Del Ojo Desnudo al Telescopio Espacial: ¿Cuáles son los Métodos para Evaluar la Distancia de las Estrellas?

¿Por qué medir las distancias de las estrellas?

Conocer la distancia de las estrellas es fundamental en astrofísica. Permite comprender la estructura del Universo y la evolución estelar (luminosidades intrínsecas, tamaños, masas, edades, etc.), calibrar las mediciones para establecer escalas cosmológicas, probar teorías físicas, buscar exoplanetas y vida extraterrestre, etc.

Para medir las distancias de las estrellas, es necesario recurrir a métodos indirectos basados en principios geométricos, fotométricos o espectroscópicos.

Métodos de medición clave

• Paralaje trigonométrica para las estrellas de nuestra Galaxia, la Vía Láctea (diámetro ~100.000 años luz).
• Cefeidas y supernovas de tipo Ia (para las galaxias).
• Corrimiento al rojo (redshift) para los objetos muy lejanos.

El método de la paralaje estelar: Una Geometría a Escala Cósmica

La paralaje se basa en un principio puramente geométrico: la observación de un astro desde dos posiciones opuestas de la órbita terrestre, separadas por 6 meses, revela un ligero desplazamiento angular aparente de la estrella con respecto al fondo celeste fijo. Este ángulo se llama paralaje anual \(p\) y se expresa en segundos de arco.

La distancia \(d\) en parsecs se da entonces simplemente por la relación: \(d = \frac{1}{p}\)

donde \(p\) está en segundos de arco. Por ejemplo, una estrella con una paralaje de \(\text{0,1}''\) está situada a 10 parsecs, es decir, aproximadamente 32,6 años luz. Los satélites Hipparcos y luego Gaia han revolucionado este método, permitiendo medir paralajes tan pequeñas como unos pocos microsegundos de arco, y por lo tanto distancias de varios miles de años luz.

N.B.: Con una precisión de paralaje de 10 μas, Gaia puede medir distancias de hasta aproximadamente 326.000 años luz, lo que cubre toda la Vía Láctea (diámetro ~100.000 años luz) e incluso algunas galaxias satélite como la Gran Nube de Magallanes (~160.000 años luz).

Las Velas Estándar: Fotometría de Cefeidas y Supernovas

Cuando un objeto celeste tiene una luminosidad intrínseca conocida, puede servir como "vela estándar". Comparando su magnitud absoluta \(M\) con su magnitud aparente \(m\), la distancia \(d\) en parsecs se obtiene mediante la fórmula del módulo de distancia: \(m - M = 5 \log_{10}(d) - 5\)

Las estrellas variables del tipo cefeidas son velas estándar particularmente valiosas: su período de variación está directamente relacionado con su luminosidad intrínseca (relación período-luminosidad). Midiendo su período y su flujo recibido, deducimos su distancia. Las supernovas de tipo Ia juegan un papel similar, pero a escalas mucho mayores (hasta varios miles de millones de años luz).

N.B.: En 1912, Henrietta Swan Leavitt (1868–1921) estableció la relación período-luminosidad de las estrellas variables cefeidas estudiando datos fotográficos de la Pequeña Nube de Magallanes.

El Corrimiento al Rojo: El Redshift del Universo Observable

Para galaxias y objetos muy lejanos, ya no es posible observar una paralaje ni siquiera velas estándar. Entonces se utiliza el desplazamiento espectral hacia el rojo \(z\), consecuencia de la expansión del Universo. Cuanto más lejos está una galaxia, más se desplaza su luz hacia el rojo.

La Ley de Hubble-Lemaître proporciona una estimación de la distancia cosmológica; relaciona este desplazamiento con la distancia: \(v = H_0 \cdot d\)

donde \(v\) es la velocidad de recesión (relacionada con el redshift), \(H_0\) es la constante de Hubble y \(d\) es la distancia. Este tipo de medición nos permite explorar los confines del Universo observable.

A través de la observación de galaxias lejanas, cuásares y el fondo cósmico de microondas, alcanzamos desplazamientos al rojo de hasta:

• z ≈ 1 → ~8 mil millones de años luz
• z ≈ 6 → ~12,7 mil millones de años luz
• z ≈ 10 → ~13,2 mil millones de años luz
• z = 1100 → fondo cósmico de microondas, a ~13,8 mil millones de años luz en tiempo de viaje de la luz, pero a ~46,5 mil millones de años luz en distancia comóvil (que tiene en cuenta la expansión)

Métodos adicionales para afinar las distancias estelares

Otros enfoques también se utilizan: cúmulos abiertos o globulares comparados con modelos isocronos (conjunto de estrellas de la misma edad), estrellas de la secuencia principal por fotometría multibanda (ultravioleta (U), azul (B), visible (V), rojo (R), infrarrojo cercano (I), etc.), o astrosismología (análisis de las oscilaciones internas de las estrellas). Estos métodos a menudo se cruzan para mejorar la precisión.

Síntesis de la escala de distancias cósmicas

La distancia de las estrellas no se mide, se deduce. Gracias a una cadena de técnicas anidadas, los astrónomos han construido una escala cósmica, que va desde las estrellas cercanas hasta las galaxias a más de 10 mil millones de años luz. Cada método se basa en el anterior, en una pila jerárquica que a veces se llama la escalera de distancias. El futuro, con instrumentos como Gaia, JWST o los futuros ELT, afinará aún más esta arquitectura.