Allá afuera, en el espacio, ardiendo a apenas 150 millones de kilómetros de distancia, se encuentra el objeto más brillante y masivo de nuestro Sistema Solar: el Sol. Brillando cientos de miles de veces más brillante en los cielos de la Tierra que el siguiente objeto más brillante, la Luna llena, el Sol es único entre los objetos del Sistema Solar por producir su propia luz visible, en lugar de aparecer iluminado únicamente debido a la luz reflejada. Sin embargo, las miles y miles de estrellas visibles en el cielo nocturno también son autoluminosas, lo que se distingue de los planetas y otros objetos del Sistema Solar en ese sentido.

A diferencia de los planetas, el Sol y la Luna, las estrellas parecen permanecer fijas en su posición a lo largo del tiempo: no sólo de noche en noche sino también durante todo el año e incluso de año en año. En comparación con los objetos de nuestro Sistema Solar, las estrellas deben estar increíblemente lejos. Además, para poder verse desde una distancia tan grande, deben ser increíblemente brillantes.

Sólo tiene sentido suponer, como muchos lo hicieron desde la antigüedad, que esas estrellas deben ser objetos similares al Sol ubicados a grandes distancias de nosotros. ¿Pero a qué distancia están? No fue hasta el siglo XVII que obtuvimos nuestras primeras respuestas: una de Robert Hooke, otra de Christiaan Huygens y otra de Isaac Newton. Como era de esperar, esas primeras respuestas no coincidían entre sí, pero ¿quién estuvo más cerca de acertar? La historia es tan educativa como fascinante.

El primer método: Robert Hooke

La forma más sencilla, directa y directa de medir las distancias a las estrellas se remonta a miles de años atrás: la noción de paralaje estelar. La idea es la misma que el fenómeno detrás del juego que todos jugamos cuando éramos niños, donde tú:

• cerrar un ojo,
• mantenga el pulgar hacia arriba con el brazo extendido hacia usted,
• luego cambia qué ojo está cerrado y cuál está abierto,
• y observe cómo su pulgar se desplaza en relación con los objetos más alejados en el fondo.

Siempre que tenga dos puntos de vista diferentes desde donde mirar (como cada uno de sus dos ojos), los objetos que están cerca parecerán «desplazarse» en relación con los objetos que están más lejos. Este fenómeno, conocido como paralaje, podría utilizarse en teoría para medir las distancias a las estrellas más cercanas.

Suponiendo, claro está, que estén lo suficientemente cerca como para parecer que cambian, dadas las limitaciones de nuestros cuerpos y nuestro equipo. En la antigüedad, la gente asumía que el Universo era geocéntrico, por lo que intentaban observar el paralaje mirando las mismas estrellas al amanecer y al anochecer, viendo si una distancia base del diámetro de la Tierra entre los dos puntos de observación conduciría a un cambio observable en cualquier estrella. (No es así.) Pero en el siglo XVII, después del trabajo de Copérnico, Galileo y Kepler, el científico Robert Hooke pensó que el método ahora podría dar frutos.

Este dibujo muestra el telescopio cenital de Robert Hooke, construido a finales de la década de 1660 y utilizado para intentar medir la posición de la estrella cenital en su ubicación, Gamma Draconis, y cualquier variación en su posición con respecto a una plomada, lo que indicaría una estrella estelar. paralaje. ( Crédito : R. Hooke, Un intento de probar los movimientos de la Tierra mediante observaciones, 1674)

A finales de la década de 1660, Hooke lo intentó. Sabía que la refracción atmosférica (o la curvatura de los rayos de luz debido a la atmósfera de la Tierra) podría ser un problema, así que para minimizar ese efecto, construyó lo que se conoce como un telescopio cenital: un telescopio que miraba hacia arriba, minimizando la cantidad de luz de la Tierra. atmósfera a través de la cual la luz necesitaría viajar. Al medir la posición de Gamma Draconis , la estrella cenital visible desde Londres, Inglaterra, Hooke realizó múltiples observaciones de la estrella a lo largo del año, buscando cualquier cambio aparente en su posición desde el «cenit verdadero» hasta la mejor precisión que su instrumentos podrían reunir.

