19.2: Topografía de las estrellas

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Comprender el concepto de triangular distancias a objetos distantes, incluidas las estrellas
• Explicar por qué los satélites espaciales ofrecen distancias más precisas que los métodos terrestres
• Discutir los esfuerzos de los astrónomos para estudiar las estrellas más cercanas al Sol

Es un paso enorme ir de los planetas a las estrellas. Por ejemplo, nuestra sonda Voyager 1, que se lanzó en 1977, ahora ha viajado más lejos de la Tierra que cualquier otra nave espacial. Como esto está escrito en 2016, el Voyager 1 es 134 AU del Sol. ¹ La estrella más cercana, sin embargo, es cientos de miles de UA de la Tierra. Aun así, podemos, en principio, levantar distancias a las estrellas utilizando la misma técnica que emplea un ingeniero civil para observar la distancia a una montaña o árbol inaccesible, el método de triangulación.

Triangulación en el espacio

Un ejemplo práctico de triangulación es tu propia percepción de profundidad. Como te complace descubrir cada mañana cuando te miras en el espejo, tus dos ojos están ubicados a cierta distancia. Por lo tanto, se ve el mundo desde dos puntos de vista diferentes, y es esta perspectiva dual la que le permite tener una idea general de lo lejos que están los objetos.

Para ver a lo que nos referimos, toma un bolígrafo y sosténgalo unos centímetros frente a tu cara. Míralo primero con un ojo (cerrando el otro) y luego cambia los ojos. Observe cómo la pluma parece desplazarse en relación con los objetos del otro lado de la habitación. Ahora sostenga la pluma al alcance del brazo: el turno es menor. Si juegas con mover el bolígrafo por un tiempo, notarás que cuanto más lejos lo sostengas, menos parece que se desplaza. Tu cerebro realiza automáticamente tales comparaciones y te da una idea bastante clara de lo lejos que están las cosas en tu vecindario inmediato.

Si tus brazos estuvieran hechos de goma, podrías estirar el bolígrafo lo suficientemente lejos de tus ojos como para que el cambio se volviera imperceptible. Esto se debe a que nuestra percepción de profundidad falla para los objetos a más de unas pocas decenas de metros de distancia. Para poder ver el desplazamiento de un objeto a una cuadra de la ciudad o más de ti, tus ojos necesitarían separarse mucho más lejos.

Veamos cómo los topógrafos aprovechan la misma idea. Supongamos que está tratando de medir la distancia a un árbol a través de un río profundo (Figura\(\PageIndex{1}\)). Se configuran dos estaciones de observación a cierta distancia. Esa distancia (línea AB en la Figura\(\PageIndex{1}\)) se denomina línea base. Ahora se observa la dirección al árbol (C en la figura) en relación con la línea base desde cada estación. Tenga en cuenta que C aparece en diferentes direcciones de las dos estaciones. Este cambio aparente en la dirección del objeto remoto debido a un cambio en el punto de vista del observador se llama paralaje.

Figura\(\PageIndex{1}\) Triangulación. La triangulación nos permite medir distancias a objetos inaccesibles. Al obtener el ángulo a un árbol desde dos puntos de vista diferentes, podemos calcular las propiedades del triángulo que hacen y así la distancia al árbol.

El paralaje es también el ángulo que hacen las líneas AC y BC, en términos matemáticos, el ángulo subtendido por la línea base. Un conocimiento de los ángulos en A y B y la longitud de la línea base, AB, permite resolver el triángulo ABC para cualquiera de sus dimensiones, por ejemplo, la distancia AC o BC. La solución podría alcanzarse mediante la construcción de un dibujo a escala o mediante el uso de trigonometría para hacer un cálculo numérico. Si el árbol estuviera más lejos, todo el triángulo sería más largo y delgado, y el ángulo de paralaje sería más pequeño. Así, tenemos la regla general de que cuanto menor sea el paralaje, más distante debe estar el objeto que estamos midiendo.

En la práctica, los tipos de líneas de base que utilizan los topógrafos para medir distancias en la Tierra son completamente inútiles cuando tratamos de medir distancias en el espacio. Cuanto más lejos se encuentra un objeto astronómico, más larga tiene que ser la línea base para darnos una oportunidad razonable de hacer una medición. Desafortunadamente, casi todos los objetos astronómicos están muy lejos. Para medir sus distancias se requiere una línea base muy grande y mediciones angulares de alta precisión. La Luna es el único objeto lo suficientemente cercano como para que su distancia se pueda encontrar con bastante precisión con mediciones realizadas sin telescopio. Ptolomeo determinó correctamente la distancia a la Luna dentro de unos pocos por ciento. Utilizó la propia Tierra giratoria como línea de base, midiendo la posición de la Luna con respecto a las estrellas en dos momentos diferentes de la noche.

