ESTRELLAS

Medición De Distancias Estelares

Medir la distancia a las estrellas o cuerpos celestes es una de las tareas más complejas en la astronomía, a lo largo de la historia se desarrollaron distintos métodos para poder realizar estos trabajos de medición, a continuación en este capítulo nos ocuparemos de estudiar los distintos métodos de mediciones estelares que existen en la actualidad

-Paralaje

El paralaje es la diferencia de posición de un objeto cercano al verlo desde dos posiciones diferentes. Puede verificarse fácilmente cerrando alternativamente los ojos mirando tu dedo, con referencia al fondo mas distante. Se usa para medir distancias.

Si conozco la separación entre los ojos y el ángulo de paralaje, puedo saber la distancia al objeto por medio de la trigonometría. 

Todo esto no parece mucho que ver con las distancias astronomicas, sin embargo es uno de los puntos clave de la medición de distancias en el Universo, ya que es un método directo. La mayor parte de los otros métodos de medición son indirectos, y se basan de una u otra forma en la paralaje. 

Para distancias cortas, existe la paralaje terrestre, que es medición de la posición de un astro vista desde dos puntos diferentes de la superficie terrestre, al mismo tiempo. En los planetas el ángulo es más pequeño. De hecho cuanto más lejano es el planeta, más reducido y difícil de medir es el paralaje. El límite actual de medición esta en 250 mil millones de kilómetros (1700 Unidades Astronómicas). 

Aunque esta cifra parece impresionante, es solo un 3% de año luz!! Como la estrella más cercana después del Sol está a poco más de 4 año luz, claramente el paralaje terrestre NO puede usarse para medir distancias estelares. 

¿Cómo medir la distancia de las estrellas? 

Es necesario encontrar una base de triangulo mayor que el tamaño de la Tierra... inicialmente parece no haber posibilidades, hasta recordar que la Tierra se mueve alrededor del Sol. La Tierra hoy está en una posición, y a los 6 meses está del otro lado de la órbita, a 300 millones de kilómetros! Ahora si esta base alcanza para medir las estrellas. 

La ecuación que las relaciona es: 

Dist .Estrella(UA)=Dist .Tierra−Soltan( p)

Donde p = paralaje en segundos de arco. 

UA= Unidad Astronómica (distancia Tierra-Sol). 

La estrella más cercana, Alfa Cen, tiene una paralaje de 0,76". Este ángulo es

realmente pequeño. Es el tamaño aparente de una moneda vista a 3

kilómetros...... 

Cuanto más lejanas son las estrellas, más pequeño es el ángulo, y por supuesto más difícil de medir con

precisión. Con esta técnica, actualmente pueden medirse distancias hasta 1000

años luz (con un error razonable). 

Por ejemplo: 

-Para Alfa Centauri (la más cercana) 

Dist .Estrella= 1UAtan (0,76 ¨ )

=271401UA

Como un año luz = 63271UA entonces:

271401UA63271UA

=4,29 AL=1,31 PC

Obviamente si lo que quieren es ahorrar tiempo pueden usar las siguientes fórmulas que son aún mas simplificadas así se estarían ahorrando trabajo y tiempo que es lo esencial en un examen de olimpiadas donde el tiempo es muy limitado.

-Trabajemos nuevamente con Alfa Centauri:

La fórmula que usaremos será:

3,26 ALParalaje (seg.dearco)

=Dist . en AL

Así que reemplazando datos:

3.26 AL0.76¨

=4.28 AL

Si realizamos una simple conversión:

4,283,26

=1,3 PC

¿Hasta qué distancia medimos? 

La distancia máxima parece mucha, pero en el diagrama de la Vía Láctea corresponde a un volumen mínimo

El círculo blanco representa las estrellas más lejanas visibles a simple vista. El rojo lo que se puede medir por paralaje estelar..... No es mucho en realidad! 

Para medir más lejos, es necesario hacerlo por medios indirectos que tienen que ver con el brillo de las estrellas. 

-Cefeidas

Sabemos que el brillo de una estrella varía con el cuadrado de la distancia. Así, si la Tierra estuviera el doble de alejada del Sol que ahora recibiría cuatro veces menos luz.

Sí todas las estrellas fueran iguales y tuvieran la misma luminosidad o magnitud absoluta, su distancia podría calcularse a partir de su brillo aparente o magnitud aparente vista desde la Tierra.

El problema es que hay estrellas con tamaños y brillos muy diferentes.

Por otra parte hay estrellas cuyo brillo varía periódicamente y de una forma bastante estable.

A comienzos del siglo XX, Henrietta Leavitt descubrió que existe una relación entre el periodo de variación del brillo de las estrellas variables conocidas como Cefeidas, y su magnitud absoluta.

Midiendo su magnitud aparente, no resulta demasiado difícil saber a qué distancia se encuentra dicha estrella.

Si se localizan Cefeidas en una galaxia, midiendo su periodo de variación de brillo y su magnitud aparente podemos calcular la distancia a la galaxia.

-Desplazamiento hacia el rojo

El astrónomo Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este

desplazamiento hacia el rojo es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de alejamiento de las galaxias.

Hubble también observó que esa velocidad era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su famosa “ley de Hubble”, la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.

Ejemplo:

Para medir la distancia a un astro mediante el método del desplazamiento al rojo se necesita considerar los siguientes factores:

El corrimiento al rojo de las líneas de un espectro suele medirse mediante el parámetro “Z” que viene dado por la ecuación:

Z=( λ− λ0 )λ0

Dónde:

𝞴= Longitud de onda observada de la radiación

.λ0= Longitud de onda original de la luz

Si el desplazamiento de las líneas espectrales se interpreta en términos del efecto doppler, esto es, como una consecuencia de la velocidad relativa entre el emisor y el receptor, entonces la velocidad de alejamiento o recesión de la fuente emisora “V” se calcula como:

V=Z .C

Dónde:

C= Velocidad de la luz

Por último la ley de Hubble establece que la velocidad aparente de recesión “V” está relacionada con la distancia de la galaxia emisora mediante la sencilla expresión:

V=H 0 . r

Dónde:

.H 0= Constante de Hubble

.r= Distancia del astro

Conocida la constante de Hubble, la distancia a un astro puede evaluarse con sencillez como:

r=Z .CH 0