Registró cuatro mediciones a partir de 1669 y notó una variación que, según él, era observable con la precisión de sus instrumentos: 25 segundos de arco, o alrededor de 0,007 grados. Publicó sus resultados en Un intento de probar los movimientos de la Tierra mediante observaciones en 1674, donde escribió:

«Es evidente entonces por las observaciones… que hay un paralaje sensible del Orbe de la Tierra con la Estrella fija en la cabeza de Draco, y en consecuencia una confirmación del Sistema Copérnico contra el Ptolomaico [ptolemaico] y el Tichonick [Ticónico]».

La distancia inferida a Gamma Draconis, según Hooke, equivale a unos 0,26 años luz, o 16.500 veces la distancia Tierra-Sol.

La forma en que la luz solar se propaga en función de la distancia significa que cuanto más lejos esté de una fuente de energía, la energía que intercepte se reducirá a la distancia al cuadrado. Esto también ilustra, si ves un área angular específica (ilustrada por los cuadrados) desde la perspectiva de la fuente original, cómo los objetos más grandes a distancias mayores parecerán ocupar el mismo tamaño angular en el cielo. Cada vez que duplicas la distancia entre una fuente y un observador, el brillo que observas se reduce a un cuarto. ( Crédito : Borb/Wikimedia Commons)

El segundo método: Christiaan Huygens

Muchos astrónomos, a lo largo del siglo XVII e incluso antes, tuvieron una idea de cómo estimar las distancias a las estrellas:

• Supongamos que el Sol es una estrella típica, con un brillo y tamaño intrínsecos típicos,
• medir el brillo relativo del Sol con respecto a una estrella,
• y luego use el hecho de que el brillo disminuye como uno sobre la distancia al cuadrado (una ley del cuadrado inverso, como se muestra arriba) para calcular cuánto más lejos están las estrellas que el Sol.

Sin embargo, el problema al que se enfrentaron todos fue la dificultad de ese segundo paso. Dado que el Sol es tan increíblemente brillante y las estrellas (incluso las más brillantes entre ellas) son tan increíblemente débiles, una comparación justa parecía prácticamente imposible.

Ahí es donde entró Huygens. Comenzó con un tubo largo, opaco y de gran apertura, y a través de él observó la estrella más brillante del cielo nocturno: Sirio. Luego fijó un disco de latón que bloqueaba la luz sobre el borde del tubo, pero le hizo varios agujeros: para usarlo durante el día. Huygens se dio cuenta de que si podía perforar agujeros que fueran cada vez más pequeños, dejando pasar sólo una pequeña fracción de la luz del Sol, eventualmente crearía un agujero tan pequeño que tendría el mismo brillo para sus ojos que Sirio tenía en la noche. antes.

Al sostener una superficie opaca con un pequeño agujero, se puede reducir el brillo del Sol. Sin embargo, incluso el agujero más pequeño que uno pueda crear dará como resultado un “pinchazo” de luz mucho más brillante que el que cualquier estrella del cielo nocturno brindará a nuestros ojos: un problema que Christiaan Huygens tuvo que tener en cuenta en su intento de 1698 de estimar la distancias a las estrellas. ( Crédito : Chandra Steele/PCMag)

Desafortunadamente para Huygens, incluso el agujero más pequeño que pudo perforar en su disco de latón le dejó un pinchazo de luz que era mucho, mucho más brillante que cualquiera de las estrellas que vio. Lo que hizo entonces fue insertar, en el más pequeño de los agujeros que taladró, diminutas cuentas de vidrio que atenuarían aún más la luz del sol que se filtraba a través de él, reduciendo su brillo en cantidades aún mayores.

En comparación con la luz total y sin filtrar del Sol, Huygens calculó que tenía que reducir su brillo en un factor de 765,3 millones (765.300.000) para igualar el mismo brillo que tendría Sirio durante la noche. Debido a que el brillo cae como uno a lo largo de la distancia al cuadrado, eso significa que la raíz cuadrada de ese número le diría qué tan lejos estaría la estrella en cuestión (Sirio) en comparación con la distancia Tierra-Sol: un factor de 27,664.

