GALAXIAS Y ESTRUCTURAS A GRAN ESCALA DEL UNIVERSO

© Manuel Rego

 
DISTANCIAS  

El procedimiento más directo y preciso, también el más tradicional, para medir la distancia de una estrella cercana es la paralaje trigonométrica. Está basado en su observación en los instantes en que la Tierra ocupa posiciones opuestas en su órbita alrededor del Sol lo que permite determinar el ángulo subtendido por la estrella (Fig. 4).

 
Figura 4.- La Paralaje trigonométrica. El diagrama esquematiza el método para medir la distancia de las estrellas cercanas.

La distancia será entonces el cociente entre la distancia media entre la Tierra y el Sol ( 150 millones de kilómetros) y la paralaje ( la mitad del ángulo medido).

El error del método aumenta con la distancia y como ésta interviene en el cálculo de parámetros fundamentales de la estrella, la comunidad astronómica consideró como objetivo prioritario mejorar su precisión.

Esta tarea fue encomendada al satélite Hipparcos que durante sus dos años y medio de vida ha observado unas 120000 estrellas. La tecnología utilizada ha facilitado la medida de ángulos muy pequeños, equivalentes por ejemplo al subtendido por el tamaño de un hombre situado en la Luna, o a medir desde 10 m de distancia el crecimiento del cabello humano durante 10 segundos. La precisión actual, para distancias inferiores a 330 años luz (al), es mejor del 10%.

A pesar de estos avances y los que producirán otras experiencias proyectadas, el método de las paralajes no es aplicable a la medida distancias de estrellas muy lejanas ni por supuesto de las galaxias. Sin embargo permiten calibrar indicadores con los que progresivamente podemos alcanzar distancias más grandes. Algunos de ellos son las luminosidades de las estrellas variables Cefeidas, RR Lyrae, novas, supernovas, etc. que tienen la ventaja de que su valor es el mismo cualquiera que sea el lugar del universo donde aparecen. Una vez identificado alguno de estos objetos el cálculo de su distancia es inmediato al estar relacionada, de forma muy simple, con la luminosidad y el brillo aparente. La aplicación de este método ha proporcionado las distancias de un elevado numero de galaxias y mostrado que las velocidades, v, de las galaxias lejanas aumentan proporcionalmente con

la distancia, d, de acuerdo con la expresión

v = constante x d

que es la ecuación de una recta y la constante su pendiente (Fig. 5).

 
Figura 5.- Ley Hubble. Al representar las velocidades de las galaxias frente a sus distancias observamos que la velocidad aumenta proporcionalmente a la distancia. La inclinación o pendiente es la constante de Hubble, de gran importancia en Cosmología.

Esta ley fue descubierta por Hubble y ha sido bautizada con su nombre. La constante, designada como Ho, es de una enorme importancia ya que es proporcional a la edad del universo. Su determinación precisa es uno de los grandes objetivos de la cosmología observacional. Para esta tarea es necesario observar un mayor número de galaxias, tan lejanas como sea posible, mejorando la precisión de la velocidades y distancias medidas. A ello están contribuyendo los avances en la instrumentación astronómica, básicamente telescopios de mayor diámetro instalados en tierra y en el espacio equipados con detectores más sensibles. Así el valor de Ho ha pasado de 161 km/s por millón de años luz (mal), obtenido por Hubble en 1936, a estar comprendido entre 23 y 15 (km/s)/mal en la actualidad. Incluso con esta imprecisión la ley de Hubble constituye un instrumento formidable para estimar las distancias de objetos que están en los límites mismos del universo observable.

 
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