Seguramente jamás habíais pensado en algo así, pero evidentemente no se pueden medir con metro ni se puede lanzar nada que vaya y vuelva y nos diga que distancia hay entre la Tierra y dicha estrella (Pensad que hay estrellas a miles de años luz, y partiendo de la base de que nada viaja más rápido que la velocidad de la luz, ¿Cómo llegar y volver? Así pues, la medida de distancias es un problema grave en astronomía y fundamental. Pero por suerte existen algunos métodos para solucionarlo.
Paralaje trigonométrica
La paralaje trigonométrica es el método más sencillo, consiste en medir ángulos, desde dos posiciones diferentes de la Tierra separadas en 6 meses como muestra la figura siguiente:
En el siguiente vídeo (de apenas unos segundos) se puede observar como a medida que la Tierra rota alrededor del Sol, la posición de la estrella varia ligeramente, así pues podemos medir estos ángulos.
Así pues, este ángulo medido, al cuál llamamos paralaje se mide en segundos de arco (”) y cuando la paralaje es de 1” la fuente está a un parsec (Unidad que probablemente os sonaría pero también probablemente desconocierais de dónde venía).. La distancia a la estrella es el inverso de la paralaje trigonométrica expresado en parsec (d = 1/p (en parsecs, pc)); es decir que cuando se dice que la paralaje de Antares es de 0"019, ésta se encuentra a 52,632 parsec o 171,66 años luz.
Las paralajes estelares están por debajo del segundo de arco. El sistema estelar más cercano a la Tierra es Alfa Centauri, un sistema formado por tres estrellas. La más cercana de ellas, Próxima Centauri, tiene una paralaje de 0"765, correspondiente a 1,31 pc, o 4,3 años luz.
A mayor distancia, menor paralaje, y los errores cometidos se van haciendo más y más significativos, de modo que a partir de l00 años luz ya no es fiable la paralaje anual trigonométrica para determinar distancias estelares. Así pues, substraemos que medir ángulos es difícil y sólo se puede hacer con buena precisión para estrellas que estén a d < 50 pc (p > 0.02”).
Fotometría
En cualquier caso, la paralaje trigonométrica, no es el único método para medir distancias, existen otros, como la fotometría, que consiste en observar cuan brillante es la estrella y extraer conclusiones.
Se trata de un método con orígenes antiguos, en el siglo II AC, Hiparcos dividió las estrellas en 6 categorías llamadas magnitudes. Las más brillantes m=1, las más débiles a simple vista m=6.
Por otra parte la respuesta del ojo humano a un estímulo luminoso no es lineal sino logarítmica. En consecuencia si los flujos (W m-2) están en razón 1:10:100 las magnitudes estarían en razón 1:2:3 (esto significa la escala logarítmica). Así pues necesitamos y definimos una escala logarítmica:
m= -a log F + b = -a log(F/F0)
Se encuentra que una estrella de m=6 es 100 veces más débil que una de m=1, lo que implica que a = -2.5. En la ecuación anterior, F0 se calibra con una estrella de referencia a la que declaramos de m=1. Así pues, en esta escala, contra más pequeño (o más negativo sea el valor del brillo aparente de una estrella, más brillará, y contra más grande sea el valor de m, menos brillará). Tenemos una clasificación como la siguiente:
Evidentemente, a uno se le pueden ocurrir dos opciones para que una estrella brille más o menos, la primera que este muy cerca de la Tierra o la segunda, que esta sea muy luminosa. Así pues, dependen del brillo intrínseco de la estrella y de su distancia. A esta magnitud no absoluta (pues depende del planeta de observación) lo llamaremos magnitud aparente. En la siguiente tabla podéis ver el brillo aparente de diversos objetos celestes (Que alguien me felicite es la primera vez que hago una tabla para el blog, realmente la astronomía me apasiona):
Objeto | mv |
| Sol | -26.8 |
| Luna llena | -12.5 |
| Venus máx. brillo | -4.4 |
| Júpiter máx. brillo | -2.7 |
| Sirio | -1.47 |
| Vega | 0.04 |
| Betelgeuse | 0.41 |
| Polaris | 1.99 |
| Límite ojo desnudo | 6 |
| Plutón | 15.1 |
| Telescopio Hubble | 31 |
Para romper esta dependencia con dos variables, se define la magnitud absoluta (M) como la magnitud que tendría una estrella si estuviera a 10 pc (parsecs, explicados en el método anterior, la Paralaje Trigonométrica). La magnitud absoluta se trata de una medida del brillo intrínseco puesto que no depende de la posición.