Eso equivale a 0,44 años luz, o 27.664 veces la distancia Tierra-Sol. Resulta que Sirio no es del todo parecido al Sol, pero intrínsecamente es aproximadamente 25,4 veces más brillante que el Sol. Si Huygens hubiera sabido ese hecho, habría calculado la distancia en 2,2 años luz: algo más cerca de la distancia real de 8,6 años luz, ¡lo cual no estaba mal para una estimación hecha en 1698!

Una ilustración del método de Gregory, utilizado más tarde por Newton, para estimar la distancia a las estrellas basándose en el brillo observado de los planetas, que a su vez reflejan la luz solar. ( Crédito : Gethyn Jones/E=mc2andallthat)

El tercer método: Isaac Newton

Allá por 1668, un contemporáneo y amigo de Isaac Newton, James Gregory, escribió un tratado titulado Geometriae pars universalis , donde ideó un método ingenioso que, posiblemente, era superior al método de Huygens para medir el brillo relativo de la luz. Del Sol a las estrellas: utilizar un planeta como intermediario. Si puedes encontrar un planeta en nuestro Sistema Solar cuyo brillo coincida exactamente con el brillo de una estrella, y observas ese planeta en ese instante particular, entonces todo lo que tienes que hacer es:

• calcular qué tan lejos tuvo que viajar la luz y “dispersarse” desde el Sol antes de impactar el planeta,
• saber cuánta luz solar que incide sobre el planeta se refleja,
• conocer el diámetro (es decir, el tamaño físico) del planeta que estaba observando, y
• luego calcula cómo se propaga la luz reflejada del planeta antes de llegar a tus ojos.

Gregory hizo un cálculo preliminar él mismo, pero advirtió que no sería confiable hasta que se conocieran mejores estimaciones de las distancias del Sistema Solar.

Aunque Gregory (quizás más famoso, históricamente, por diseñar el telescopio gregoriano ) moriría joven (a la edad de 36 años) en 1674, Newton poseía una copia de su libro y estaba bastante familiarizado con él, y elaboró ​​una versión más precisa de Los cálculos de Gregorio, quizás ya en 1685, según algunas estimaciones. Sin embargo, fue sólo después de la muerte de Newton en 1727 que se recopiló y publicó su manuscrito final , que vio la luz en 1728 bajo el título de El sistema del mundo (De mundi systemate), a pesar de que originalmente estaba destinado a ser el tercer volumen de su mucho más famoso Principia Mathematica.

Esta animación cambia entre una vista en luz visible (Hubble) de Saturno y sus anillos principales y la vista infrarroja (JWST) de la misma vista, aunque un poco más cerca del equinoccio de Saturno. Ambas imágenes están dominadas por la luz reflejada, donde las diferentes longitudes de onda resaltan diferentes características de la atmósfera y los anillos de Saturno. Aunque Newton conocía el tamaño y la distancia a Saturno, no tenía forma de conocer su reflectividad. ( Créditos : NASA, ESA, Amy Simon (NASA-GSFC); Procesamiento: Alyssa Pagan (STScI); NASA, ESA, CSA, Matthew Tiscareno (Instituto SETI), Matthew Hedman (Universidad de Idaho), Maryame El Moutamid (Universidad de Cornell ), Mark Showalter (Instituto SETI), Leigh Fletcher (Universidad de Leicester), Heidi Hammel (AURA); Procesamiento: Joseph Pasquale (STScI))

Las ventajas de utilizar los métodos de Gregory eran claras:

• Podrías observar Sirio y cualquier planeta que elijas para comparar simultáneamente, en lugar de tener que confiar en tu memoria de horas antes para comparar brillos.
• podrías observarlos en condiciones de observación similares,
• y, tras las leyes de Newton y con el telescopio reflector de Newton, sería posible conocer la distancia a los planetas y también su tamaño físico a esa distancia.