Con la ayuda de telescopios, los astrónomos posteriores pudieron medir las distancias a los planetas y asteroides más cercanos utilizando el diámetro de la Tierra como línea de base. Es así como se estableció por primera vez la UA. Para alcanzar las estrellas, sin embargo, se requiere una línea base mucho más larga para la triangulación y mediciones extremadamente sensibles. Tal línea de base es proporcionada por el viaje anual de la Tierra alrededor del Sol.

Distancias a Estrellas

A medida que la Tierra viaja de un lado a otro de su órbita, gentilmente nos proporciona una línea de base de 2 UA, o unos 300 millones de kilómetros. Aunque esta es una línea de base mucho más grande que el diámetro de la Tierra, las estrellas están tan lejos que el desplazamiento de paralaje resultante aún no es visible a simple vista, ni siquiera para las estrellas más cercanas.

En el capítulo sobre Observar el cielo: El nacimiento de la astronomía, discutimos cómo este dilema perplejo a los antiguos griegos, algunos de los cuales en realidad habían sugerido que el Sol podría ser el centro del sistema solar, con la Tierra en movimiento a su alrededor. Aristóteles y otros argumentaron, sin embargo, que la Tierra no podía estar girando sobre el Sol. Si así fuera, decían, seguramente observaríamos el paralaje de las estrellas más cercanas contra el fondo de objetos más distantes al ver el cielo desde diferentes partes de la órbita de la Tierra (Figura\(\PageIndex{3}\)). Tycho Brahe (1546—1601) avanzó el mismo argumento defectuoso casi 2000 años después, cuando sus cuidadosas mediciones de posiciones estelares a simple vista no revelaron tal cambio.

Estos primeros observadores no se dieron cuenta de cuán verdaderamente distantes estaban las estrellas y cuán pequeño era el cambio en sus posiciones, incluso con toda la órbita de la Tierra como línea de base. El problema era que no contaban con herramientas para medir los desplazamientos de paralaje demasiado pequeños para ser vistos con el ojo humano. Para el siglo XVIII, cuando ya no había dudas serias sobre la revolución de la Tierra, quedó claro que las estrellas debían estar extremadamente distantes. Los astrónomos equipados con telescopios comenzaron a idear instrumentos capaces de medir los pequeños cambios de las estrellas cercanas en relación con el fondo de objetos celestes más distantes (y por lo tanto inmóviles).

Este fue un reto técnico significativo, ya que, incluso para las estrellas más cercanas, los ángulos de paralaje suelen ser solo una fracción de segundo de arco. Recordemos que un segundo de arco (arcsec) es un ángulo de solo 1/3600 de grado. Una moneda del tamaño de un cuarto estadounidense parecería tener un diámetro de 1 segundo de arco si la estuvieras viendo desde una distancia de unos 5 kilómetros (3 millas). Piensa en lo pequeño que es ese ángulo. No es de extrañar que los astrónomos tardaran mucho tiempo antes de que pudieran medir cambios tan diminutos.

Las primeras detecciones exitosas de paralaje estelar fueron en el año 1838, cuando Friedrich Bessel en Alemania (Figura\(\PageIndex{2}\)), Thomas Henderson, astrónomo escocés que trabajaba en el Cabo de Buena Esperanza, y Friedrich Struve en Rusia midieron independientemente los paralaje de las estrellas 61 Cygni, Alpha Centauri, y Vega, respectivamente. Incluso la estrella más cercana, Alpha Centauri, mostró un desplazamiento total de sólo alrededor de 1.5 segundos de arco en el transcurso de un año.

Figura\(\PageIndex{2}\) Friedrich Wilhelm Bessel (1784—1846), Thomas J. Henderson (1798—1844), y Friedrich Struve (1793—1864). (a) Bessel realizó la primera medición autenticada de la distancia a una estrella (61 Cygni) en 1838, hazaña que había eludido a muchos astrónomos dedicados durante casi un siglo. Pero otros dos, (b) el astrónomo escocés Thomas J. Henderson y (c) Friedrich Struve, en Rusia, estaban cerca de sus talones.

