Astronomía recreativa
Capítulo 4. Las estrellas
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Por el espectro de una estrella, los astrónomos conocen su temperatura, y con ella se puede calcular el valor de la irradiación por cada cm2 de superficie. Si, además de esto, se conoce la distancia de la estrella y su brillo aparente, se puede determinar la magnitud de la irradiación de toda su superficie. La relación entre esta irradiación y la primera, da la medida de la superficie de la estrella, o lo que viene a ser lo mismo, de su diámetro. Por este método se encontró, por ejemplo, que el diámetro de Capeta es 16 veces mayor que el del Sol, el de Betelgeuse 350 veces, el de Sirio, 2 veces y el de Vega 2½ veces. El diámetro del satélite de Sirio es igual a 0,02 del diámetro del Sol.
13. Los gigantes del mundo estelar
La determinación de los diámetros de las estrellas, arrojó resultados verdaderamente extraordinarios.
Figura 75. La estrella gigante Antares (α del Escorpión) podría encerrar a nuestro Sol con la órbita de la Tierra.
Los astrónomos no sospechaban antes, que en el espacio pudiera haber estrellas de tan gigantesco tamaño. La primera estrella de la que de determinaron sus verdaderas dimensiones, en 1920, fue la brillante estrella α de Orión, que lleva el nombre arábigo de Betelgeuse. Su diámetro resultó ser mayor que el de la órbita de Marte (!). Otro gigante es Antares, la estrella más brillante de la constelación del Escorpión: su diámetro es aproximadamente una vez y media mayor que el diámetro de la órbita de la Tierra (figura 75). Entre las estrellas gigantes descubiertas hasta ahora se puede colocar también a la maravillosa Mira, estrella de la constelación de la Ballena, cuyo diámetro es 400 veces mayor que el de nuestro Sol.
Detengámonos un poco en la estructura física de estos gigantes. El cálculo muestra que estas estrellas, a pesar de sus colosales dimensiones, contienen poca cantidad de materia. Son pocas veces más pesadas que nuestro Sol, y dado que su volumen, Betelgeuse por ejemplo, es 40.000.000 veces mayor que el del Sol, la densidad de esta estrella tiene que ser insignificante. Y si la materia del Sol tiene como promedio una densidad igual a la del agua, la densidad de la materia de las estrellas gigantes, viene a ser, proporcionalmente, la del aire enrarecido. Estas estrellas, de acuerdo con la expresión de los astrónomos, “recuerdan a esos gigantescos aeróstatos extraordinariamente ligeros, de densidad mucho menor que la del aire”.
14. Un cálculo sorprendente
Es interesante examinar, en relación con lo anterior, cuánto espacio ocuparían en el cielo todas las estrellas, si se juntaran sus imágenes aparentes.
Ya sabernos que el brillo conjunto de todas las estrellas observables a través del telescopio, es igual al brillo de una estrella de magnitud -6,6. Una estrella como ésta brilla 20 magnitudes estelares más débilmente que nuestro Sol, es decir, 100.000.000 de veces menos que él. Si se considera al Sol como una estrella media, de acuerdo a la temperatura de su superficie, se puede decir que la superficie aparente de nuestra estrella imaginaria, es menor que la superficie aparente del Sol el número de veces antes indicado. Y como los diámetros de los círculos son proporcionales a las raíces cuadradas de sus superficies, el diámetro aparente de nuestra estrella debe ser 10.000 veces menor que el diámetro aparente del Sol, es decir, debe ser de
30’:10.000 es aproximado a 0,2”.
El resultado es sorprendente: la superficie aparente total de todas las estrellas ocuparía en el cielo la extensión de un circulito con un diámetro angular de 0,2”. El cielo contiene 41.253 grados cuadrados[99]; por esto resulta fácil calcular que las estrellas visibles a través de un telescopio cubren solamente la.
1/20.000.000.000
parte de todo el cielo (!).
