Como se mide la distancia de la tierra a las estrellas

Como se mide la distancia de la tierra a las estrellas

Cómo medir la distancia de una estrella utilizando el brillo

Medir las distancias a otras galaxias es una parte importante de nuestra capacidad para entender cómo funciona el universo. Los astrónomos pueden utilizar lo que se denomina fluctuaciones de brillo superficial (SBF, por sus siglas en inglés), junto con el color de una galaxia, para calcular a qué distancia se encuentra de la Tierra. La mayoría de las galaxias que se miden de este modo están a millones de años luz.

Como el espacio es tan grande, a muchos astrónomos no les gusta decir a qué distancia están las cosas utilizando millas o kilómetros. En su lugar, utilizamos una medida que llamamos parsec. ¿Recuerdas Alfa Centauri, la estrella más cercana? Está a 1,347 pársecs, es decir, a 41.560.000.000 (o 41,56 billones) de kilómetros. Me gustan los parsecs porque, para mí, son más fáciles de usar y entender en comparación con todos los ceros que hay cuando usamos kilómetros.

Es genial que el espacio sea tan grande, o al menos eso creo. Pero, ¿cómo sabemos lo grande que es el espacio? Hay muchas formas diferentes de medir las cosas en el espacio, pero yo me centro en la medición de la distancia a las galaxias utilizando un método muy especial llamado fluctuaciones de brillo superficial (SBF). Para explicar cómo funciona el SBF, mira de cerca la pantalla del teléfono u ordenador en la que estás leyendo esto. Si la pantalla está muy cerca de tu cara, podrás ver los píxeles, o las pequeñas luces que componen la imagen que ves, en la pantalla. Ahora, aléjate hasta que ya no puedas ver los píxeles.

¿qué unidad se utiliza para medir la distancia en el espacio?

Uno de los principales métodos para determinar la distancia en el espacio es utilizar las velas estándar: objetos astronómicos que tienen un brillo inherente constante. Cuanto más tenues nos parezcan en comparación con este brillo real, más lejos deben estar.

Para medir la distancia a los objetos de nuestro Sistema Solar (como la Luna, arriba) solemos hacer rebotar las ondas de radio en su superficie. Cuanto más tarden las ondas en volver a la Tierra, más lejos estará el objeto.

Si se observa con seis meses de diferencia, una estrella en primer plano parece cambiar de posición en comparación con una del fondo. Cuanto más cerca de nosotros esté la estrella en primer plano, más saltará, pero a más de 10.000 años luz el cambio es demasiado pequeño para medirlo.

Estas estrellas son una forma de «vela estándar». Se expanden y contraen de forma regular, alterando su brillo. Este ciclo es más largo para las variables cefeidas más brillantes, lo que nos permite conocer su verdadero brillo y medir las distancias a las galaxias cercanas.

Las galaxias más brillantes y masivas giran más rápido. Medimos la rotación de una galaxia más lejana analizando su espectro de luz. Al igual que las velas estándar, cuanto más tenue parece una galaxia en comparación con su brillo real, más lejos debe estar.

Cómo se mide la distancia a las estrellas

La primera, que en realidad sólo se puede utilizar dentro del sistema solar, es el radar básico y el LIDAR. El LIDAR sólo se utiliza para medir la distancia a la Luna. Esto se hace disparando un láser brillante a través de un gran telescopio (como el de 3,5 m de Apache Point en Nuevo México (EE.UU.), véase el Proyecto Apolo) y luego midiendo el débil pulso de retorno con ese telescopio desde los diversos reflectores de esquina colocados allí por las misiones lunares Apolo.

Si se quieren obtener distancias a cosas más allá de nuestro sistema solar, el primer peldaño de la escalera de las distancias es, como describió Wedge en su respuesta, la triangulación, o como se llama en astronomía, el paralaje. Para medir la distancia de esta manera, se toman dos imágenes de un campo de estrellas, una a cada lado de la órbita de la Tierra, de modo que se tiene una línea de base de 300 millones de kilómetros. Las estrellas más cercanas se desplazarán con respecto a las estrellas más lejanas del fondo y, midiendo el tamaño del desplazamiento, se puede determinar la distancia a las estrellas. Este método sólo funciona para las estrellas más cercanas en las que se puede medir el desplazamiento. Sin embargo, con la tecnología actual, son bastantes estrellas. El mejor catálogo actual de paralaje es el catálogo Tycho-2, elaborado a partir de los datos observados por el satélite Hipparcos de la ESA a finales de los años 80 y principios de los 90.

Año-luz

Debería ser evidente que cuanto mayor sea la línea de base utilizada, mayor será la distancia que se pueda medir. Supongamos que en lugar de medir la distancia a través de un río, queremos medir la distancia a algún objeto fuera de la Tierra. ¿Qué tal si utilizas la propia Tierra como una gran línea de base?

Ahora te colocas en un lado de la Tierra y tu amigo en el otro. Ambos miráis el mismo objeto, digamos Júpiter, y comparáis con el móvil dónde se encuentra el objeto con respecto a las estrellas de fondo.

Dentro del Sistema Solar podemos utilizar el diámetro de la Tierra como línea de base larga para medir distancias. Sin embargo, no es lo suficientemente grande si queremos medir las distancias a las estrellas más cercanas. Sin embargo, tenemos una línea de base aún mayor que podemos utilizar: la órbita de la Tierra.

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