Sabemos que la estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Si hablamos de objetos fuera del sistema solar, en primer lugar, en proximidad entre las estrellas, está Proxima Centauri y el sistema Alpha Centauri. Pero, ¿cómo sabemos esto?
Las primeras personas no estaban particularmente interesadas en las estrellas, ya que consideraban el espacio exterior como una cúpula estática, donde los cuerpos celestes están firmemente unidos sobre la Tierra. Pero entonces los antiguos sabios adivinaron que el mundo es mucho más complicado de lo que parecía inicialmente.
Por ejemplo, el astrónomo de la antigua Grecia Aristarco de Samos en el siglo III aC. er Intenté determinar la distancia del sol. Consideró que la estrella debería estar ubicada 20 veces más lejos de la luna (la cifra actual es 20 veces más). Figuras más modernas fueron proporcionadas por el astrónomo Jacques Dominique Cassini en 1672, utilizando el momento de la confrontación de Marte (140 millones de km).
Visualización del método de paralaje
Durante mucho tiempo, los científicos tuvieron que usar el movimiento de Venus para comprender los parámetros del sistema solar. Así surgieron grandes proyectos internacionales, donde científicos de todo el mundo combinaron observaciones y distancias derivadas de objetos espaciales. Pero, ¿cómo miden los investigadores estas distancias?
El primer y más simple método fue el paralaje (triangulación). Puede que no lo conozca, pero observa constantemente el efecto en la vida cotidiana. Recuerda cómo te metiste en el coche, tren o minibús. Es posible que haya notado la rapidez con la que los objetos cercanos (como las publicaciones y las personas) brillan contra el fondo de objetos más distantes (montañas, nubes, etc.). La conclusión es simple: el desplazamiento de paralaje para objetos cercanos es mucho más significativo y notable.
efecto de paralaje
La paralaje se calcula como una ecuación. Necesitará una base (medición de dos ángulos y una distancia) y conocimientos de trigonometría para calcular la longitud de una de las piernas en un triángulo rectángulo. Cuanto más larga sea la base, más significativos serán los desplazamientos y ángulos paralácticos.
Cuando se mueve de un extremo de la base al otro, la dirección visible cambia a un punto. El cambio de un objeto contra el fondo de cuerpos celestes distantes se llama cambio de paralaje. ¿Qué tomará como base el observador de la tierra? Este es el diámetro de la órbita de la tierra alrededor del sol.
Lo más difícil fue aplicar paralaje a estrellas más distantes. El avance se produjo solo en el siglo XIX, cuando los dispositivos goniométricos se volvieron bastante precisos. Luck sonrió a Vasily Struve, quien en 1837 publicó por primera vez el valor del paralaje de la estrella Vega: 0,12 segundos angulares. Siguieron otras observaciones de Friedrich Bessel para la estrella 61 de Cygnus - 0.3 ''.
Las distancias en el método de paralaje para otras estrellas comenzaron a medirse en parsecs (1 parsecs = 3.26 años luz). Este es el punto de referencia de inicio, donde exactamente desde esta distancia se ve el radio de la órbita de nuestro planeta en un ángulo de 1 segundo. Si desea calcular la distancia a la estrella en los parsecs, utilice una fórmula simple en la que 1 se divide por el paralaje en cuestión de segundos.
El método funciona bien si mide distancias no más allá de 100 parsecs (el método de paralaje colisiona con una barrera en la forma de la atmósfera terrestre). Pero el universo es infinito. ¿Cómo ver objetos más lejanos? Los métodos fotométricos que surgieron con el desarrollo de la fotografía y las estrellas variables (cefeidas) ayudan aquí. La primera en tener éxito fue la astrónoma Henriette Levitt. Estudió el brillo de la estrella en placas fotométricas utilizando Cefeidas en el territorio de la Pequeña Nube de Magallanes. Logró comprender que con el brillo de la estrella aumenta y el período de oscilación del brillo.
Gracias al brillo y la visibilidad de las Cefeidas, se pueden rastrear los objetos cercanos. Si recordamos la conexión entre la periodicidad y el brillo, en forma de Cefeidas obtenemos una herramienta útil para calcular las escalas del Universo.
Pero es difícil medir la distancia a la Cefeida más cercana, ya que es remota para 130 parsecs. Por lo tanto, surgió un esquema de "distancia de escalera", donde los cúmulos de estrellas dispersas se convirtieron en una etapa intermedia, donde los objetos estelares se caracterizan por un tiempo total de formación. La elaboración de un gráfico con un indicador de temperatura y brillo condujo a la derivación de la línea de secuencia principal. Todas las estrellas en el cúmulo están alejadas de la Tierra por casi una sola distancia, por lo que su brillo aparente hizo posible calcular la medida de la luminosidad.
Era necesario determinar la distancia exacta a al menos un grupo para hacer un "ajuste de la secuencia principal". Esto ayudó a las Pléyades y Hyades. Después de eso, ya teníamos una escalera a las Cefeidas más cercanas.
Las Pléyades son un cúmulo abierto que puede contener 3000 estrellas y está a 400 años luz de distancia (120 parsecs). Entre los nombres están: Siete hermanas, NGC 1432/35 y M45.
La precisión de la medición aumenta si observa las estrellas no desde la Tierra, sino al menos en órbita. Por lo tanto, en 1989, se lanzó el satélite Hipparcos, con la ayuda de los cuales pudieron presentar un catálogo astronómico de 120 estrellas con paralaje anual.
Si desea ir aún más lejos, no puede prescindir de un desplazamiento al rojo. La aparición del método se debe al astrónomo Vesto Slifer, quien, en el estudio de los espectros galácticos, notó que muchas líneas se desplazan al rojo en relación con el observador. Luego, Edwin Hubble asumió el desarrollo del tema, quien derivó la constante de Hubble y se dio cuenta de que las galaxias se estaban eliminando (la tasa de eliminación es proporcional a la distancia a la galaxia), y el Universo se está expandiendo. En el mundo moderno, es el método de desplazamiento al rojo que permite determinar distancias a galaxias distantes. Por supuesto, no olvidemos que ahora los científicos tienen tecnologías de observación más avanzadas y satélites en órbita, por lo que las distancias a las estrellas se están refinando todo el tiempo. Por ejemplo, la última misión de Gaia es medir con precisión la velocidad de paralaje, intrínseca y radial para 1 billón de estrellas.