15. La materia más pesada
Entre las curiosidades que encierra el espacio en sus profundidades, seguramente figurará siempre en lugar destacado, una diminuta estrella cercana a Sirio. Esta estrella está constituida por una materia ¡60.000 veces más pesada que el agua!
Figura 76. La trayectoria de Sirio entre las estrellas, desde 1793 hasta 1883
Cuando cogemos con la mano un vaso de mercurio, nos sorprende su peso, cercano a los 3 kg. Pero ¿qué diríamos de un vaso de materia que pesara 12 toneladas, y que exigiera para su transporte, una plataforma de ferrocarril? Esto parece absurdo y, sin embargo, es uno de los descubrimientos de la astronomía contemporánea.
Este descubrimiento tiene una larga historia, muy instructiva. Desde hace mucho tiempo se ha observado que el brillante Sirio no realiza su movimiento entre las estrellas en línea recta, como la mayoría de las demás estrellas, sino que sigue una extraña trayectoria sinuosa (figura 76). Para aclarar este movimiento singular, el famoso astrónomo Bessel supuso que Sirio iba acompañado de un satélite cuya atracción altera su movimiento. Esto ocurrió en 1844, dos años después de que fuera descubierto Neptuno en la “punta de la flecha” en 1862, figura 76, después de la muerte de Bessel; su hipótesis recibió plena confirmación, pues el supuesto satélite de Sirio fue visto con el telescopio.
El satélite de Sirio, el llamado Sirio B, da una vuelta completa alrededor de la estrella principal cada 49 años, a una distancia 20 veces mayor que la de la Tierra al Sol, es decir, aproximadamente a la distancia de Urano (figura 77). Es una estrellita de octava magnitud; pero su masa es enorme, casi 0,8 de la masa de nuestro Sol.
A la distancia de Sirio, nuestro Sol debería brillar como una estrella de magnitud 1,8; pero si el compañero de Sirio tuviera una superficie menor que la superficie solar correspondiente a la relación de las masas de estos astros, debería brillar a la misma temperatura como una estrella de segunda magnitud. Los astrónomos explicaron en comienzo que su brillo débil se debía a la baja temperatura de la superficie de dicha estrella; la consideraron como una estrella en proceso de enfriamiento, cuya superficie ya está cubierta con una corteza sólida.
Pero esta suposición resultó errónea. Hace 30 años se pudo determinar que el modesto satélite de Sirio no es en modo alguno una estrella en extinción, sino que, por el contrario, pertenece a las estrellas que tienen una elevada temperatura superficial, mucho más elevada que la de nuestro Sol. Esto cambia totalmente el problema. Su débil brillo debe atribuirse sólo a la pequeña magnitud de la superficie de esta estrella. Se calculó que irradia 360 veces menos luz que el Sol, lo cual quiere decir que su superficie debe ser, por lo menos, 360 veces menor que la superficie del Sol, y su radio, la raiz cuadrada de 360 veces menor, o sea, 19 veces más pequeño que el del Sol.
De donde se deduce que el volumen del satélite de Sirio debe ser de menos de 1/6800 del volumen del Sol, mientras que su masa constituye apenas 0,8 de la masa del astro diurno. Esto muestra claramente la enorme condensación que debe tener la materia de esta estrella. Un cálculo más preciso indica que la estrella debe tener un diámetro de sólo 40.000 km y, por consiguiente, su densidad, el valor gigantesco que mencionamos al principio es: 60.000 veces mayor que la densidad del agua (figura 78).
Figura 77. Órbita del satélite de Sirio con respecto a éste. (Sirio no se encuentra en un foco de la elipse aparente porque la proyección desfigura la elipse, y la vemos según cierto ángulo).
“Desconfiad, físicos; pretenden invadir vuestros dominios”, habría que decir recordando las palabras pronunciadas por Kepler, aunque iban dirigidas con otro motivo. En realidad, nada semejante podía haberse imaginado hasta ahora un físico. En las condiciones normales, una densidad tan grande es absolutamente inconcebible, ya que los intersticios entre los átomos de los cuerpos sólidos son tan pequeños, que no podría tener lugar ninguna condensación apreciable de la materia. Pero el problema es distinto si se trata de átomos “mutilados”, desprovistos de los electrones que giran alrededor del núcleo.