La figura\(\PageIndex{3}\) muestra cómo funcionan tales mediciones. Visto desde lados opuestos de la órbita terrestre, una estrella cercana cambia de posición en comparación con un patrón de estrellas más distantes. Los astrónomos en realidad definen el paralaje como la mitad del ángulo que cambia una estrella cuando se ve desde lados opuestos de la órbita de la Tierra (el ángulo etiquetado P en la Figura\(\PageIndex{3}\)). La razón de esta definición es que prefieren tratar con una línea base de 1 UA en lugar de 2 AU.

Figura\(\PageIndex{3}\) Parallax., A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, la dirección en la que vemos una estrella cercana varía con respecto a las estrellas distantes. Definimos el paralaje de la estrella cercana como la mitad del cambio total de dirección, y generalmente lo medimos en segundos de arco.

Unidades de Distancia Estelar

Con una línea base de una UA, ¿qué tan lejos tendría que estar una estrella para tener un paralaje de 1 segundo de arco? La respuesta resulta ser 206,265 UA, o 3.26 años luz. Esto equivale a 3.1 × 10 ¹³ kilómetros (es decir, 31 billones de kilómetros). Le damos a esta unidad un nombre especial, el pársec (pc) —derivado de “la distancia a la que tenemos un par allax de un segundo ond”. La distancia (\(D\)) de una estrella en parsecs es solo el recíproco de su paralaje (p) en segundos de arco; es decir,

\[D=\frac{1}{p} \nonumber\]

Así, se encontraría una estrella con un paralaje de 0.1 segundos de arco a una distancia de 10 parsecs, y una con un paralaje de 0.05 segundos de arco estaría a 20 pársecs de distancia.

En los días en que la mayoría de nuestras distancias provenían de mediciones de paralaje, un pársec era una unidad útil de distancia, pero no es tan intuitivo como el año luz. Una ventaja del año luz como unidad es que enfatiza el hecho de que, al mirar hacia el espacio, también estamos mirando hacia atrás en el tiempo. La luz que vemos desde una estrella a 100 años luz de distancia dejó esa estrella hace 100 años. Lo que estudiamos no es la estrella tal como es ahora, sino como lo fue en el pasado. La luz que hoy llega a nuestros telescopios desde galaxias distantes los dejó antes de que existiera la Tierra.

En este texto, usaremos los años luz como nuestra unidad de distancia, pero muchos astrónomos siguen usando pársecs cuando escriben artículos técnicos o platican entre ellos en reuniones. Para convertir entre las dos unidades de distancia, solo hay que tener en cuenta: 1 pársec = 3.26 año luz, y 1 año luz = 0.31 pársec.

Ejemplo\(\PageIndex{1}\): ¿Qué tan lejos está un año luz?

Un año luz es la distancia que recorre la luz en 1 año. Dado que la luz viaja a una velocidad de 300,000 km/s, ¿cuántos kilómetros hay en un año luz?

Solución

Aprendimos antes que la velocidad = distancia/tiempo. Podemos reorganizar esta ecuación para que\(\text{distance } = \text{ velocity } \times \text{ time }\). Ahora, tenemos que determinar el número de segundos en un año.

Hay aproximadamente 365 días en 1 año. Para determinar el número de segundos, debemos estimar el número de segundos en 1 día.

Podemos cambiar unidades de la siguiente manera (observe cómo cancelan las unidades de tiempo):

\[ 1 \text{ day } \times 24 \text{ hr/day } \times 60 \text{ min/hr } \times 60 \text{ s/min } = 86,400 \text{ s/day} \nonumber\]

A continuación, para obtener el número de segundos por año:

\[ 365 \text{ days/year } \times 86,400 \text{ s/day } = 31,536,000 \text{ s/year} \nonumber\]

Ahora podemos multiplicar la velocidad de la luz por el número de segundos al año para obtener la distancia recorrida por la luz en 1 año:

\[ \begin{aligned} \text{distance } & = \text{ velocity } \times \text{ time} \\ & = 300,000 \text{ km/s } \times 31,536,000 \text{ s} \\ & =9.46 \times 10^{12} \text{ km} \end{aligned} \nonumber\]

Eso es casi 10,000,000,000,000 km que la luz cubre en un año. Para ayudarte a imaginar lo larga que es esta distancia, mencionaremos que una cuerda de 1 año luz de largo podría caber alrededor de la circunferencia de la Tierra 236 millones de veces.

