Distancia de las estrellas

Para el estudio de las estrellas es fundamental la determinación de sus distancias. En principio, el Sol es la estrella más cercana, razón por la cual es la más y mejor investigada; ahora bien, cuál es su estrella más próxima y cuán cerca se encuentra del Sol? A los astros más cercanos (como los planetas) se les puede medir sus distancias en forma directa, a través de cálculos trigonométricos relativamente sencillos. A medida que las distancias se hacen cada vez más grandes se deben utilizar métodos indirectos de medición, los cuales no siempre resultan lo suficientemente precisos.

Con el transcurso del tiempo, la observación y el registro cuidadoso de la posición de algunas estrellas, los astrónomos han detectado cierto desplazamiento de las mismas, reflejo de la traslación de la Tierra alrededor del Sol e independiente del movimiento en conjunto de la esfera celeste. Al comparar la ubicación de las estrellas respecto de sus vecinas, mediante un par de fotografías astronómicas tomadas con un intervalo, digamos de seis meses, se nota cierto cambio en la posición de algunas de ellas, entre una foto y la otra. Se comprueba que la misma estrella vuelve a su posición anterior un año después de la primera fotografía.

Este efecto se debe a que en un año, las estrellas cercanas modifican su posición con respecto a las estrellas más lejanas, como reflejo del movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol (24) . La observación y el registro de este fenómeno permite determinar la distancia a las estrellas más cercanas a la Tierra. Para ello, los astrónomos han definido la paralaje de una estrella como el ángulo bajo el cual se ve desde la estrella, el radio de la órbita terrestre.

La paralaje entonces, es la mitad del ángulo total que se desplaza la estrella en el cielo; su valor es siempre muy pequeño, inclusive para las estrellas más cercanas, de tal manera que su determinación debe hacerse con extremo cuidado. La primera determinación de una paralaje fue realizada en 1838, para la estrella 61 Cisne, hallándose el valor de 0,3"; para ilustrar esta medida angular, téngase en cuenta que un ángulo de 1" (que se lee como "un segundo de arco") corresponde al de una moneda de 1 centímetro de diámetro vista desde una distancia de 2 km.

La estrella más cercana al Sol es más pequeña que éste y se denomina Próxima Centauro. Forma parte de un grupo compuesto por tres estrellas unidas físicamente; dos de ellas se confunden, vistas desde la Tierra, en una única estrella muy brillante (conocida como   Centauro) que desde nuestro hemisferio es observable a simple vista. De las tres estrellas de  Centauro, la más débil es también la más cercana (Próxima);y le siguen, a una distancia algo mayor, las otras dos que completan el sistema triple; en particular, la paralaje de Próxima es 0,76" (25).

Debido a la lejanía de los astros, se han implementado otras unidades de distancia, en reemplazo de las unidades terrestres (cm, m, km, etc.) más de acuerdo con las grandes dimensiones del universo. Una unidad muy conocida por todos es el año-luz[AL]. El AL equivale a una distancia igual a la que recorre la luz durante un año; a una velocidad cercana a 300.000 km/seg, la luz recorre unos 10 millones de millones de kilómetros en un año, es decir, 63.240 veces la distancia de la Tierra al Sol: esa distancia se designa AL.

Usando el AL,   Centauro se halla a poco más de 4 AL de nosotros, en otras palabras, la luz de esa estrella demora unos 4 años en llegar a la Tierra.

Sabemos que cerca del Sol, aunque más allá de Centauro, hay más estrellas, en general de dimensiones más pequeñas que el Sol; sin embargo, como son débiles se trata de estrellas difíciles de observar.

Una estrella relativamente cercana e interesante es Vega (  Lira), la quinta estrella más brillante del cielo y, por lo tanto, visible a simple vista. Ha sido muy estudiada y hasta hace poco tiempo, se

consideraba que sus características principales eran bien conocidas. Sin embargo, a través de observaciones realizadas con satélites se detectó la presencia de un disco de material frío (27), girando en órbita alrededor de la estrella. Ese disco podría representar el estado más primitivo de un posible sistema planetario que acompañe a Lira (estado decondensación); un fenómeno similar se ha observado en otras estrellas, como por ejemplo en   Pictoris

Paralaje estelar

Desplazamiento del paralaje estelar producto de paralaje anual.

