La distancia a la estrella es de 20 luces. Año luz y escala cósmica. Velas de astrónomo estándar

¿Cómo se puede medir la distancia a las estrellas?

Método de paralaje horizontal

El globo, que se encuentra a una distancia de 149,6 millones de kilómetros del Sol, “gira” una distancia considerable en órbita en el transcurso de un año.

Sin embargo, las distancias verdaderamente gigantescas comienzan afuera. Sólo a principios del siglo XX los científicos lograron realizar mediciones bastante precisas y por primera vez establecer la distancia a algunas estrellas.

El método para determinar la distancia a las estrellas es definición precisa direcciones hacia ellos (es decir, para determinar su posición) desde los dos extremos del diámetro de la órbita terrestre se llama “Método de paralaje horizontal”. Para ello, basta con determinar la dirección hacia la estrella en momentos separados por seis meses, ya que durante este tiempo la propia Tierra lleva consigo al observador de un lado a otro de su órbita.

El desplazamiento de la estrella (por supuesto, aparente), provocado por un cambio en la posición del observador en el espacio, es extremadamente pequeño, apenas perceptible. Pero se midió con una precisión de 0″.01. ¿Es mucho o poco? Juzgue usted mismo: es lo mismo que examinar el borde de una moneda de Riazán arrojada por un transeúnte en Moscú en la Plaza Roja.

Está claro que con tales distancias y distancias, los metros y kilómetros a los que estamos acostumbrados ya no son los adecuados. Las distancias verdaderamente grandes, es decir, las distancias cósmicas, se expresan más convenientemente no en kilómetros, sino en años luz, es decir, en aquellas distancias que la luz, propagándose a una velocidad de 300.000 km/seg, recorre en un año.

Con el método descrito es posible determinar distancias a estrellas mucho más alejadas de trescientos años luz. La luz de las estrellas de algunos sistemas estelares distantes nos llega a cientos de millones de años luz de distancia.

Esto no significa en absoluto, como suele pensarse, que estemos observando estrellas que tal vez ya no existan en la realidad. No hace falta decir que “vemos en el cielo algo que en realidad ya no existe”. De hecho, la gran mayoría de las estrellas cambian tan lentamente que hace millones de años eran las mismas que ahora, e incluso sus lugares visibles en el cielo cambian extremadamente lentamente, aunque las estrellas se mueven rápidamente en el espacio. Así, las estrellas tal como las vemos son, en general, las mismas en la actualidad.

En algún momento de nuestras vidas, cada uno de nosotros nos hicimos esta pregunta: ¿cuánto tiempo se tarda en volar hasta las estrellas? ¿Es posible realizar tal vuelo en uno? vida humana¿Pueden estos vuelos convertirse en la norma de la vida cotidiana? En ese problema complejo Hay muchas respuestas, dependiendo de quién pregunte. Algunas son simples, otras son más complejas. Hay mucho que tener en cuenta para encontrar una respuesta completa.

Desafortunadamente, no existen estimaciones reales que ayuden a encontrar esa respuesta, y esto frustra a los futuristas y entusiastas de los viajes interestelares. Nos guste o no, el espacio es muy grande (y complejo) y nuestra tecnología aún es limitada. Pero si alguna vez decidimos dejar nuestro “nido”, tendremos varias formas de llegar al sistema estelar más cercano de nuestra galaxia.

La estrella más cercana a nuestra Tierra es el Sol, una estrella bastante “normal” según el esquema de “secuencia principal” de Hertzsprung-Russell. Esto significa que la estrella es muy estable y proporciona suficiente luz solar para que se desarrolle vida en nuestro planeta. Sabemos que hay otros planetas orbitando estrellas cercanas a nuestro sistema solar, y muchas de estas estrellas son similares a la nuestra.

En el futuro, si la humanidad desea abandonar el sistema solar, tendremos una enorme variedad de estrellas a las que podríamos ir, y muchas de ellas bien podrían tener condiciones favorables para la vida. Pero, ¿adónde iremos y cuánto tiempo nos llevará llegar allí? Tenga en cuenta que todo esto es sólo especulación y que no existen pautas para los viajes interestelares en este momento. Bueno, como dijo Gagarin, ¡vamos!

Alcanzar una estrella
Como se señaló, la estrella más cercana a nuestro sistema solar es Próxima Centauri, por lo que tiene mucho sentido comenzar a planificar una misión interestelar allí. Próxima, que forma parte del sistema estelar triple Alfa Centauri, está a 4,24 años luz (1,3 pársecs) de la Tierra. Alpha Centauri es esencialmente la estrella más brillante de las tres del sistema, parte de un sistema binario cercano a 4,37 años luz de la Tierra, mientras que Próxima Centauri (la más débil de las tres) es una enana roja aislada a 0,13 años luz de la estrella dual. sistema.