Ejercicio\(\PageIndex{1}\)

El número anterior es realmente grande. ¿Qué pasa si lo ponemos en términos que podrían ser un poco más comprensibles, como el diámetro de la Tierra? El diámetro de la Tierra es de unos 12,700 km.

Contestar

\[ \begin{aligned} 1 \text{ light-year } & = 9.46 \times 10^{12} \text{ km} \\ & =9.46 \times 10^{12} \text{ km } \times \frac{1 \text{ Earth diameter}}{12,700 \text{ km}} \\ & =7.45 \times 10^8 \text{ Earth diameters} \end{aligned} \nonumber\]

Eso significa que 1 año luz es alrededor de 745 millones de veces el diámetro de la Tierra.

NOMBRAR ESTRELLAS

Quizás te estés preguntando por qué las estrellas tienen una variedad de nombres tan confusa. Basta con mirar a las tres primeras estrellas en medir sus paralaje: 61 Cygni, Alpha Centauri y Vega. Cada uno de estos nombres proviene de una tradición diferente de designar estrellas.

Las estrellas más brillantes tienen nombres que derivan de los antiguos. Algunos son del griego, como Sirio, que significa “el chamuscado” —una referencia a su brillantez. Algunos son del latín, pero muchos de los nombres más conocidos son del árabe porque, como se discutió en Observando el cielo: El nacimiento de la astronomía, gran parte de la astronomía griega y romana fue “redescubierta” en Europa después de la Edad Media por medio de traducciones al árabe. Vega, por ejemplo, significa “águila en picada”, y Betelgeuse (pronunciado “jugo de escarabajos”) significa “mano derecha de la central”.

En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer (1572-1625) introdujo un enfoque más sistemático para nombrar estrellas. Para cada constelación, asignó una letra griega a las estrellas más brillantes, aproximadamente en orden de brillo. En la constelación de Orión, por ejemplo, Betelgeuse es la estrella más brillante, por lo que obtuvo la primera letra del alfabeto griego —alfa— y se le conoce como Alfa Orionis. (“Orionis” es la forma posesiva de Orión, así que Alfa Orionis significa “el primero de Orión”.) Una estrella llamada Rigel, siendo la segunda más brillante de esa constelación, se llama Beta Orionis (Figura\(\PageIndex{4}\)). Dado que hay 24 letras en el alfabeto griego, este sistema permite etiquetar 24 estrellas en cada constelación, pero las constelaciones tienen muchas más estrellas que eso.

\(\PageIndex{4}\)Objetos de figura en Orión. (a) Esta imagen muestra los objetos más brillantes dentro o cerca del patrón estelar de Orión, el cazador (de la mitología griega), en la constelación de Orión. (b) Anote las letras griegas del sistema de Bayer en este diagrama de la constelación de Orión. Los objetos denotados M42, M43 y M78 no son estrellas sino nebulosas, nubes de gas y polvo; estos números provienen de una lista de “objetos difusos” hecha por Charles Messier en 1781.

En 1725, el astrónomo inglés Royal John Flamsteed introdujo otro sistema más, en el que las estrellas más brillantes finalmente obtuvieron un número en cada constelación en orden de su ubicación en el cielo o, más precisamente, su ascensión derecha. (El sistema de coordenadas del cielo que incluye la ascensión derecha se discutió en la Tierra, la Luna y el Cielo). En este sistema, Betelgeuse se llama 58 Orionis y 61 Cygni es la estrella 61 en la constelación de Cygnus, el cisne.

Se pone peor. A medida que los astrónomos comenzaron a entender cada vez más sobre las estrellas, elaboraron una serie de catálogos especializados de estrellas, y los fanáticos de esos catálogos comenzaron a llamar a las estrellas por sus números de catálogo. Si nos fijamos en el Apéndice I, nuestra lista de las estrellas más cercanas (muchas de las cuales son demasiado débiles para obtener un nombre antiguo, una letra Bayer o un número Flamsteed), verá referencias a algunos de estos catálogos. Un ejemplo es un conjunto de estrellas etiquetadas con un número BD, para “Bonner Durchmusterung”. Se trataba de un gigantesco catálogo de más de 324,000 estrellas en una serie de zonas en el cielo, organizado en el Observatorio de Bonn en las décadas de 1850 y 1860. Tenga en cuenta que este catálogo se realizó antes de que la fotografía o las computadoras entraran en uso, por lo que la posición de cada estrella tuvo que medirse (al menos dos veces) a ojo, una empresa desalentadora.

