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El Sol
El Sol
La superficie del Sol, las manchas y el magnetismo
La cromosfera, la corona y el viento solar
Estudiar las estrellas
Movimiento y distancia de las estrellas
Luminosidad y temperatura de las estrellas
El diagrama de Hertzsprung-Russell
La masa de las estrellas
La secuencia principal y las gigantes rojas
Las reacciones nucleares en las estrellas
La secuencia principal
Una gigante roja
Las estrellas variables
Nebulosas planetarias y enanas blancas
Una nebulosa planetaria
El principio de incertidumbre
Una enana blanca
Una nova
Movimiento y distancia de las estrellas
Hasta la mitad del siglo XVIII, el estudio de las estrellas distintas al
Sol era muy limitado. Al contrario de los planetas, que
se desplazaban en el cielo donde algunos detalles eran visibles en un
telescopio, las estrellas se mantenían perfectamente inmóviles y quedaban
puntuales hasta en los mejores instrumentos. Su estudio se limitaba a medidas de
coordenadas y al establecimiento de catálogos. Parecía en aquella época que
estos objetos quedarían para siempre inaccesibles y fuera del campo de la
ciencia.
Edmond Halley
El primer paso adelante fue realizado en 1718, cuando Edmond Halley —el
descubridor del cometa—
mostró que las estrellas no estaban fijas en el cielo. El astrónomo
se había esforzado en medir la posición precisa de numerosas estrellas y en
comparar sus resultados con observaciones más antiguas. Entonces se dio cuenta
que ciertas posiciones no correspondían, lo que podía explicarse sólo si las
estrellas concernidas se habían desplazado mientras tanto.
El dogma de la
inmutabilidad de los cielos perdía así la
poca respetabilidad que
le quedaba. Las estrellas no estaban fijadas sobre una inmensa esfera, sino que
podían libremente moverse unas con relación a las otras. Desde la Tierra, esto se
traducía por ligeras modificaciones de su posición en el cielo, del orden de un
segundo de arco al año para las estrellas más próximas.
La etapa siguiente consistía en determinar la distancia que las separaba de la
Tierra. ¿Se encontraban justo a los límites del sistema solar o mil veces más
lejos, o posiblemente un millón de veces más lejos? Se trataba allí de una
cuestión fundamental, ya que que se refería de manera más general al tamaño del
Universo. ¿Éste se limitaba al sistema solar o se extendía mucho más lejos?
El método de la paralaje
El primer método que los astrónomos desarrollaron para medir la distancia de las
estrellas se basaba en medidas precisas de posición y en el fenómeno de la
paralaje.
Para comprender éste, puede hacer una experiencia muy simple. Colóquese a
algunos metros de una pared. Alargue su brazo derecho, levante un dedo y observe
su posición con relación a la pared. Desplace ahora su cabeza alternativamente
hacia la izquierda y la derecha sin mover el brazo. La posición aparente de su
dedo con relación a la pared debe cambiar. Este efecto, un cambio de la posición
aparente de un objeto alejado debido a un desplazamiento del observador, se
llama la paralaje.
Los astrónomos tuvieron muy pronto que intentar utilizar la paralaje para medir
la distancia de las estrellas. En efecto, si sustituimos su dedo por una
estrella cercana y la pared por un fondo de estrellas muy distantes, se produce
el mismo fenómeno.
A causa de la revolución de la Tierra en torno al Sol, los observadores
terrestres están en movimiento. La posición aparente de una estrella cercana con
relación al fondo constituido por las estrellas más alejadas debe, pues, variar
ligeramente. Si el pequeño desplazamiento angular es medible, se puede, a partir
de algunos conocimientos geométricos, calcular la distancia a la estrella.
A causa de la revolución de la Tierra alrededor del Sol, la posición aparente
de una estrella próxima con relación a las estrellas lejanas varía ligeramente.
Midiendo el desplazamiento angular, podemos determinar la distancia a la estrella.
Crédito: A. Heras
La dificultad mayor para esta técnica reside en el
hecho de que hasta las estrellas más próximas son muy distantes. Su paralaje, es
decir el ángulo definido por su movimiento aparente, es extremadamente bajo. Es
por eso que hubo que esperar al año1837 para que fuera realizada una primera medida.
Este año, el astrónomo alemán Wilhelm Bessel determinó que la estrella 61 Cygni
presentaba una paralaje de un tercio de segundo de arco. Conociendo el valor del
radio de la órbita terrestre, 150 millones de kilómetros, pudo calcular la distancia a la estrella, 100
billones de kilómetros, o
sea, 680.000 unidades astronómicas u once años-luz.
Con este valor, los astrónomos tomaban por fin medida de la inmensidad de los
espacios interestelares y del tamaño desdeñable del sistema solar con relación
al Universo. Las observaciones de este tipo iban también a permitir calcular la
luminosidad absoluta de las estrellas y comenzar a comprender mejor su verdadera naturaleza.
El satélite de astrométria Hipparcos
La principal limitación al método de la paralaje es la presencia de la
atmósfera. De hecho, la turbulencia atmosférica deforma las imágenes del cielo
e impone un límite a la precisión con la cual se puede medir la posición de una
estrella, del orden de algunas fracciones de segundo de arco. A causa de eso, las
medidas de distancia por el método de la paralaje sólo dan buenos resultados
hasta un centenar de años-luz.
La solución moderna para remediar este problema consiste en colocar un
instrumento de observación más allá de la atmósfera terrestre. Es lo que se
realizó con el lanzamiento, en 1989, de un satélite de astrometría llamado Hipparcos.
Quitados los problemas de turbulencia atmosférica, este pudo determinar la
posición de las estrellas en milisegundos de arco y, por lo tanto, observar la
paralaje hasta 1500 años-luz del sol. |