La pérdida de los electrones disminuye el diámetro del átomo miles de veces sin disminuir su masa de modo apreciable; el núcleo desnudo es menor que el átomo normal tantas veces como viene a serlo una mosca respecto a un gigantesco edificio.
Aproximados por las enormes presiones que reinan en las entrañas de la esfera de una estrella, estos átomos-núcleos reducidos, podrían acercarse miles de veces más que los átomos normales, y formar una materia de tan inusitada densidad como la descubierta en el satélite de Sirio. Pero aún hay más: esta densidad es superada por la de la estrella de Van Maanen. Esta estrellita de 12ª magnitud no supera por sus dimensiones al globo terrestre, pero está constituida por una materia que es 400.000 veces más pesada que el agua.
Figura 78. El satélite de Sirio está constituido por una materia 60.000 veces más densa que el agua. Algunos centímetros cúbicos de esta materia podrían equilibrar el peso de 30 hombres
Y éste no es el grado máximo de densidad. Teóricamente puede suponerse la existencia de materia aún mucho más densa. El diámetro del núcleo atómico constituye no más de 1/10.000 del diámetro del átomo, y el volumen, por consiguiente, no más 1/1012 del volumen del átomo. Un m3 de metal contiene a lo sumo cerca de 1/1000 mm3 de núcleos atómicos, y en este minúsculo volumen se concentra toda la masa del metal. 1 cm3 de núcleos atómicos debe pesar, aproximadamente, 10 millones de toneladas (figura 79).
Después de lo dicho, no debe parecer inverosímil el descubrimiento de una estrella cuya materia tiene una densidad media 500 veces mayor que la de la estrella Sirio B. Nos referimos a una pequeña estrella de 13ª magnitud de la constelación Casiopea, descubierta a fines de 1935. Siendo menor que Marte en volumen, y ocho veces menor que el globo terrestre, esta estrella posee una masa que supera casi tres veces la de nuestro Sol (más exactamente, 2,8 veces).
Figura 79. Un cm3 de núcleos atómicos, incluso sin estar comprimidos, podría equilibrar el peso de un barco trasatlántico. Colocados apretadamente en un volumen de 1 cm3, los núcleos pesarían ¡10 millones de toneladas!
En las unidades habituales la densidad media de su materia es de 36.000.000 g/cm3. Esto significa que 1 cm3 de esta materia pesaría en la Tierra 36 toneladas (!). Esta materia, por consiguiente, es casi 2 millones de veces más densa que el oro[100]. En el Capítulo V analizaremos cuanto debe pesar un centímetro cúbico de esta materia, pesado en la superficie de la estrella misma.
Pocos años atrás, los sabios probablemente hubieran considerado del todo imposible la existencia de materia con densidad varios millones de veces mayor que la del platino. Los abismos del universo seguramente esconden todavía muchas curiosidades similares.
16. ¿Por qué las estrellas se llaman fijas?
Cuando se dio en la antigüedad, este epíteto a las estrellas, se quería subrayar con esto que, a diferencia de los planetas, las estrellas mantienen en la bóveda celeste una posición invariable.
Naturalmente, toman parte en el movimiento diario de todo el cielo alrededor de la Tierra; pero este movimiento aparente no altera sus posiciones relativas. Los planetas, en cambio, modifican continuamente sus posiciones con respecto a las estrellas, errando entre ellas, por lo cual recibieron ya en la antigüedad esa denominación de planetas (la voz planeta significa “errante”).
Figura 80. La forma de las constelaciones cambia con el correr del tiempo. El dibujo del centro representa el carro de la Osa Mayor en la actualidad. El dibujo superior representa el mismo carro, 100.000 de años atrás, y el dibujo inferior, lo representa dentro de 100.000 años.
