (2003).http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0306220

Herrnstein, J. R. et al., Una distancia geométrica a la galaxia NGC4258 a partir de los movimientos orbitales en un disco de gas nuclear, Nature 400, 539 (1999). http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v400/n6744/abs/400539a0_fs.html

Homan, D.C. y J. F. C. Wardle, Mediciones de distancia directa a fuentes de radio superluminales, Astrophysical Journal 535, 575 (2000). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000ApJ...535..575H

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Hubble, E. P., Una relación entre la distancia y la velocidad radial entre nebulosas extragalácticas, Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (1929). http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/hub_1929.html

Mould, J. R. et al., El Proyecto Clave del Telescopio Espacial Hubble sobre la Escala de Distancias Extragalácticas. XXVIII. Combinando las restricciones sobre la constante de Hubble, The Astrophysical Journal 529, 786 (2000). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000ApJ...529..786M

Panagia, N. et al., Propiedades del anillo circunestelar de SN 1987A y la distancia a la Nube Magallánica Grande, Astrophysical Journal 380, L23-26 (1991) http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991ApJ...380L..23P ; Sky & Telescope, febrero de 1997.

Riess, A. G. et al., Evidencia observacional de supernovas para un universo acelerado y una constante cosmológica, Astronomical Journal 116, 1009 (1998). http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1998AJ....116.1009R

Agradecimientos

Me gustaría agradecer a Steve Carlip, Dan Day, Jon Fleming, Michael Hopkins, Tom Scharle, Phill Skelton y Arne Vogel por sus valiosos comentarios, correcciones y añadidos.