Actualizado el 7 de junio de 2022

¿Cómo medir distancias en el Universo?

Descripción de la imagen: La paralaje anual se utiliza para evaluar la distancia de una estrella. Los científicos miden el ángulo de paralaje observando la posición de una estrella en el cielo estrellado, con un intervalo de 6 meses. Para ello, basta con tomar la medida desde una posición de la Tierra en su órbita y medir de nuevo 6 meses después, cuando la Tierra esté al otro lado del Sol. El diámetro de la órbita terrestre es de ≈300 millones de km, y el ángulo de paralaje da la distancia mediante un simple cálculo trigonométrico.

El método de la paralaje

Medir las distancias en nuestro vasto universo observable es fundamental en astrofísica porque permite estimar las propiedades intrínsecas del objeto observado. Desafortunadamente, es muy difícil obtener una gran precisión. Para medir las grandes distancias cósmicas del universo, los astrónomos utilizan varios métodos de cálculo en objetos cada vez más lejanos. La medición de un objeto cercano debe hacerse con total confianza ya que los métodos están interrelacionados y cada método de medición permite calibrar el siguiente.
La imagen del mundo que nos rodea es reconstruida en tiempo real por nuestro cerebro a partir de dos series 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 proporciona una posición en relación con un fondo más distante e inmóvil. Un objeto que no tiene la misma posición respecto al fondo provoca un efecto óptico conocido como efecto de paralaje. Este efecto permite a nuestro cerebro reconstruir una imagen en tres dimensiones para percibir la distancia del objeto.
En astronomía, la paralaje es el ángulo bajo el cual se observa el objeto desde dos puntos distantes entre sí (cuanto más alejados están los puntos de observación, mayor es el ángulo de paralaje, por lo que es más fácil de medir).
Para los astros del sistema solar, se ha elegido el radio ecuatorial de la Tierra (6 378 km). La paralaje ecuatorial es el ángulo bajo el cual un observador situado 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 de la Luna de 384 400 km, la paralaje ecuatorial lunar es de ≈57' y el diámetro aparente de la Luna es de ≈31', es decir, ≈½ grado.
Para medir la distancia de las estrellas de 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 un intervalo de seis meses. En otras palabras, los astrónomos miden el ángulo de paralaje anual observando una primera vez la posición de una estrella y luego miden de nuevo, 6 meses después, cuando la Tierra está al otro lado de su órbita. Sin embargo, esto no es tan fácil de medir ya que cuanto más lejos está la estrella de la Tierra, menor es la paralaje.
Por ejemplo, para la estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri (Alpha Centauri C), ubicada a 4,244 años luz, la paralaje es de solo 0.7 segundos de arco, lo que es minúsculo; 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 pocas decenas de años luz.
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 sucedió a Hipparcos.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) ha establecido un catálogo de mil millones de estrellas con una precisión de hasta 10 microsegundos de arco.

Descripción de la imagen: Las cefeidas, cuya luminosidad es conocida, se convierten en "velas estándar" para medir la distancia de estrellas distantes y galaxias cercanas. La luminosidad intrínseca de las cefeidas clásicas aumenta con su período de parpadeo. Crédito: NASA

El método de las velas estándar

Para medir la distancia de estrellas muy lejanas, el método de la paralaje ya no es posible debido a su imprecisión. Los astrónomos utilizan otro método, el de las "velas estándar".
En la década de 1910 en la Universidad de Harvard, Henrietta Leavitt (1868-1921) clasifica las cefeidas de las Nubes de Magallanes (dos galaxias enanas cercanas a la Vía Láctea situadas entre 150 y 200 años luz). Una cefeida es una estrella cuya luminosidad varía según un período bien definido (entre 1 y 135 días). Fue en 1908 cuando se descubrió la primera vela estándar de manera inesperada, gracias a la intuición de Henrietta Leavitt. Ella se dio cuenta de que los períodos de las cefeidas son más largos cuanto más brillantes son. La luminosidad intrínseca de las cefeidas clásicas aumenta con su período. En otras palabras, cuanto más grande y brillante es una cefeida, más lenta es su frecuencia de pulsación. Encontró una relación que une el período de variación (tiempo entre dos máximos o mínimos) con la luminosidad aparente de estas estrellas.