El paralaje estelar es la base delparsec, que es la distancia desde elSol hasta un objeto

astronómico que posee un ángulo de paralaje de unarcsecond. (1 AU y 1 pc are not to

scale, 1 pc = ~206265 AU

En el ámbito de la astronomía se denomina paralaje estelar al efecto de paralaje en las estrellas distantes. Es paralaje en una escala interestelar, y puede ser utilizado para

determinar la distancia desde la Tierra a otra estrella en forma directa utilizando astrometría de precisión. Este tema fue durante siglos un tema sumamente debatido en la astronomía, pero era tan difícil de establecer que sólo a comienzos del siglo XIX pudo lograrse medir para las estrellas más próximas. Aún en el siglo XXI, las estrellas para las que se han podido realizar mediciones de paralaje son aquellas que se encuentran relativamente cercanas en la escala galáctica, y la mayoría de las mediciones de distancia se realizan utilizando corrimiento al rojo u otros métodos.

El paralaje es por lo general producto de las diferentes posiciones que ocupa la Tierra en su órbita, que hace que las estrella próximas parezca se desplazan con respecto a las estrellas más distantes. Al observar el paralaje, midiendo ángulos y utilizando elementos degeometría, se puede determinar la distancia a distintos objetos en el espacio, como ser estrellas y planetas.

A causa de que las otras estrellas se encuentran muy distantes, el ángulo a medir es pequeño y se puede utilizar la aproximación paraxial, por lo que la distancia a un objeto (medida en parsecs) es la recíproca del paralaje (medido en segundos de

arco):   Por ejemplo, la distancia a Proxima Centauri es 1/0.7687=4.243 ly.1 La primera medición con éxito de un paralaje estelar la realizó Friedrich Bessel en 1838 sobre la estrella 61 Cygni utilizando un heliómetro de Fraunhofer en el Observatorio de Königsberg.

Datos adicionales

1PC= 3.26 años luz

1Año luz=9,46 × 1012 km

1Unidad astronómica=149.597.870.700 metros

Esfera celeste.

La esfera celeste o bóveda celeste es una esfera ideal, sin radio definido, concéntrica con el globo terrestre, en la cual aparentemente se mueven los astros. Permite representar las direcciones en que se hallan los objetos celestes; así es como el ánguloformado por dos direcciones será representado por un arco de círculo mayor sobre esa esfera.

Teóricamente se considera que el de la Tierra es el Eje del mundo (el de rotación de la esfera celeste), y que el ojo del observador es coincidente con el centro de la Tierra. Es un modelo que constituye uno de los conceptos fundamentales de la astronomía, especialmente para poder representar las observaciones celestes.

Elementos principales

Dirección de la vertical se refiere a la dirección que marcaría una plomada. Si se

observa hacia abajo, se dirigiría hacia el centro de la Tierra. Observando hacia arriba

se encuentra el cenit.

Cenit  astronómico es el punto de la esfera celeste situado exactamente encima de

nosotros, intersección de la vertical ascendiente con la esfera celeste.

Nadir , es el punto de la esfera celeste diamentralmente opuesto al cenit

La distancia cenital (generalmente representada por la letra z) es la distancia angular

desde el cenit hasta un objeto celeste, medida sobre un círculo máximo (un círculo

máximo es el resultado de la intersección de una esfera con un plano que pasa por su

centro y la divide en dos hemisferios idénticos, en la figura, la distancia cenital es el

arco entre el cenit y el astro “A”).