Finalmente, nos falta relacionarlo con la distancia, para poder cumplir nuestro cometido, para ello hacemos uso de la Ley
1/r2.
Así pues a partir de la ecuación anterior, que se trata del
Módulo de distancia, tan sólo necesitamos pasar la ecuación a escala logarítmica y nos quedarán las magnitudes visuales en función de la distancia.
No obstante, las magnitudes aparentes dependen del instrumento usado y, por tanto, de la sensibilidad a una longitud de onda dada. Tan solo medimos una fracción de la energía total. En concreto, nuestro ojo, es más sensible a la radiación de 550 nm (verde-amarillo) y no recoge fotones por ejemplo en las bandas X o Ultravioleta entre otras bandas.
Así pues, definimos, la magnitud total (bolométrica), esta es la que tiene un objeto si recogemos cualquier fotón:
mbol=mV-BC
Dónde BC es un factor que llamamos, la corrección bolométrica. En realidad es importante tener medidas de la magnitud con diversos filtros pues proporciona el color. Así pues, el método más común es el sistema fotométrico Johnson que tiene los filtros U, B, V, R e I. Cada uno de estos filtros tienen distintos flujos umbrales (F0) y se tratan de filtros anchos. Otro sistema fotométrico comúnmente usado es el Strömgrem (u, v, b, y) basado en filtros estrechos, como índica la siguiente figura:
Con ello como hemos dicho anteriormente se pueden definir los índices de color restando cada uno de los filtros : U-B, B-V,… Además estos filtros son independientes de la distancia, es decir una medida intrínseca y están relacionados con la temperatura superficial, ya que el color de las estrellas depende de su Temperatura. Por ejemplo:
–B-V < 0, el objeto es azul
–V-R > 0, el objeto es rojo
Espectroscopia
Finalmente, para completar esta entrada, queremos mostraros como medir más cosas a parte de la distancia, para ello se utiliza la espectroscopia, esta se basa en que los cuerpos emiten radiación por el simple hecho de estar a una temperatura: radiación de cuerpo negro.
Como vemos en el esquema anterior que explica la ley de Viena la Intensidad de la luz emitida depende del color del objeto.
A su vez, sabemos que los Átomos de hidrógeno: se sitúan en niveles de energía discretos
Así pues, depende del
tipo de gas o estado de la materia, tendremos un tipo de emisión u otra:
Así pues, podemos medir este espectro de emisión y como las estrellas están en la fase 3 del esquema anterior, podemos ver su espectro con sus rayas. Por ejemplo a continuación tenemos el espectro del Sol (continuo y líneas):
Y a su vez, también tenemos los
espectros de varias estrellas:
El estudio de estas rayas nos permite saber mucha información sobre las estrellas:
- Determinar la composición química
- Determinar la temperatura
- Determinar la gravedad superficial (g=GM/R2)
Esto es debido a que tenemos una raya espectral por cada material de la estrella, ya que estas rayas son los periodos de absorción de dicho material, en consecuencia, si tenemos una en Helio, significa que el material es de Helio. A su vez, según la composición de la estrella sabemos que tipo de combustión nuclear se realizará en su interior, y en consecuencia la gravedad superficial de la estrella. Es preciso especificar que las líneas se forman en la atmósfera sobre el continuo que se genera en el interior.