Aunque Gregory realizó sus estimaciones iniciales utilizando Júpiter como punto de calibración, Newton reconoció instantáneamente que Saturno, al ser el planeta más distante conocido del Sol en ese momento, proporcionaría una mejor línea de base. (Aunque Júpiter siempre parece más brillante que Sirio y Saturno siempre parece más débil que Sirio.) Basado en observaciones de John Flamsteed en 1672, Newton sabía que Saturno estaba entre 9 y 10 veces más lejos del Sol que la Tierra, y también estaba aproximadamente entre 9 y 10 veces más lejos del Sol que la Tierra. 10 veces más grande, en diámetro, que la Tierra.

Lo que Newton no sabía, sin embargo, era cuán reflectante era Saturno (es decir, cuál era su albedo; supuso que reflejaba el 50% de la luz que incide sobre él), y tampoco sabía (al igual que Huygens) cuán intrínsecamente era Saturno. brillante era Sirio (supuso que era idéntico al Sol). Su respuesta fue mayor que la de Huygens o Hooke: unas 300.000 veces la distancia Tierra-Sol, o en términos modernos, unos 4,7 años luz.

Esta imagen muestra Sirio A y B, una estrella más azul y más brillante que nuestro Sol y una estrella enana blanca, respectivamente, según las imágenes del telescopio espacial Hubble. Sirio A, la estrella principal, es una estrella de clase A (a diferencia de nuestro Sol que es una estrella de clase G): dos veces más masiva que el Sol, unos ~4000 K más caliente que el Sol en su fotosfera y aproximadamente 25 veces más intrínsecamente. luminoso como nuestro sol. ( Crédito : NASA, ESA, H. Bond (STScI) y M. Barstow (Universidad de Leicester))

Evaluación de los tres métodos.

Tres científicos; tres métodos; tres respuestas diferentes. Pero, ¿a qué distancia estaban realmente las estrellas?

Los métodos de Huygens y Newton, si bien eran muy inteligentes dadas las limitadas capacidades instrumentales de que disponían durante sus vidas, adolecían de un gran problema: necesitabas saber algo intrínseco sobre el brillo de las estrellas que estabas observando en relación con el Sol, que es información que los astrónomos no poseerían hasta el siglo XX. Mientras que Huygens subestimó la distancia a Sirio incluso después de tener en cuenta su brillo intrínseco mayor que el del Sol, si se aplica la misma corrección al método de Newton, resulta que sobreestima significativamente la distancia a Sirio; Las estimaciones originales de Gregory, ciertamente poco fiables (de 83.190 veces la distancia Tierra-Sol, o 1,32 años luz) en realidad resultaron ser mejores que las de Newton, ya que si se corrigen por el brillo intrínseco real de Sirio, se obtiene una estimación de distancia de 6,6 años luz: ¡una diferencia de sólo el 23% del valor real!

Hooke, por otra parte, puede haber utilizado el mejor método que todavía se aplica en nuestra era moderna, pero malinterpretó gravemente lo que estaba observando. Como documenta el historiador de la ciencia Thony Christie , el científico James Bradley realizó un minucioso intento de reproducir el experimento de Hooke utilizando múltiples telescopios de alta precisión construidos explícitamente para este propósito en 1725, utilizando tanto su propia casa como la de Samuel Molyneaux, su vecino, para fines independientes. verificación. Nuevamente, fueron a observar esa misma estrella que observó Hooke: Gamma Draconis.

Cuando el observador de un objeto distante está en movimiento, su movimiento hace que las posiciones aparentes de los objetos cambien en relación con sus posiciones reales: un fenómeno predicho mucho más tarde de lo observado por la relatividad de Einstein y las transformaciones de Lorentz. El fenómeno de este aparente cambio se conoce como aberración estelar, y fue este efecto, no el paralaje estelar, el que explicó los movimientos percibidos de las estrellas en el cielo a lo largo del año en los siglos 1600 y 1700. ( Crédito : Steve Hurley/Explicando la ciencia)

