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Manuel Riveira Porta
Ingeniero Industrial
Algunos científicos opinan que el universo es infinito, mientras que otros, una mayoría, piensan que es finito pero “sin límites”, misterios de la cosmología y la deformación del espacio-tiempo. Sin embargo, en lo que todos están de acuerdo es que el universo es enorme, formado por miles de millones de galaxias (como nuestra Vía Láctea), cada una con miles de millones de estrellas (como nuestro Sol). La astronomía es la ciencia que se ocupa, entre otras cosas, de medir las distancias que nos separan de otros cuerpos celestes.
A. Unidades
En Astronomía, como en cualquier otra disciplina, se necesita disponer de unidades adecuadas a las magnitudes a medir, para que las cifras a utilizar sean manejables. Por ejemplo, la distancia media Tierra-Luna, el cuerpo celeste más cercano, es de 384 000 km, una cifra manejable, sin embargo la distancia Tierra-Sol ya es de unos 150 millones de km (150 000 000), la distancia a la estrella más cercana (Próxima Centauri) es de unos 4 x 1013 km (un 4 seguido de 13 ceros), y la distancia a la galaxia Andrómeda (de nuestro Grupo Local), es de 2,4 x 1019 km (24 seguido de 18 ceros). Es por ello que los astrónomos se han visto en la necesidad de definir las siguientes unidades de longitud:
- Unidad astronómica (símbolo ua o UA): por definición es igual a 149 597 870 700 metros, que equivale aproximadamente a la distancia media entre la Tierra y el Sol. Se trata de una unidad adecuada para medidas de distancias dentro de los sistemas planetarios. Ejemplos:
- Distancia media Tierra-Sol = 1 ua (obviamente).
- Distancia media Júpiter-Sol = 5,2 ua.
- Año luz (símbolo al): unidad de longitud equivalente a unos 9,46 × 1012 km (9 460 730 472 580,8 km exactamente). Se corresponde con la distancia recorrida por la luz en el vacío (299 792 458 m/s) durante un año juliano (365,25 días). Es una unidad adecuada para medidas de distancias interestelares e intergalácticas. Ejemplos:
- Distancia de la Tierra a Próxima Centauri (estrella más cercana) = 4,2 al.
- Distancia de la Tierra a la galaxia Andrómeda = 2,5 millones de al.
- Pársec o parsec (por sus siglas en inglés: parallax of one arc second) (símbolo pc): se define como la distancia (Δ = 1 pc) a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1″), figura 1.
De la definición, resulta:
- 1 pársec = 206 265 ua = 3,26 años luz
- 1 kilopársec (kpc): mil pársecs = 3262 años luz.
- 1 megapársec (Mpc): un millón de pársecs = equivalente a unos 3,26 millones de años luz.
B. Métodos de medida
Lo mismo que las unidades de medida, los órdenes de magnitud de las distancias a que se encuentran los distintos objetos celestes son enormemente variables. Como vamos a ver, las distancias “cortas” se pueden determinar geométricamente por observación directa, mientras que la medida de distancias “lejanas” se apoya en ciertas características físicas de los objetos en estudio.
B1. Método de la paralaje astronómica
La paralaje (femenino en español) es el cambio aparente en la posición de un objeto “cercano”, respecto al fondo de estrellas lejanas (que se puede considerar fijo), debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol (figura 2). La medida del ángulo formado por la dirección de dos líneas de observación del objeto a medir (2p) y la separación desde la que se visualiza el objeto (2 ua) (en el ejemplo: observación cada 6 meses), permite determinar geométricamente la distancia buscada (d). Este es un método de medida directa, aplicable a objetos situados entre unos 100 a 1000 al de distancia, dependiendo de la precisión del medio utilizado. Para objetos más alejados los ángulos son muy pequeños y las medidas resultan imprecisas (estas distancias, que pueden parecer enormes, son relativamente cortas en términos astronómicos; téngase en cuenta que solo el diámetro de nuestra Vía Láctea ya es de unos 100 000 al.