También existe un sistema completamente diferente para hacer un seguimiento de las estrellas cuya luminosidad varía, y otro para las estrellas que iluminan explosivamente en momentos impredecibles. Los astrónomos se han acostumbrado a los diferentes sistemas de nombres estelares, pero los estudiantes a menudo los encuentran desconcertantes y desean que los astrónomos se establezcan en uno. No contengas la respiración: en la astronomía, como en muchos campos del pensamiento humano, la tradición tiene una poderosa atracción. Aún así, con bases de datos informáticas de alta velocidad para ayudar a la memoria humana, los nombres pueden volverse cada vez menos necesarios Los astrónomos actuales suelen referirse a las estrellas por sus ubicaciones precisas en el cielo y no por sus nombres o varios números de catálogo.

Las Estrellas Más Cercanas

Ninguna estrella conocida (que no sea el Sol) se encuentra a 1 año luz o incluso a 1 pársec de la Tierra. Los vecinos estelares más cercanos al Sol son tres estrellas en la constelación de Centauro. A simple vista, la más brillante de estas tres estrellas es Alpha Centauri, que está a solo 30○del polo celeste sur y por lo tanto no es visible desde la parte continental de Estados Unidos. Alpha Centauri en sí es una estrella binaria, dos estrellas en revolución mutua, demasiado juntas para distinguirse sin un telescopio. Estas dos estrellas están a 4.4 años luz de nosotros. Cerca se encuentra una tercera estrella débil, conocida como Próxima Centauri. Próxima, con una distancia de 4.3 años luz, está un poco más cerca de nosotros que las otras dos estrellas. Si Próxima Centauri forma parte de un sistema triple estelar con el binario Alfa Centauri, como parece probable, entonces su periodo orbital puede ser superior a 500,000 años.

Próxima Centauri es un ejemplo del tipo de estrella más común, y nuestro tipo más común de vecino estelar (como vimos en Stars: A Celestial Census.) Las enanas M rojas de baja masa constituyen alrededor del 70% de todas las estrellas y dominan el censo de estrellas dentro de los 10 pársecs del Sol. La última encuesta del barrio solar ha contado 357 estrellas y enanas marrones dentro de 10 parsecs, y 248 de ellas son enanas rojas. Sin embargo, si quisieras ver a un enano M a simple vista, no tendrías suerte. Estas estrellas solo producen una fracción de la luz del Sol, y casi todas requieren de un telescopio para ser detectadas.

La estrella más cercana visible sin telescopio de la mayor parte de Estados Unidos es la que aparece más brillante de todas las estrellas, Sirius, que tiene una distancia de poco más de 8 años luz. También es un sistema binario, compuesto por una tenue enana blanca que orbita una estrella de secuencia principal de color blanco azulado. Es una interesante coincidencia de números que la luz nos llegue desde el Sol en unos 8 minutos y desde la siguiente estrella más brillante del cielo en unos 8 años.

Ejemplo\(\PageIndex{2}\): Cálculo del Diámetro del Sol

Para las estrellas cercanas, podemos medir el aparente cambio en sus posiciones a medida que la Tierra orbita al Sol. Escribimos anteriormente que un objeto debe estar 206,265 UA distante para tener un paralaje de un segundo de arco. Esto debe parecer un número muy extraño, pero puedes entender por qué este es el valor correcto. Comenzaremos por estimar el diámetro del Sol y luego aplicar la misma idea a una estrella con un paralaje de 1 segundo de arco. Haz un boceto que tenga un círculo redondo para representar al Sol, coloca la Tierra a cierta distancia y coloca un observador sobre ella. Dibuja dos líneas desde el punto donde está parado el observador, una a cada lado del Sol. Dibuja un círculo centrado en la Tierra con su circunferencia pasando por el centro del Sol. Ahora piensa en proporciones. El Sol se extiende alrededor de medio grado en el cielo. Un círculo completo tiene 360○. La circunferencia del círculo centrada en la Tierra y que pasa por el Sol viene dada por:

\[\text{circumference } =2 \pi \times 93,000,000 \text{ miles} \nonumber\]

Entonces, las siguientes dos proporciones son iguales:

\[\frac{0.5^{\circ}}{360^{\circ}} = \frac{\text{diameter of Sun}}{2 \pi \times 93,000,000} \nonumber\]

Calcular el diámetro del Sol. ¿Cómo se compara tu respuesta con el diámetro real?

