UNIDADES
Aunque los astrofísicos utilizamos en ocasiones las mismas unidades que los demás científicos para medir distancias, el Universo es tan grande que hemos creado unas unidades más apropiadas para medir tamaños y distancias astronómicas.
UNIDADES ASTRONÓMICAS (AU)
Las distancias en el Sistema Solar se miden normalmente utilizando la unidad astronómica (UA), definida como la distancia media entre la Tierra y el Sol:
1 AU = 1.496 x 108 km
Júpiter se encuentra a unas 5.2 UA del Sol y Plutón a unas 39.5 UA. Sin embargo la distancia del Sol al centro de la galaxia es 1.7 x 109 AU aproximadamente.
AÑO LUZ
Para medir distancias entre estrellas se utiliza normalmente el año luz (ly), definido como la distancia que recorre la luz en el vacío durante un año:
1 ly = 9.5 x 1012 km = 63,240 AU
La estrella más cercana a nuestro Sol es Próxima Centauri que se encuentra a unos 4.2 años luz.
PARSECS
Otra forma de medir distancias a estrellas es el parsec (pc). Un parsec es la distancia a la cual 1 UA subtiende un ángulo de 1 arcsec:
1 pc = 206,265 UA= 3.09 x 1013 km = 3.26 ly
Para distancias mayores se utilizan el kiloparsecs y el megaparsecs, abreviados Kpc y Mpc respectivamente:
1 kiloparsec = 1 kpc = 1000 pc = 103 pc
1 megaparsec = 1 Mpc = 1,000,000 pc = 106 pc
MEDIDA DE DISTANCIAS
PARALAJE (PARALLAX)
Los astrofísicos utilizan un efecto denominado paralaje o parallax para medir la distancia a las estrellas más cercanas. EL parallax es el desplazamiento aparente de un objeto debido al cambio de posición del observador.
Una forma muy fácil de comprender este efecto es extender tu brazo delante de tus ojos y alzar la mano frente a ellos. Después cierra sucesivamente uno u otro ojo y observa lo que ocurre con la posición de la misma frente al fondo.
El efecto parallax es utilizado por los astrofísicos para medir distancias a estrellas cercanas. Lo que hacemos es medir la posición relativa de la estrella dos veces al año separadas 6 meses. La estrella parecerá desplazarse frente al fondo de estrellas más lejanas, igual que ocurría con la mano. Este efecto se llama parallax estelar y verifica la siguiente relación matemática:
d = 1/p
donde la distancia “d” se mide en parsecs y el ángulo de parallax “p” en segundos de arco.
El problema que plantea esta medida es que la atmósfera terrestre hace muy difícil medir paralajes por debajo de 0.01 arcsec, lo cual limita la medida de distancias utilizando telescopios terrestres a unos 100 pc (1/0.01).
Con telescopios espaciales que alcanzan resoluciones del orden de 0.001 arcsec se amplía considerablemente el abanico de estrellas cuyas distancias pueden medirse con este método.
Sin embargo si tenemos en cuenta que la mayoría de las estrellas se encuentran a más de 1000pc y que nuestra galaxia mide del orden de 30000 pc, se hace evidente la necesidad de buscar nuevas técnicas de medida de distancias para objetos más lejanos.
MIDIENDO DISTANCIAS CON CEFEIDAS VARIABLES
Las estrellas variables Cefeidas son variables intrínsecas que pulsan de una forma conocida. Además el período de pulsación de una Cefeida está directamente relacionado con su luminosidad o brillo.
Las Cefeidas son extraordinariamente luminosas y se observan a muy grandes distancias. Una vez que hemos determinado el período de una Cefeida, podemos obtener su luminosidad. Relacionando la magnitud absoluta y su magnitud aparente mediante el modulo de distancia podemos obtener la distancia a la que se encuentra:
m – M = 5 log d – 5
d = 10(m–M+5)/5 parsecs
donde m es la magnitud aparente del objeto, M es la magnitud absoluta del objeto y d es la distancia al objeto en parsecs.
Las Cefeidas pueden utilizarse para la medida de distancias entre 1Kpc y 50 Mpc
MIDIENDO DISTANCIAS CON SUPERNOVAS
Las supernovas tipo Ia son causadas por la explosión de enanas blancas que tienen estrellas compañeras. Se distinguen de otro tipo de supernovas porque no tienen líneas de hidrógeno en su espectro, aunque presentan una línea de Si II en los 615nm muy intensa. La atracción gravitatoria de la enana blanca arranca materia de su compañera haciendo aumentar su propia masa.
Cuando alcanza el límite de 1.44 masas solares ya no puede soportar su propio colapso gravitatorio y explota. Todas las supernovas en su explosión alcanzan prácticamente el mismo máximo de luminosidad en torno a una magnitud absoluta de -19.3±0.03.
Después su luminosidad va decreciendo según una curva característica, de manera que cuando observamos una supernova de tipo Ia y medimos su magnitud aparente podemos deducir su magnitud absoluta.
Finalmente, utilizando la ecuación del módulo de distancia podemos obtener la distancia a la que se encuentra la Cefeida, y la galaxia de la que forma parte. Las supernovas tipo Ia pueden utilizarse para medir distancias comprendidas entre 1 Mpc y 1000 Mpc.