Horizonte astronómico , horizonte celeste o verdadero de un lugar es

el plano perpendicular a la dirección de la vertical, plano circular o círculo máximo

perpendicular a la vertical de lugar que pasa por el cento de la esfera celeste. En

relación con la esfera celeste, decimos que es un plano diametral, ya que el horizonte

es un diámetro de la esfera, y la divide en dos hemisferios: uno visible y otro invisible.

Polo celeste  es la intersección de la esfera celeste con la prolongación del eje de

rotación terrestre (también llamado eje del mundo) hasta el infinito.

Eje del mundo  es el eje en torno al cual giraría la esfera celeste.

Ecuador celeste  es la proyección del ecuador terrestre sobre la esfera celeste, plano

o círculo máximo perpendicular al eje del mundo que pasa por el centro de la esfera

celeste. Se define un meridiano y unos paralelos celestes, de forma análoga a los

terrestres:

Meridiano celeste  es el círculo máximo que pasa a través de los polos celestes y el

cenit de un lugar.

Paralelos celestes son los círculos menores de la esfera celeste paralelos al

ecuador. Son similares a los paralelos terrestres. Los círculos menores resultan de la

intersección de la esfera celeste con planos perpendiculares al eje de rotación.

Círculo horario  es un círculo máximo graduado de la esfera celeste situado en el

ecuador celeste.

Recta este - oeste es la recta intersección del horizonte celeste con el ecuador

celeste.

Polo norte celeste intersección del eje del mundo ascendiente con la esfera celeste.

Polo sur celeste intersección de eje del mundo descendiente con la esfera celeste.

Coordenadas horizontalesLas coordenadas horizontales son un sistema de coordenadas celestes referidas al horizonte del observador y a su vertical.

Para determinar la posición de una estrella en coordenadas horizontales, un observador deberá medir su altura que es la distancia angular desde el horizonte hasta la estrella. En segundo lugar, tendrá que determinar el ángulo que forma la estrella con una dirección que se toma como origen, generalmente el sur (en astronomía) o el norte(navegación) medida sobre el horizonte y en sentido horario. Dicho ángulo se llama acimut.

Estas coordenadas dependen del observador. Es decir que en un mismo momento, un astro se observa bajo coordenadas horizontales diferentes por observadores diferentes situados en puntos diferentes de la Tierra. Esto significa que dichas coordenadas son locales.

El Sistema de Coordenadas Horizontales posee dos coordenadas que nos permiten situar un astro en la Esfera Celeste. Estas coordenadas son:

 

   Acimut (A).

    Altura (h).

El Acimut se mide siguiendo la línea del horizonte en sentido horario, desde el punto cardinal Sur, hasta el lugar situado debajo del astro que se desea observar. 

La Altura se mide desde el horizonte hasta la posición del astro, siguiendo una línea imagnaria que lo conduzca hasta el Cenit.

Ambas coordenadas se dimensionan en grados, minutos y segundos de arco.

Características:

1. Sistema de coordenadas basado en la posición geográfica del observador.

2. De fácil uso, ya que por simple inspección, nos permite determinar si el astro es visible para nuestra posición.

3. Para fijar y seguir la posición de un astro en la Esfera Celeste, se requiere de la modificación de ambas coordenadas.

4. La montura del instrumento optico es muy sencilla y ocupa menos espacio.

Coordenadas ecuatorialesLas coordenadas ecuatoriales (absolutas) son un tipo de coordenadas celestes que determinan la posición de un objeto en la esfera celeste respecto al ecuador celeste y alequinoccio vernal. Se denominan declinación y ascensión recta y son equivalentes a la latitud y longitud geográficas.

El Sol merced al movimiento real de la Tierra describe una trayectoria aparente sobre la esfera celeste denominada, al igual que el plano que la contiene, eclíptica. A la línea perpendicular a dicho plano se le llama eje de la eclíptica, y la oblicuidad de la eclíptica es el ángulo que forma la eclíptica con el ecuador celeste. Actualmente vale 23º 26'.

La línea de equinoccios es la intersección del ecuador con la eclíptica. Se llama punto vernal o punto Aries, al punto donde se proyecta el Sol al pasar del hemisferio sur al norte.

