Imagen: El paralaje anual se usa para estimar la distancia de una estrella. Los científicos miden el ángulo de paralaje observando la posición de una estrella en la bóveda celeste, a intervalos de 6 meses. Para hacer esto, simplemente tome midiendo desde una posición de la Tierra en su órbita, y midiendo de nuevo 6 meses después cuando la Tierra está del otro lado del Sol. El diámetro de la órbita de la Tierra es de ≈300 millones de km, el ángulo de paralaje da la distancia mediante un simple cálculo trigonométrico.
El método de paralaje
La medición de distancias en nuestro vasto Universo observable es fundamental en astrofísica porque entonces se hace posible estimar las propiedades intrínsecas del objeto observado. Desafortunadamente, es muy difícil obtener una alta precisión. Para medir las grandes distancias cósmicas del universo, los astrónomos combinan varios métodos de cálculo sobre objetos cada vez más distantes. La medición de un objeto cercano debe realizarse con confianza porque los métodos están interrelacionados y cada método de medición permite calibrar el siguiente.
Nuestro cerebro reconstruye en tiempo real la imagen del mundo que nos rodea a partir de dos conjuntos de información.
Nuestros dos ojos están separados por unos pocos centímetros, por lo que la imagen recibida por cada uno de estos receptores es ligeramente diferente. De hecho, para el objeto observado, cada ojo le da una posición en relación con un fondo más distante e inmóvil. Un objeto que no tiene la misma posición en relación con el fondo provoca un efecto óptico llamado efecto de paralaje. Es este efecto el que permite a nuestro cerebro reconstruir una imagen tridimensional para aprehender la distancia del objeto.
En astronomía, el paralaje es el ángulo en el que se ve el objeto observado desde dos puntos alejados entre sí (cuanto más distantes los puntos de observación, mayor es el ángulo de paralaje, por lo que es fácil de medida).
Para las estrellas del sistema solar se eligió el radio ecuatorial de la Tierra (6.378 km). La paralaje ecuatorial es el ángulo bajo el cual un observador ubicado en el centro del objeto observado ve el radio terrestre.
Este ángulo nos da directamente la distancia del objeto mediante un simple cálculo trigonométrico. Por ejemplo, para una distancia media a la Luna de 384.400 km, la paralaje ecuatorial lunar es ≈57' y el diámetro aparente de la Luna es ≈31' o ≈½ grado.
Para medir la distancia de las estrellas en nuestra Galaxia, la referencia es el semieje mayor de la órbita terrestre (149.597.870.700 metros o 1 Unidad Astronómica). Para medir esta paralaje anual, basta con observar la estrella dos veces, con seis meses de diferencia. En otras palabras, los astrónomos miden el ángulo de paralaje anual midiendo primero la posición de una estrella y luego midiendo nuevamente, 6 meses después, cuando la Tierra está en su órbita opuesta. Sin embargo, no es tan fácil de medir porque cuanto más lejos está la estrella de la Tierra, más débil es el paralaje.
Por ejemplo, para la estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri (Alpha Centauri C) ubicada a 4244 años luz de distancia, el paralaje es de solo 0,7 segundos de arco, que es diminuto, hay 360 grados en un círculo, en cada grado hay 60 minutos de arco y en cada minuto hay 60 segundos de arco. Pero la precisión de la medición desde la Tierra solo permite medir unas pocas estrellas situadas a unas decenas de años luz de distancia.
Desde el espacio, gracias al satélite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite), se pueden medir las paralajes de 120.000 estrellas con una precisión de 2 a 4 milisegundos de arco. En 2013, el satélite Gaia tomó el relevo de Hipparcos.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) ha compilado un catálogo de mil millones de estrellas con una precisión de hasta 10 microsegundos de arco.
N.B.: una paralaje de 1 segundo corresponde a una distancia de 3,26 años luz. Esta unidad de longitud se llama parsec (PARallaxe SEConde)
El método de las candelas estándar
Imagen: Cefeidas cuya luminosidad se conoce se convierten en "candelas estándar" para medir la distancia de las estrellas distantes y la de las galaxias cercanas. La luminosidad intrínseca de las Cefeidas clásicas aumenta con su período de parpadeo. Crédito NASA
Para medir la distancia de estrellas muy distantes, el método de paralaje ya no es posible porque es impreciso. Los astrónomos utilizan otro método, el de las "candelas estándar".
En la década de 1910 en la Universidad de Harvard, Henrietta Leavitt (1868-1921) clasificó las Cefeidas de las Nubes de Magallanes (dos galaxias enanas vecinas de la Vía Láctea situadas entre 150 y 200 años luz). Una cefeida es una estrella cuyo brillo varía según un período bien definido (entre 1 y 135 días). Fue en 1908 cuando se descubrió inesperadamente la primera vela estándar, gracias a la intuición de Henrietta Leavitt. Se da cuenta de que los períodos de las Cefeidas son tanto más grandes cuanto más brillantes. La luminosidad intrínseca de las Cefeidas clásicas aumenta así con su período. En otras palabras, cuanto más grande y brillante es una cefeida, más lento es su pulso. Encuentra una relación que vincula el período de variación (tiempo entre dos máximos o mínimos) con la luminosidad aparente de estas estrellas.