Sabemos ahora que la representación del mundo estrellado, como un conjunto de soles fijos inmóviles, es totalmente errónea.
Figura 81. Direcciones en que se desplazan las brillantes estrellas, próximas a la constelación de Orión (a). El cambio en el aspecto de la constelación, producirá estos movimientos al cabo de 50.000 años (b)
Todas las estrellas[101] y entre ellas también nuestro Sol, se mueven una con relación unas con otras, con velocidades del orden de los 3,0 km/s, por término medio, es decir, con la misma velocidad con la que gira nuestro planeta en su órbita.
Las estrellas, como los planetas, para nada son inmóviles. En el mundo de las estrellas nos encontramos con casos aislados de velocidades verdaderamente colosales, que no las hay en la familia de los planetas; se conocen estrellas, llamadas “veloces”, que se trasladan con relación a nuestro Sol. a la formidable velocidad de 250 á 300 km/s. Mas si todas las estrellas visibles se mueven en forma caótica, a gigantescas velocidades, desplazándose miles de millones de kilómetros anualmente, ¿por qué no nos damos cuenta de este rápido movimiento? ¿Por qué el cielo estrellado siempre nos ha parecido un cuadro de majestuosa inmovilidad?
No es difícil descubrir la causa: ello se debe al inconcebible alejamiento de las estrellas.
¿No has observado desde un sitio elevado un tren que se mueve a lo lejos, cerca del horizonte? ¿Acaso no te pareció entonces que el expreso se desplazaba como una tortuga? La velocidad vertiginosa para un observador situado al pie de la vía, se transforma en paso de tortuga para un observador a gran distancia. Lo mismo sucede con el desplazamiento de las estrellas, sólo que en este caso el alejamiento relativo del observador de los cuerpos en movimiento es infinitamente mayor.
Las estrellas más brillantes están alejadas de nosotros alrededor de 800 billones de kilómetros (según Kapteyn)[102]. El desplazamiento de estas estrellas en un año es de unos 1000 millones de kilómetros, es decir, 800.000 veces menor. Se puede ver ese desplazamiento desde la Tierra, en un ángulo menor de 0,25”, magnitud apenas perceptible con los instrumentos astronómicos más precisos. A simple vista es totalmente inobservable, incluso durante siglos. Sólo a través de laboriosas mediciones realizadas con instrumentos especiales, se pudo descubrir el movimiento de muchas estrellas (figuras 80, 81, 82).
Figura 82. El movimiento de tres estrellas próximas: el Sol, a del Centauro y Sirio
Así, pues, las estrellas, aunque están animadas de movimientos inconcebiblemente rápidos, tienen pleno derecho a llamarse fijas, en tanto se trata de la observación a simple vista. De lo dicho, el lector mismo puede sacar la conclusión de cuán ínfima es la posibilidad de que las estrellas choquen, a pesar de su rápido movimiento (figura 83).
Figura 83. La comparación de los movimientos estelares. Dos pelotas de croquet, una en Leningrado y la otra en Tomsk, moviéndose con la velocidad de 1 km por siglo, nos dan, a escala, una imagen del acercamiento de dos estrellas. Este ejemplo muestra claramente que la probabilidad de que se produzca un choque entre dos estrellas es mínima.
17. Unidades de medida de las distancias interestelares
Nuestras grandes medidas de longitud -el kilómetro, la milla marítima (1852 m) y la milla terrestre (1609 m)-son suficientes para medir distancias en la superficie de la Tierra, pero resultan insignificantes para efectuar medidas celestes. Medir con ellas las distancias en el cielo es tan poco práctico, como medir en milímetros el largo de una vía férrea. Por ejemplo, la distancia de Júpiter al Sol, en kilómetros, se expresa con el número 780 millones, y el largo del ferrocarril de octubre, en milímetros, con el número 640 millones.