Así, basta con medir la distancia precisa de una de estas cefeidas con el método de la paralaje para obtener una relación general que vincule los períodos con las luminosidades absolutas de las cefeidas.
Esta medición se realizó 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 esa fecha, las cefeidas cuya luminosidad intrínseca es conocida se convirtieron en "velas estándar" para medir la distancia de estrellas distantes y galaxias cercanas.
La luminosidad aparente de un objeto depende entonces de su luminosidad absoluta y de su distancia. Fue observando las estrellas variables de tipo cefeida 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), con la ayuda del telescopio del Observatorio del Monte Wilson, cerca de Pasadena, California.

El método de las supernovas de tipo 1a

Para las galaxias distantes, los telescopios ya no pueden distinguir sus estrellas individualmente. Los astrónomos deben confiar en objetos extremadamente brillantes, tan brillantes como una galaxia. El objeto utilizado es la supernova de tipo 1a.
Las supernovas son eventos raros en nuestra Vía Láctea, uno a tres por siglo, mientras que a escala del universo, se observan todos los días.
Una supernova de tipo 1a corresponde a la explosión total de una enana blanca que ha alcanzado la masa límite de Chandrasekhar (cuando el radio de la estrella disminuye, la masa tiende a un límite de 1,44 masas solares). Debido a sus propiedades físicas, las enanas blancas alimentadas por la materia de una estrella compañera cercana no pueden superar este límite.
La supernova SN 2014J de tipo 1a se encuentra en la Galaxia del Cigarro (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 millones de años luz.

Esta vela estándar de la cosmología permitirá determinar las distancias extragalácticas.
Dado que siempre explotan en el mismo punto (masa límite), las supernovas de tipo 1a tienen siempre aproximadamente la misma luminosidad intrínseca después de alcanzar su luminosidad máxima. Las supernovas de tipo 1a, muy brillantes y visibles a distancias muy grandes, sirven así como velas estándar.
Para calibrar el método, es necesario usar supernovas de tipo 1a lo suficientemente cercanas como para ser medidas con el método de las cefeidas. Los científicos conocen unas pocas docenas de supernovas de tipo 1a lo suficientemente cercanas.
Las supernovas de tipo 1a permitirán medir la distancia de las galaxias distantes hasta varios miles de millones de años luz.

Descripción de la imagen: Líneas espectrales de absorción en el espectro óptico de un supercúmulo de galaxias distantes (panel superior) comparadas con un objeto cercano, el Sol (panel inferior). Las flechas indican el corrimiento al rojo o el aumento en las longitudes de onda de menor energía. Crédito: Georg Wiora

El método del redshift

Para galaxias aún más distantes, los astrónomos utilizan el método del corrimiento al rojo de las líneas de absorción en el espectro electromagnético.
Este corrimiento al rojo o redshift sirve para medir la duración del viaje de la luz. Cuanto más "vieja" es la luz, mayor es el redshift.
Cada elemento químico o molécula deja huellas diferentes en este espectro. Estas huellas 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 químicas se desplazan hacia el rojo. Este desplazamiento está relacionado con la distancia de la galaxia según la ley de Hubble. Esta ley establece que cuanto más lejos está una galaxia, más rápidamente se aleja de nosotros a medida que el universo se expande. Al medir el corrimiento al rojo, los astrónomos han podido detectar las primeras galaxias cercanas al Big Bang.

Así, la luz nos revela la distancia de los objetos cósmicos cercanos y lejanos; los astrónomos hoy en día pueden calcular las distancias hasta lo más profundo del universo observable (alrededor de 13 mil millones de años luz).

N. B.: El corrimiento al rojo (redshift) es un desplazamiento hacia longitudes de onda más largas de las líneas espectrales y de todo el espectro del rango visible. Existe una correlación entre la distancia y el corrimiento al rojo en los espectros ópticos de las galaxias. El redshift es el método más utilizado para medir la distancia de objetos extragalácticos. Este fenómeno observado en la luz de objetos astronómicos distantes es prueba de la expansión del universo (dilatación del espacio) y del Big Bang.

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