En base a cómo se calcula la distancia a las estrellas, los científicos utilizan diferentes formas cuya utilización dependerá de la luz que nos envía una estrella en particular y, paradójicamente, la distancia en la que se encuentra.
Métodos para saber cómo se calcula la distancia a las estrellas
Dependiendo de la distancia, los científicos suelen usar algunas herramientas. Este tipo de sistema es conocido por los especialistas como escalera de distancia cósmica y por medio de este se alcanza determinada información que será útil en la siguiente etapa. Algunos métodos básicos para la medición de distancia con las estrellas son:
El sistema de paralaje, el método de las estrellas Cefeidas, el método de las supernovas y el método de la constante cosmológica.
Método de paralaje
Este método se basa en la trigonometría estándar. Según la definición científica obtenemos que “Paralaje: Es la diferencia visual de la ubicación de un astro, según la posición de quien observa”. Este método se utiliza para medir la distancia a las estrellas que se encuentran relativamente cerca de la tierra.
Su origen data de mil quinientos treinta y tres, gracias al físico-matemático Gemma Frisius. Posteriormente, Tycho Brahe, estudió los sucesos que ocasionan los cometas en el espacio exterior, dando a conocer que estos no eran parte de ciertos fenómenos en la atmósfera, sino cuerpos alejados del planeta Tierra.
Gracias al movimiento de rotación de la tierra, se pueden observar los diferentes cuerpos en el espacio en diversas posiciones, bajo diferentes tiempos. A este fenómeno se le denomina paralaje diurno.
Sin embargo, el paralaje anual se origina por medio de la traslación terrestre, el cual a través del movimiento orbitacional del Sol permite que los cuerpos puedan observarse en diferentes lugares del espacio.
Al encontrarse un astro a corta distancia del Sol, el desplazamiento del mismo entre los dos movimientos terrestres (rotación y traslación), es mayor.
Este sistema se puede explicar de la manera más sencilla utilizando el siguiente ejemplo. Coloque un dedo cerca de su nariz y cierre alternativamente los ojos, verá como el dedo se desplaza brevemente a la derecha o a la izquierda con respecto al fondo. Si aleja el dedo de la nariz y repite el procedimiento notará que el desplazamiento con respecto al fondo es mayor.
Para utilizar este sistema y conocer a qué distancia se encuentra una estrella, la estrella ocupará el lugar del dedo del ejemplo anterior y los ojos serían dos satélites (el observador) que serán los puntos de referencia.
Conociendo la distancia a la que se encuentran los satélites y aplicando un cálculo de trigonometría básico, midiendo el desplazamiento sobre el fondo cósmico y dependiendo del tipo de paralaje, se logrará determinar la distancia del astro.
Los ojos que serían los observadores, forman un triángulo con la distancia del cuerpo. Siendo el dedo la posición de la estrella en el espacio y los observadores (los ojos), los movimientos de la tierra.
Para calcular el paralaje, se utiliza una Unidad Astronómica que equivale a ciento cincuenta millones de kilómetros. Usando el diámetro de la tierra para el paralaje diurno y trescientos millones de kilómetros para el paralaje anual.
Aunque este método es bastante eficaz, no se puede utilizar cuando las estrellas son muy lejanas.
Método de las estrellas Cefeidas
Las Cefeidas son estrellas que poseen un brillo continuo y establecido previamente. Este resplandor se relaciona con el período en el cual varía.
Así que las estrellas más resplandecientes tienen períodos de variación más extensos y por ende, en las menos resplandecientes el período de variación es menor. Entonces al calcular su período conoceremos el brillo propio de la estrella.
A este brillo se le conoce como Magnitud Absoluta, que se denomina como el brillo de una estrella ubicada a diez pársecs de distancia (un pársec equivale a 3,2616 años luz).
Por esto, si sabemos cuál es la magnitud absoluta de una estrella y si su brillo es cuatro veces menor, entonces entenderemos que la estrella está al doble de la distancia.
Hay que tener presente que la magnitud del brillo se modifica según la distancia y esta otorga una proporción inversa al cuadrado de esta magnitud. Esto significa que si la distancia se duplica, el brillo que se percibirá será cuatro veces más bajo. En el ejemplo concreto la distancia de la estrella sería de veinte pársecs.
A pesar de que este es uno de los procesos más eficaces que existen, sólo se puede utilizar para obtener la distancia a la cual se ubica una estrella cefeida o la distancia de un cuerpo que se encuentre cerca de otra estrella cefeida.
Método de las supernovas
Este método es el que utilizan los astrónomos para calcular el distanciamiento entre estrellas que se encuentran lejos de la Vía Láctea. Las supernovas ocurren cuando gran cantidad de estrellas que llegan a su fin, crean una explosión que podría tener un brillo superior a diez mil millones de soles.
Las supernovas son las más frecuentes y ocurren cuando una enana blanca muere. Se caracterizan por tener siempre la misma cantidad de brillo o magnitud absoluta, sabiendo esto, solo es necesario comparar la magnitud aparente con la intensidad de brillo que le es propia para conocer a qué distancia se encuentra.
Este método tiene mucha exactitud, pero es poco práctico porque para su uso es necesario encontrar una supernova en el preciso instante de su explosión, lo cual es poco común.
Método de la constante cosmológica
Para entender este método es necesario conocer la Ley de Hubble, la cual se refiere a la expansión del universo. El concepto de la expansión del universo está contenido en las ecuaciones sobre la relatividad del tiempo formuladas por Einstein, mediante las cuales se deduce que la distancia entre las galaxias se expande separándolas de forma constante y proporcional.
Hubble demostró la teoría de Einstein sobre la expansión del universo. También descubrió que las líneas espectrales de varias galaxias se movían hacia el rojo. Este movimiento es proporcional a la distancia entre las galaxias si se interpreta a través del efecto Doppler. Lo que significa que mientras más grande es el movimiento a rojo, más lejos está una galaxia.