Para no tener que operar con números terminados en largas series de ceros, los astrónomos utilizan unidades de longitud mucho más grandes. Para medir, por ejemplo, los límites del sistema solar, se toma como unidad de longitud la distancia media de la Tierra al Sol (149.500.000 km). Se le llama “unidad astronómica”. Con esta medida, la distancia de Júpiter al Sol es igual a 5,2; la de Saturno al Sol es igual a 9,54; la de Mercurio al Sol es igual a 0,387, etc.
Pero para las distancias de nuestro Sol a los otros soles, tal medida resulta demasiado pequeña. Por ejemplo, la distancia hasta la estrella más cercana a nosotros (llamada Próxima, en la constelación del Centauro[103], una estrellita rojiza de 11ª magnitud), se expresa en dicha unidad de medida con este número 260.000.
Y esto para la más próxima de las estrellas: las demás se encuentran mucho más lejos. El empleo de unidades mucho mayores, facilitó el recordar los números y operar con ellos. En astronomía se usan las siguientes unidades de distancia: el “año-luz” y el “pársec”, que tiende a remplazar al primero.
Año-luz es el trayecto recorrido en el vacío espacial por un rayo de luz, durante un año.
Nos haremos una idea de la magnitud de esta medida, recordando que del Sol a la Tierra, la luz tarda en llegar 8 minutos. Un año-luz, por consiguiente, es tantas veces mayor que el radio de la órbita terrestre cuantas un año es mayor que 8 minutos. En kilómetros, esta medida de longitud se expresa con el número
9.460.000.000.000,
es decir, que el año-luz es aproximadamente igual á 9½ billones de km. La otra unidad empleada en las distancias estelares, de origen más complicado y que los astrónomos aceptan de buen grado, es el pársec. Un pársec es la distancia a que es preciso alejarse, para ver un semidiámetro de la órbita de la Tierra, con un ángulo de un segundo de arco. El ángulo con que se ve desde una estrella, el semidiámetro de la órbita terrestre, se llama en astronomía “paralaje anual” de esta estrella. De la combinación de las palabras “paralaje” y “segundo” se formó la palabra “pársec”.
El paralaje de la antes mencionada, α del Centauro, es 0,76”; y, por lo tanto, la distancia de esta estrella es de 1,31 pársecs. Es fácil calcular que un pársec debe abarcar 206.265 distancias de la Tierra al Sol. La correspondencia entre el pársec y las otras unidades de longitud es la siguiente
1 pársec = 3,26 años-luz = 30.800.000.000.000 km.
He aquí la distancia de algunas estrellas brillantes, expresadas en pársecs y en años-luz:
Estas son estrellas relativamente cercanas. Su grado de “proximidad” lo podrán comprender si recuerdan que, para expresar las distancias dadas en kilómetros, es necesario aumentar cada uno de los números de la primera columna, 30 billones de veces. Sin embargo, el año luz y, el pársec no son las medidas más grandes utilizadas en la ciencia de los astros.
Cuando los astrónomos emprendieron la medida de las distancias y las dimensiones de los sistemas estelares, es decir, de universos enteros formados por muchos millones de estrellas, necesitaron una medida aún más grande. La derivaron del pársec, del mismo modo que el kilómetro se deriva del metro; surgió el “kilo pársec”, igual a 1000 pársecs o a 30.800 billones de kilómetros. En esta medida, el diámetro de la Vía Láctea, por ejemplo, se expresa con el número 30, y la distancia de la Tierra a la nebulosa de Andrómeda resulta de unos 300 kilo pársecs.
Pero también el kilo pársec resultó pronto una medida corta; hubo que poner en uso el “megaparsec”, que contiene un millón de pársecs.
He aquí una tabla con las medidas estelares de longitud
Imaginarse gráficamente el megaparsec es imposible. Incluso si se disminuye el kilómetro hasta el grosor de un cabello (0,05 mm), el megaparsec superará la capacidad de imaginación humana, ya que resulta igual a 1½ miles de millones de kilómetros, es decir, 10 veces la distancia de la Tierra al Sol.
