¿Cómo medir las distancias en el Universo?

Comparación de los métodos de cálculo de distancias en el Universo

Cada método cubre un intervalo de distancias diferente y sirve para calibrar el siguiente, formando así la escala de distancias cósmicas.

El método de la paralaje

El principio de la paralaje

La medida de las distancias en nuestro vasto Universo observable es fundamental en astrofísica, pues entonces se vuelve posible estimar las propiedades intrínsecas del objeto observado. Lamentablemente, es muy difícil obtener una gran precisión. Para medir las grandes distancias cósmicas del Universo, los astrónomos encadenan varios métodos de cálculo sobre objetos cada vez más alejados. La medida de un objeto cercano debe hacerse con total confianza, pues los métodos están ligados entre sí y cada método de medida 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 informaciones. Nuestros dos ojos están separados por unos centímetros, por lo que la imagen recibida por cada uno de estos receptores es ligeramente diferente. En efecto, para el objeto observado, cada ojo da una posición respecto a un fondo más lejano e inmóvil. Un objeto que no tiene la misma posición respecto al fondo provoca un efecto óptico llamado efecto de paralaje. Es este efecto el que permite a nuestro cerebro reconstruir una imagen en tres dimensiones para aprehender la distancia del objeto.

En astronomía, la paralaje es el ángulo bajo el cual se ve el objeto observado desde dos puntos alejados entre sí (cuanto más alejados están los puntos de observación, mayor es el ángulo de paralaje y, por tanto, más fácil de medir).

La paralaje ecuatorial

Para los astros 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 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.

La paralaje anual

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 seis meses de intervalo. Dicho de otro modo, los astrónomos miden el ángulo de paralaje anual midiendo una primera vez la posición de una estrella y midiendo de nuevo, 6 meses después, cuando la Tierra está en el lado opuesto de su órbita. Sin embargo, no es tan fácil de medir, pues cuanto más lejos está la estrella de la Tierra, más débil es la paralaje.

Por ejemplo, para la estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri (Alpha Centauri C), situada a 4,244 años-luz, la paralaje es de solo 0,7 segundos de arco, lo que es ínfimo; 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 medida desde la Tierra solo permite medir unas pocas estrellas situadas a algunas decenas de años-luz.

Los satélites astrométricos Hipparcos y Gaia

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) estableció un catálogo de mil millones de estrellas con una precisión de hasta 10 microsegundos de arco.

El método de las candelas estándar

El descubrimiento de Henrietta Leavitt

Para medir la distancia de las estrellas muy lejanas, el método de las paralajes ya no es posible porque es impreciso. Los astrónomos utilizan otro método, el de las "candelas estándar".
En los años 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 de manera inesperada la primera candela estándar, gracias a la intuición de Henrietta Leavitt. Ella observó que los períodos de las cefeidas son tanto mayores cuanto más brillantes son. La luminosidad intrínseca de las cefeidas clásicas aumenta así 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 liga el período de variación (tiempo entre dos máximos o mínimos) a la luminosidad aparente de estas estrellas.

De las cefeidas a las galaxias lejanas

Así, basta con medir la distancia precisa de una de estas cefeidas con el método de la paralaje para obtener una relación general que liga los períodos y las luminosidades absolutas de las cefeidas.
Esta medida fue realizada por primera vez en 1916, en la universidad de Harvard, por Harlow Shapley (1885-1972), que completó el descubrimiento de Henrietta Leavitt. A partir de esa fecha, las cefeidas cuya luminosidad intrínseca se conoce se convierten en "candelas estándar" para medir la distancia de las estrellas lejanas y de las galaxias cercanas.
La luminosidad aparente de un objeto depende, por tanto, de su luminosidad absoluta y de su distancia. Fue observando estrellas variables de tipo cefeida como 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 ayuda del telescopio del observatorio del Monte Wilson, cerca de Pasadena, en California.

El método de las supernovas de tipo 1a

La explosión de una enana blanca

Para las galaxias lejanas, los telescopios ya no pueden distinguir sus estrellas individualmente. Los astrónomos deben apoyarse en objetos extremadamente brillantes, tan brillantes como una galaxia. El objeto utilizado es la supernova de tipo 1a.
Las supernovas son acontecimientos raros en nuestra Vía Láctea, de una a tres por siglo; sin embargo, a escala del Universo, se observan todos los días.
Una supernova de tipo 1a corresponde a la explosión integral de una enana blanca que ha superado 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 la materia de una compañera cercana no pueden superar este límite.
La supernova SN 2014J de tipo 1a se sitúa en la Galaxia del Cigarro (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 millones de años-luz.

Una candela estándar de la cosmología

Esta candela estándar de la cosmología permitirá determinar las distancias extragalácticas.
Como explotan siempre en el mismo punto (límite de masa), 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 muy grandes distancias, sirven por tanto como candelas estándar.
Para calibrar el método, es necesario utilizar supernovas de tipo 1a suficientemente cercanas para ser medidas por el método de las cefeidas. Los científicos conocen algunas decenas de supernovas de tipo 1a suficientemente cercanas.
Las supernovas de tipo 1a permitirán medir la distancia de las galaxias lejanas hasta varios miles de millones de años-luz.

El método del redshift

El corrimiento al rojo

Para las galaxias aún más lejanas, los astrónomos utilizan el método del desplazamiento hacia el rojo de las líneas de absorción del espectro electromagnético.
Este desplazamiento hacia el 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 ligado a la distancia de la galaxia por 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. Midiendo el desplazamiento hacia el rojo, los astrónomos han podido localizar las primeras galaxias cercanas al Big Bang.

La ley de Hubble y la expansión del Universo

Así, la luz nos revela la distancia de los objetos cósmicos cercanos y lejanos; los astrónomos saben hoy calcular las distancias hasta lo más profundo del Universo observable (unos 13.000 millones de años-luz).
La ley de Hubble relaciona la velocidad de recesión aparente de una galaxia con su distancia, y constituye hoy uno de los pilares de la expansión del Universo. Permite convertir un simple desplazamiento espectral en una distancia expresada en megapársecs.

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