Solución

Para resolver el diámetro del Sol, podemos evaluar la expresión anterior.

\ [\ begin {aligned}\ text {diámetro del sol} & =\ frac {0.5^ {\ circ}} {360^ {\ circ}}
\ times 2\ pi\ times 93.000.000\ text {millas}\\ =811,577\ texto {millas}\ end {alineado}\ nonumber\]

Esto está muy cerca del verdadero valor de unas 848,000 millas.

Ejercicio\(\PageIndex{2}\)

Ahora aplica esta idea para calcular la distancia a una estrella que tiene un paralaje de 1 arcsec. Dibuja un cuadro similar al que sugerimos anteriormente y calcule la distancia en AU. (Pista: Recuerde que el ángulo de paralaje está definido por 1 AU, no 2 AU, y que 3600 segundos de arco = 1 grado.)

Contestar

206,265 AU

Medición de Paralejes en el Espacio

Las mediciones de paralaje estelar fueron revolucionadas por el lanzamiento de la nave espacial Hipparcos en 1989, que midió distancias para miles de estrellas hasta cerca de 300 años luz con una precisión de 10 a 20% (ver Figura\(\PageIndex{5}\) y la característica en Parallax y Astronomía Espacial a continuación). No obstante, hasta 300 años luz son menos del 1% del tamaño del disco principal de nuestro Galaxy.

En diciembre de 2013, el sucesor de Hipparcos, llamado Gaia, fue lanzado por la Agencia Espacial Europea. Gaia está midiendo la posición y distancias a casi mil millones de estrellas con una precisión de unas pocas millonésimas de segundo de arco. El límite de distancia de Gaia se extenderá mucho más allá de Hipparcos, estudiando estrellas a 30,000 años luz (100 veces más lejos que Hipparcos, cubriendo casi 1/3 del disco galáctico). Gaia también podrá medir los movimientos ² adecuados para miles de estrellas en el halo de la Vía Láctea, algo que solo se puede hacer por las estrellas más brillantes en este momento. Al término de la misión de Gaia, no sólo tendremos un mapa tridimensional de una gran fracción de nuestra propia Galaxia Vía Láctea, sino que también tendremos un eslabón fuerte en la cadena de distancias cósmicas que estamos discutiendo en este capítulo. Sin embargo, para extender esta cadena más allá del alcance de Gaia y explorar distancias a galaxias cercanas, necesitamos algunas técnicas completamente nuevas.

Figura\(\PageIndex{5}\) H—R Diagrama de Estrellas Medidas por Gaia e Hiparcos.Esta gráfica incluye 16,631 estrellas para las cuales los paralaje tienen una precisión de 10% o mejor. Los colores indican los números de estrellas en cada punto del diagrama, con el rojo correspondiente al número más grande y el azul al más bajo. La luminosidad se traza a lo largo del eje vertical, aumentando la luminosidad hacia arriba. Se traza un color infrarrojo como un proxy para la temperatura, con la temperatura decreciente hacia la derecha. La mayoría de los puntos de datos se distribuyen a lo largo de la diagonal que va desde la esquina superior izquierda (alta luminosidad, alta temperatura) hasta la parte inferior derecha (baja temperatura, baja luminosidad). Se trata de estrellas de secuencia principal. El gran grupo de puntos de datos por encima de la secuencia principal en el lado derecho del diagrama está compuesto por estrellas gigantes rojas.

paralaje y astronomía espacial

Una de las cosas más difíciles de medir con precisión los diminutos ángulos de los cambios de paralaje desde la Tierra es que hay que observar las estrellas a través de la atmósfera de nuestro planeta. Como vimos en Instrumentos astronómicos, el efecto de la atmósfera es extender los puntos de la luz estelar en discos difusos, haciendo más difíciles las mediciones exactas de sus posiciones. Los astrónomos habían soñado durante mucho tiempo con poder medir los paralaje desde el espacio, y dos observatorios orbitantes ahora han convertido este sueño en realidad.