Haremos una comparación más, que quizá nos ayude a comprender la magnitud inimaginable del megaparsec. Un hilo de tela de araña, extendido desde Moscú hasta Leningrado, pesaría 10 g; desde la Tierra hasta la Luna pesaría 6 kg. El mismo hilo, estirado hasta el Sol, tendría un peso de 2,5 toneladas, pero extendido en a lo largo de un megaparsec, debería pesar
¡500.000.000.000 de toneladas!
18. El sistema de las estrellas más próximas
Hace ya bastante tiempo, unos 100 años atrás, se supo que el sistema estelar más próximo es una estrella doble de primera magnitud, de la constelación austral Centauro.
Los últimos años enriquecieron nuestros conocimientos sobre este sistema con detalles interesantes.
Fue descubierta cerca de α del Centauro una pequeña estrella de 11ª magnitud, que con las dos estrellas α del Centauro constituye un sistema de estrella triple. Que esa tercera estrella pertenece físicamente al sistema α del Centauro, a pesar de que la separa en el cielo una distancia de más de 4 años-luz de la Tierra, se confirma por la igualdad de sus movimientos: las tres estrellas se desplazan con la misma velocidad, en la misma dirección. La característica más notable de la tercera estrella de este sistema, es que está situada en el espacio más cerca de nosotros, que las otras dos, y por esto debe considerarse como la más próxima de todas las estrellas cuyas distancias han sido determinadas hasta ahora. Esta estrellita se llama así: “Próxima”.
Se encuentra más cerca de nosotros que las estrellas α del Centauro (las llamadas α del Centauro A y α del Centauro B) 3960 unidades astronómicas. He aquí sus paralajes:
Como las estrellas A y B están separadas una de otra por una distancia de sólo 34 unidades astronómicas, todo el sistema tiene una forma bastante extraña, representada en la figura 84. Las estrellas A y B están separadas entre sí un poco más que Urano del Sol.
Figura 84. El sistema de las estrellas más próximas al Sol: α del Centauro A y B, y próxima del Centauro
Próxima dista de ellas 59 años-luz. Estas estrellas cambian lentamente de posición: el período de revolución de las estrellas A y B alrededor de su centro común de gravitación es igual a 79 años. Próxima realiza una vuelta en más de 100.000 años, de modo que no hay por qué temer que dentro de poco tiempo deje de ser la estrella más cercana a nosotros y ceda su lugar a una de las α del Centauro.
¿Qué se sabe de las propiedades físicas de las estrellas de este sistema? Alfa del Centauro A, en cuanto a brillo, masa y diámetro, apenas es un poco mayor que el Sol (figura 85). Alfa del Centauro B posee una masa un poco menor, tiene un diámetro 1/5 mayor que el Sol, pero brilla tres veces menos, y, en correspondencia con esto, también su temperatura superficial (4400º) es más baja que la del Sol (6000º).
Aún más fría es Próxima: su temperatura superficial es de 3000º; es una estrella de luz rojiza. Su diámetro es 14 veces menor que el del Sol, es decir, que esta estrellita es incluso un poco más pequeña que Júpiter y Saturno (en masa, sin embargo, los supera centenares de veces). Si nos transportáramos a α del Centauro A, veríamos desde allí a la estrella B aproximadamente con las mismas dimensiones con que nuestro Sol brilla en el cielo de Urano. Próxima parecería desde allí, una pequeña y pálida estrellita, pues está 250 veces más lejos que Plutón del Sol y 1000 veces más lejos que Saturno.
Después de la estrella triple α del Centauro, el vecino más próximo de nuestro Sol es una estrella muy pequeña (de magnitud 9,7) de la constelación del Dragón, llamada “Estrella voladora”. Recibió esta denominación por el movimiento que posee, visible, de extraordinaria rapidez. Esta estrella se halla 1 ½ veces más lejos de nosotros que el sistema α del Centauro, pero en el hemisferio Norte es nuestra vecina más próxima. Su vuelo al movimiento del Sol, en dirección oblicua, es tan rápido, que en menos de diez mil años la distancia que nos separa de ella se reducirá a la mitad, y entonces estará más cerca que la estrella triple α del Centauro.