Así, basta medir la distancia precisa de una de estas Cefeidas con el método del paralaje, para obtener una relación general que relacione los períodos y las luminosidades absolutas de las Cefeidas.
Esta medición fue realizada por primera vez en 1916, en la Universidad de Harvard por Harlow Shapley (1885-1972) quien completó el descubrimiento de Henrietta Leavitt. A partir de esta fecha, las Cefeidas cuya luminosidad intrínseca se conoce, se convierten en "velas estándar" para medir la distancia de estrellas lejanas y la de galaxias cercanas.
Por lo tanto, la luminosidad aparente de un objeto depende de su luminosidad absoluta y de su distancia. Fue observando estrellas variables de tipo Cefeidas que el astrónomo Edwin Hubble (1889-1953) midió en 1923 la distancia de la galaxia espiral M31 (Andrómeda, la más cercana a la Vía Láctea), utilizando el Telescopio del Observatorio Monte Wilson cerca de Pasadena, California.
El método de las supernovas tipo 1a
Imagen: Supernova SN 2014J en Cigar Galaxy (M82). La explosión de la estrella se muestra por la flecha, en la parte derecha de esta galaxia notable por su disco azul brillante. Supernova brillante en M82 Crédito de imagen: Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona.
Para galaxias distantes, los telescopios ya no pueden distinguir sus estrellas individuales. Los astrónomos deben confiar en objetos extremadamente brillantes, tan brillantes como una galaxia. El objeto utilizado es la supernova tipo 1a.
Las supernovas son eventos raros en nuestra Vía Láctea, de una a tres por siglo, en cambio en la escala del universo, las observamos todos los días.
Una supernova de tipo 1a corresponde a la explosión total de una enana blanca que ha cruzado el límite de masa de Chandrasekhar (cuando el radio de la estrella disminuye, la masa tiende hacia un límite de 1,44 masas solares). Debido a sus propiedades físicas, las enanas blancas alimentadas por materia de un compañero cercano no pueden exceder este límite.
La supernova de tipo 1a SN 2014J se encuentra en Cigar Galaxy (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 millones de años luz de distancia.
Esta vela estándar de cosmología permitirá determinar las distancias extragalácticas.
Porque siempre explotan en el mismo punto (masa límite), tipo supernovas 1a todavía tienen aproximadamente el mismo brillo intrínseco después de alcanzar su brillo máximo. Las supernovas de tipo 1a, que son muy brillantes y visibles a distancias muy largas, sirven como velas estándar.
Para calibrar el método, es necesario utilizar supernovas de tipo 1a lo suficientemente cercanas como para ser medidas por el método de las Cefeidas. Los científicos conocen unas pocas docenas de supernovas de tipo 1a que están lo suficientemente cerca.
Las supernovas de tipo 1a permitirán medir la distancia de galaxias distantes hasta varios miles de millones de años luz.
El método del corrimiento al rojo
Imagen: líneas espectrales de absorción en el espectro óptico de un supercúmulo distante de galaxias (panel superior) en comparación con un objeto cercano, el Sol (panel inferior). Las flechas indican corrimiento al rojo o aumento en longitudes de onda de menor energía. Crédito: Georg Wiora
Para galaxias aún más distantes, los astrónomos utilizan el método de desplazamiento hacia el rojo de las líneas de absorción del espectro electromagnético.
Este corrimiento al rojo, o corrimiento al rojo, se usa para medir el tiempo de viaje de la luz. Cuanto más "vieja" es la luz, mayor es el corrimiento al rojo.
Cada elemento químico o molécula sale trazas diferentes en este espectro. Estos rastros aparecen en longitudes de onda muy específicas (líneas de absorción). Pero si una galaxia se aleja de nosotros, su luz se estira y las longitudes de onda de estas huellas dactilares químicas se vuelven rojas. Este desplazamiento está relacionado con la distancia de la galaxia por la ley de Hubble. Esta ley establece que cuanto más lejos está una galaxia, más rápido se aleja de nosotros a medida que el universo se expande. Al medir el corrimiento al rojo, los astrónomos pudieron detectar las primeras galaxias cerca del Big Bang.
Así la luz nos revela la distancia de los objetos cósmicos cercanos y lejanos, los astrónomos ahora saben cómo calcular las distancias a las profundidades del Universo observable (alrededor de 13 mil millones de años luz).
N.B.: El desplazamiento al rojo (redshift) es un desplazamiento hacia longitudes de onda largas de las líneas espectrales y de todo el espectro del dominio visible. Existe una correlación entre la distancia y el corrimiento al rojo de los espectros ópticos de las galaxias. Redshift es el método más utilizado para medir la distancia de los objetos extragalácticos. Este fenómeno observado a la luz de objetos astronómicos distantes es prueba de la expansión del Universo (dilatación del espacio) y del Big Bang.