El nombre del satélite Hipparcos, lanzado en 1989 por la Agencia Espacial Europea, es a la vez una abreviatura de Satélite colector de paralaje de alta precisión y un homenaje a Hiparchus, el astrónomo griego pionero cuyo trabajo discutimos en el Observando el cielo: El nacimiento de la astronomía. El satélite fue diseñado para realizar las mediciones de paralaje más precisas de la historia, desde 36 mil kilómetros sobre la Tierra. Sin embargo, su motor de cohete a bordo no logró disparar, lo que significaba que no obtuvo el impulso necesario para alcanzar la altitud deseada. Hipparcos terminó pasando sus 4 años de vida en una órbita elíptica que varió de 500 a 36 mil kilómetros de altura. En esta órbita, el satélite se sumergió en los cinturones de radiación de la Tierra cada 5 horas más o menos, lo que finalmente pasó factura en los paneles solares que proporcionaban energía para alimentar los instrumentos.

Sin embargo, la misión fue exitosa, resultando en dos catálogos. Uno da posiciones de 120,000 estrellas con una precisión de una milésima de segundo de arco, aproximadamente el diámetro de una pelota de golf en Nueva York vista desde Europa. El segundo catálogo contiene información de más de un millón de estrellas, cuyas posiciones se han medido a treinta milésimas de segundo de arco. Ahora tenemos mediciones precisas de paralaje de estrellas a distancias de aproximadamente 300 años luz. (Con telescopios terrestres, las mediciones precisas fueron factibles a solo unos 60 años luz).

Para construir sobre el éxito de Hipparcos, en 2013, la Agencia Espacial Europea lanzó un nuevo satélite llamado Gaia. Está previsto que la misión Gaia dure 5 años. Debido a que Gaia lleva telescopios más grandes que Hipparcos, puede observar estrellas más débiles y medir sus posiciones 200 veces con mayor precisión. El objetivo principal de la misión de Gaia es hacer un mapa tridimensional preciso de esa porción de la Galaxia dentro de unos 30 mil años luz observando mil millones de estrellas 70 veces cada una, midiendo sus posiciones y de ahí sus paralaje así como sus brillos.

Durante mucho tiempo, la medición de paralaje y posiciones estelares precisas fue un remanso de la investigación astronómica, principalmente porque la precisión de las mediciones no mejoró mucho durante aproximadamente 100 años. Sin embargo, la capacidad de realizar mediciones desde el espacio ha revolucionado este campo de la astronomía y continuará proporcionando un eslabón crítico en nuestra cadena de distancias cósmicas.

La Agencia Espacial Europea (ESA) mantiene un sitio web de la misión Gaia donde puedes conocer más sobre la misión Gaia y obtener las últimas noticias sobre las observaciones de Gaia.

Para obtener más información sobre Hipparcos, explore esta página web de la Agencia Espacial Europea con un vodcast de la ESA Trazando la Galaxia, desde Hipparcos hasta Gaia.

Resumen

Para las estrellas que están relativamente cerca, podemos “triangular” las distancias desde una línea base creada por el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol. La mitad del cambio en la posición de una estrella cercana en relación con las estrellas de fondo muy distantes, tal como se ve desde lados opuestos de la órbita de la Tierra, se llama paralaje de esa estrella y es una medida de su distancia. Las unidades utilizadas para medir la distancia estelar son el año luz, la distancia que recorre la luz en 1 año y la parsec (pc), la distancia de una estrella con un paralaje de 1 segundo de arco (1 pársec = 3.26 años luz). La estrella más cercana, una enana roja, está a más de 1 pársec de distancia. Las primeras mediciones exitosas de los paralaje estelares se reportaron en 1838. Las mediciones de paralaje son un eslabón fundamental en la cadena de distancias cósmicas. El satélite Hipparcos nos ha permitido medir paralaje precisos para estrellas de alrededor de 300 años luz, y la misión Gaia dará como resultado paralaje de hasta 30,000 años luz.

Notas al pie

¹ Para tener alguna base para la comparación, el planeta enano Plutón orbita a una distancia promedio de 40 UA del Sol, y el planeta enano Eris se encuentra actualmente aproximadamente a 96 UA del Sol.

² El movimiento adecuado (como se discute en Analizando la luz estelar, es el movimiento de una estrella a través del cielo (perpendicular a nuestra línea de visión).

Glosario

paralaje

un aparente desplazamiento de una estrella cercana que resulta del movimiento de la Tierra alrededor del Sol

pársec

una unidad de distancia en astronomía, igual a 3.26 años luz; a una distancia de 1 parsec, una estrella tiene un paralaje de 1 segundo de arco