19. La escala del universo
Volvamos al modelo reducido del sistema solar que hemos construido mentalmente, según las indicaciones del capítulo sobre los planetas (Capítulo 3), e intentemos terminarlo incluyendo en él al mundo de las estrellas. ¿Qué resultará?
Figura 85. Dimensiones comparadas del Sol y las estrellas que forman el sistema α del Centauro
Recordarás que en nuestro modelo, el Sol se representaba con una bola de 10 cm de diámetro, y todo el sistema planetario, con un círculo de 800 m de diámetro. ¿A qué distancia del Sol habría que colocar las estrellas si se quisiera mantener exactamente la misma escala? Es fácil calcular que, por ejemplo, Próxima del Centauro -la estrella más cercana-estaría a una distancia de 2700 km; Sirio, a 5500 km; Altair, a 9700 km. Incluidas estas estrellas más cercanas, el modelo apenas cabría en Europa. Para estrellas más alejadas tomamos una unidad de medida mayor que el kilómetro, a saber, los 1000 km, unidad que recibe el nombre de “megámetro” (Mm).
En la circunferencia del globo terrestre, hay en total 40 de estas unidades, y 380 entre la Tierra y la Luna. En nuestro modelo, Vega estaría a 17 Mm, Arturo a 23 Mm, Capela a 28 Mm, Regulo a 55 Mm, Deneb (α del Cisne) a más de 350 Mm.
Consideremos este último número: 350 Mm = 350.000 km, es decir, un poco menos que la distancia a la Luna. Como se ve, nuestro modelo reducido, en el que la Tierra era una cabecita de alfiler y el Sol una pelota de croquet, también adquiere dimensiones cósmicas.
Nuestro modelo todavía no está terminado. Las estrellas más alejadas de la Vía Láctea se hallarían en él, a una distancia de 30.000 Mm, casi 100 veces más lejos que la Luna. Pero la Vía Láctea no es todo el universo. Más allá de sus límites hay otros sistemas estelares, por ejemplo, el sistema visible a simple vista, en la constelación de Andrómeda, o los sistemas, también perceptibles por nuestros ojos, de las Nubes de Magallanes.
En nuestro universo reducido habría que representar la Pequeña Nube de Magallanes por un objeto de 4000 Mm de diámetro, y la Nube Mayor, por otro con un diámetro de 5500 Mm, alejados, en el modelo, 70.000 Mm de la Vía Láctea. A la nebulosa de Andrómeda, deberíamos darle en el modelo, un diámetro de 60.000 Mm y separarla de la Vía Láctea 500.000 Mm, es decir, una distancia ¡casi igual a la que separa a Júpiter de la Tierra!
Los cuerpos celestes más alejados de que actualmente se ocupa la astronomía, son las nebulosas estelares, que son acumulaciones de innumerables estrellas situadas mucho más allá de los límites de nuestra Vía Láctea. Su distancia al Sol supera los 1.000.000.000 de años-luz. Invitamos al lector a calcular por cuenta propia, cómo se deberían representar estas distancias en nuestro modelo.
De este modo, el lector se formará una idea de las dimensiones de la parte del espacio que está al alcance de los medios ópticos de la astronomía contemporánea. En mi libro ¿Sabe usted física?, el lector encontrará también una serie de comparaciones, relacionadas con lo expuesto hasta aquí.
A quien le interesen particularmente las estrellas y la estructura del universo le aconsejo leer atentamente los siguientes libros:
Vorontzov - Veliaminov B. A., Ensayo sobre el universo, Editorial Técnica del Estado, 1955.
Pola, I. F., Curso de Astronomía General, Editorial Técnica del Estado, 1955.