Origen de las coordenadas y unidades

Las referencias fundamentales son:

El equinoccio vernal, o punto Aries, para la ascensión recta.

El ecuador celeste, para la declinación.

El equinoccio vernal es el punto de intersección de la eclíptica con el plano ecuatorial celeste por dónde el Sol pasa de Sur aNorte de dicho plano en su movimiento aparente por la eclíptica.

El ecuador celeste es el círculo que resulta de la intersección del plano ecuatorial terrestre con la esfera celeste. Ésta y la Tierra, son concéntricas. Prolongando el eje de rotación de la Tierra tenemos el eje del mundo, o eje de rotación delmovimiento diurno.

La línea de equinoccios (eje x), el diámetro ecuatorial perpendicular(eje y) y el eje del mundo (eje z), forman el triedro donde se representan las coordenadas rectilíneas ecuatoriales.

A diferencia de las coordenadas horizontales, que están ligadas a cada lugar de observación en particular, es decir son coordenadas locales, las coordenadas ecuatoriales no, puesto que están referidas a la esfera celeste. Son una referencia independiente del punto de observación. El equinoccio vernal y el ecuador celeste no varían, se esté dónde se esté. Por el contrario, el horizonte local y el punto Sur de las coordenadas horizontales, son distintas para cada observador. Además las coordenadas horizontales y horarias cambian rápidamente, el ángulo horario cambia 15º por hora, por efecto de la rotación de la Tierra, mientras que las coordenadas ecuatoriales, afectadas por la precesión y nutación, están prácticamente inmóviles en intervalos no muy grandes de tiempo. De todos modos, en medidas muy precisas hay que considerar dichos movimientos para efectuar las correcciones necesarias.

La ascensión recta, abreviadamente AR, y denotada por α ("alfa"), es el ángulo, medido sobre el ecuador celeste, abarcado entre el Punto Aries (equinoccio vernal) y el círculo horario o meridiano que pasa por el objeto observado. Equivale a la longitud geográfica. Su sentido positivo es eldirecto o antihorario, el mismo de la rotación terrestre vista desde el polo Norte. Sus unidades son las angulares, expresadas en horas: 24 horas se corresponden a 360º, 1 hora a 15º, etcétera.

Círculo horario o meridiano celeste de un astro es el círculo máximo que pasa por el astro y los polos celestes.

La declinación es el ángulo que forman el ecuador celeste y el objeto. Para objetos situados entre el ecuador y el polo norte, la declinación es positiva y, en caso contrario, negativa. La declinación se denota con δ ("delta"). Equivale a la latitud geográfica.

El Sistema de Coordenadas Ecuatoriales posee dos coordenadas que nos permiten situar un astro en la Esfera Celeste. Estas coordenadas son:

    Ascención Recta (AR).

    Declinación (D).

La Ascensión Recta se mide en sentido antihorario, desde el punto de intersección entre la Eclíptica y el Ecuador Celeste. Se toma como punto de partida, la intersección en el Punto Vernal (Equinoccio de Primavera). Esta coordenada se dimensiona en Horas, minutos y segundos de tiempo sidereo.

La Declinación se mide desde el Ecuador Celeste hasta los Polos Norte y Sur Celestes. Si se mide hacia el Polo Norte Celeste (PNC), se asume la Declinación con signo positivo, mientras que hacia el Sur, con signo negativo. Esta coordenada se dimensiona en Grados, minutos y segundos de arco. 

Características:

1. Sistema de coordenadas basado en la posición astronómica del objeto a observar.

2. De manejo más elaborado. Requiere de algunos cálculos para determinar la observabilidad de un objeto, dadas sus coordenadas.

3. Para fijar y seguir la posición de un astro en la Esfera Celeste, sólo se requiere la modificación de una coordenada (la Ascención Recta, AR) ya que laDeclinación permanece constante.

4. La montura del instrumento optico es muy elaborada y su manejo requiere de alguna pericia.