De manera fascinante, Bradley observó que la posición de la estrella cambiaba, aunque ligeramente, en el transcurso de un año. De hecho, la estrella trazó una pequeña elipse, que es la forma que cabría esperar, ya que la Tierra orbita alrededor del Sol en una trayectoria elíptica: algo que se sabía desde la época de Kepler a principios del siglo XVII. Pero Bradley, por muy cuidadoso que fuera, notó que esto no podía deberse al paralaje estelar por una razón importante: ¡los cambios de posición estaban en la dirección equivocada! Como escribe Christie,

“Bradley sabía que esto no era paralaje porque los cambios de posición eran en direcciones equivocadas, cuando según la teoría del paralaje la estrella debería haberse movido hacia el sur, se movió hacia el norte y viceversa. Bradley no podía creer sus propios resultados y pasó otro año repitiendo meticulosamente sus observaciones; el resultado fue el mismo.»

¿Qué podría estar causando este movimiento? Sin que Bradley lo supiera en ese momento, acababa de descubrir el fenómeno de la aberración estelar : donde los objetos celestes parecen cambiar de posición según el movimiento del observador. En el caso de Gamma Draconis vista desde la Tierra, el movimiento del observador está impulsado en gran medida por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol a una velocidad de alrededor de ~30 km/s, o alrededor del 0,01% de la velocidad de la luz. Aunque fue suficiente para demostrar que la Tierra, efectivamente, orbita alrededor del Sol, no fue ninguna detección de paralaje.

61 Cygni fue la primera estrella en la que se midió y publicó su paralaje (allá por 1838), pero también es un caso difícil debido a su gran movimiento propio. Estas dos imágenes, apiladas en rojo y azul y tomadas con casi exactamente un año de diferencia, muestran la fantástica velocidad de este sistema estelar binario. Si desea medir el paralaje de un objeto con extrema precisión, deberá realizar dos mediciones ‘binoculares’ simultáneamente, para evitar el efecto del movimiento de la estrella a través de la galaxia. Gaia es excepcionalmente buena para caracterizar las órbitas de estrellas cercanas con pequeñas separaciones de su compañera, pero enfrenta más desafíos con sistemas binarios más distantes y más amplios. ( Crédito : Foros Lorenzo2/Astrofili)

El paralaje no se detectaría hasta la década de 1830, cuando tres astrónomos distintos (Thomas Henderson, Friedrich Bessel y Wilhelm Struve) observaron tres estrellas diferentes (Alpha Centauri, 61 Cygni y Vega, respectivamente) y detectaron un movimiento real a lo largo del año. , midiendo definitivamente el paralaje estelar. Aunque Henderson hizo sus observaciones primero, en 1833, no publicó sus resultados hasta 1839. Mientras tanto, Struve tenía datos preliminares pero poco fiables sobre Vega que publicó en 1837, y no publicaría una medición superior hasta 1840. Mientras tanto, Bessel publicó sus datos de alta calidad en 1838 y generalmente se le considera el descubridor del primer paralaje estelar .

El verdadero invento revolucionario sería el desarrollo de la fotografía aplicada a la astronomía, que condujo a las primeras fotografías de la Luna y el Sol en la década de 1840 y, finalmente, a la primera fotografía de una estrella en 1850. Al poder comparar fotografías, inicialmente visualmente y ahora de forma informatizada, ha llevado a la medición moderna de más de mil millones de paralajes estelares con el satélite Gaia de la Agencia Espacial Europea. El paralaje, no las mediciones de brillo, es la forma de medir realmente la distancia a las estrellas.

Sin embargo, de las tres primeras estimaciones realizadas, la distancia de «paralaje» afirmada por Hooke fue, con diferencia, la peor. Mientras que Huygens y Newton estaban dentro de un orden de magnitud de la respuesta correcta (una vez que se corrige el brillo estelar intrínseco), ¡las mediciones de Hooke estaban equivocadas en más de un factor de 1000! La estrella Gamma Draconis, a pesar de ser relativamente brillante, en realidad se encuentra bastante lejos: a más de 150 años luz de distancia, su paralaje no se detectó hasta la publicación del catálogo Hipparcos en 1997. Aunque, como humanos, tendemos a valorar acertar respuesta independientemente del método utilizado, en ciencia lo que realmente importa es el procedimiento que se sigue (y la reproducibilidad de la respuesta).

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