B2. Candelas estándar
Más allá de unas 100 a 1000 ua (estrellas cercanas de la Vía Láctea), los astrónomos utilizan objetos o procesos denominados candelas estándar, cuyas propiedades físicas permiten determinar la distancia a la que se encuentran. La base para estimar distancias por medio de estos objetos o procesos, consiste en comparar la luz emitida y conocida (su luminosidad intrínseca), con la luz recibida y medida por los astrónomos (telescopios terrestres o en órbita). Aclararemos este concepto con un ejemplo general previo: supongamos (figura 3), que disponemos de tres lámparas iguales de 120 W cada una, dispuestas de tal forma que la más cercana (A) se encuentra a 10 m del observador, la siguiente (B) está situada a 20 m, y la tercera a una distancia (d) que queremos determinar, disponiendo para ello de un fotómetro que nos permite medir, desde el luga fijo de observación, la luminosidad (brillo) de cada una de la lámparas. Sabemos por la física que la luminosidad (el brillo) decae con el cuadrado de la distancia; por lo tanto si calibramos nuestro fotómetro en 120 cuando visualizamos la lámpara A, al dirigirlo a la lámbara B, que se encuentra a doble distancia, marcará 120/22 = 120/4 = 30. Supongamos ahora que dirigimos el fotómetro a la lámpara C, cuya distancia queremos determinar, y obtenemos una medida de de 7,5. Aplicando el mismo razonamiento tendríamos:
Este es el proceso en que basan las medidas astronómicas de grandes distancias, sustituyendo las lámparas por candelas estándar y el fotómetro por telescopios, equipados con fotómetros de precisión. Entre las principales candelas estándar disponibles tenemos: el período de variabilidad de determinadas estrellas, principalmente las cefeidas y las RR Lyrae y las supernovas de tipo Ia.
B2.1. Variables cefeidas
Las cefeidas son una clase de estrellas variables cuya luminosidad (brillo) oscila periódicamente de forma muy precisa. Fue la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt quien descubrió que las Cefeidas más luminosas presentaban periodos de oscilación más largos, mostrando una relación entre ambos (año 1912). Un año más tarde se pudo determinar la distancia de algunas cefeidas (por la paralaje) lo que permitió calibrar la llamada ley Período-Luminosidad, que relaciona directamente la luminosidad absoluta de una cefeida, en el máximo de su curva, con el valor de su período de pulsación (dos estrellas cefeidas con la misma frecuencia de variación, presentan el mismo brillo máximo). Estas estrellas son numerosas, tanto en nuestra galaxia, como en otras galaxias lejanas, y nos permiten determinar grandes distancias.
Efectivamente, nos encontramos en una situación similar al caso de las bombillas de 120 W: la observación (por medio de un potente telescopio) de una cefeida lejana (en la Vía Láctea o en otra galaxia), nos permite medir su periodo de pulsación y el brillo aparente. A partir del periodo deducimos el brillo absoluto, cuya relación con el brillo aparente (decaimiento) nos permite calcular la distancia.
B2.2. Variables RR Lyrae.
Las variables RR Lyrae son un tipo de estrellas bastante brillantes que presentan variaciones en su radio (pulsaciones radiales) con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes (cambios de brillo) de 0,2 a 2 magnitudes. Son también denominadas “cefeidas de periodo corto” (el periodo de las cefeidas varía de 0,2 a 120 días), o “variables de cúmulo”, por su frecuencia de aparición en los cúmulos globulares (agrupaciones de 100 000 a 1 000 000 de estrellas viejas).
El principio de funcionamiento es similar al de las variables cefeidas.
B2.3. Supernovas Ia.
Una supernova es la explosión de una estrella masiva al final de su vida, generando un enorme brillo, que puede observarse, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular, razón por la que estas manifestaciones se llamaron “estrellas nuevas” (novas). Con el paso del tiempo se hizo la distinción entre fenómenos similares, pero de luminosidad diferente, dando lugar a las denominaciones de “novas” y “supernovas”.
Un caso particular de supernova, denominada supernova Ia, se produce cuando una enana blanca (1) captura material de una compañera (acreción) hasta alcanzar el límite preciso de 1,4 masas solares (límite de Chandrasekhar) en cuyo momento se fusiona instantáneamente todo su núcleo, produciendo un intensísimo pico de luminosidad coherente y uniforme para todas las explosiones de este tipo, por lo que estas explosiones pueden ser utilizadas como candelas estelares para la medida de enormes distancias: se conoce la luminosidad intrínseca (emitida), y podemos medir la recibida, cuyo decaimiento permite deducir la distancia.
(1) Enana blanca: remanente estelar (generalmente de 0,5 a 0,7 masas solares), que se forma cuando una estrella de masa inicial menor de unas 8 masas solares ha terminado su vida cesando su actividad nuclear.
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