Y aunque las conversaciones sobre viajes interestelares evocan pensamientos sobre todo tipo de viajes, “ velocidad más rápida Desde velocidades de curvatura y agujeros de gusano hasta impulsos subespaciales, estas teorías son muy ficticias (como el impulso de Alcubierre) o existen sólo en la ciencia ficción. Cualquier misión al espacio profundo durará generaciones.

Entonces, comenzando con una de las formas más lentas de viaje espacial, ¿cuánto tiempo llevará llegar a Próxima Centauri?

Métodos modernos

La cuestión de estimar la duración de los viajes en el espacio es mucho más sencilla si se trata de tecnologías y cuerpos existentes en nuestro Sistema Solar. Por ejemplo, utilizando la tecnología utilizada por la misión New Horizons, 16 motores monopropulsores de hidracina podrían llegar a la Luna en sólo 8 horas y 35 minutos.

También está la misión SMART-1 de la Agencia Espacial Europea, que se impulsó hacia la Luna mediante propulsión iónica. Con esta revolucionaria tecnología, cuya versión también se utilizó sonda espacial Amanecer en llegar a Vesta, la misión SMART-1 tardó un año, un mes y dos semanas en llegar a la Luna.

Desde veloces cohetes espaciales hasta propulsión iónica de bajo consumo, tenemos un par de opciones para desplazarnos por el espacio local; además, puedes utilizar Júpiter o Saturno como una enorme honda gravitacional. Sin embargo, si pretendemos ir un poco más allá, tendremos que aumentar el poder de la tecnología y explorar nuevas posibilidades.

Cuando hablamos de métodos posibles, hablamos de aquellos que involucran tecnologías existentes, o aquellos que aún no existen pero que son técnicamente viables. Algunos de ellos, como verá, han sido probados y confirmados, mientras que otros aún siguen siendo cuestionables. En resumen, presentan un escenario posible, pero muy costoso en tiempo y dinero, para viajar incluso a la estrella más cercana.

movimiento iónico

Actualmente, la forma de propulsión más lenta y económica es la propulsión iónica. Hace unas décadas, la propulsión iónica se consideraba materia de ciencia ficción. Pero en los últimos años, las tecnologías de soporte de motores iónicos han pasado de la teoría a la práctica, y con mucho éxito. La misión SMART-1 de la Agencia Espacial Europea es un ejemplo de una misión exitosa a la Luna en una espiral de 13 meses desde la Tierra.

SMART-1 utilizaba motores de iones alimentados por energía solar, en los que la energía eléctrica era recogida por paneles solares y utilizada para alimentar motores de efecto Hall. Para llevar SMART-1 a la Luna sólo se necesitaron 82 kilogramos de combustible de xenón. 1 kilogramo de combustible xenón proporciona un delta-V de 45 m/s. Esta es una forma de movimiento extremadamente eficiente, pero está lejos de ser la más rápida.

Una de las primeras misiones en utilizar tecnología de propulsión iónica fue la misión Deep Space 1 al cometa Borrelli en 1998. El DS1 también utilizaba un motor de iones de xenón y consumía 81,5 kg de combustible. Después de 20 meses de propulsión, el DS1 alcanzó velocidades de 56.000 km/h en el momento del sobrevuelo del cometa.

Los motores de iones son más económicos que la tecnología de cohetes porque su empuje por unidad de masa de propulsor (impulso específico) es mucho mayor. Pero los motores de iones tardan mucho en acelerar astronave a velocidades significativas, y la velocidad máxima depende del soporte de combustible y los volúmenes de generación de energía.

Por lo tanto, si se utilizara propulsión iónica en una misión a Próxima Centauri, los motores necesitarían tener una potente fuente de energía (energía nuclear) y grandes reservas de combustible (aunque menos que los cohetes convencionales). Pero si partimos de la base de que 81,5 kg de combustible xenón se traducen en 56.000 km/h (y no habrá otras formas de circulación), se pueden hacer cálculos.

En velocidad máxima A 56.000 km/h, el Espacio Profundo habría tardado 81.000 años en recorrer los 4,24 años luz entre la Tierra y Próxima Centauri. Con el tiempo, esto equivale a unas 2.700 generaciones de personas. Es seguro decir que la propulsión de iones interplanetarios será demasiado lenta para una misión interestelar tripulada.

Pero si los motores de iones son más grandes y más potentes (es decir, la tasa de salida de iones será mucho mayor), si hay suficiente combustible para cohetes para durar los 4,24 años luz completos, el tiempo de viaje se reducirá significativamente. Pero todavía quedará mucha más vida humana.

maniobra de gravedad

La forma más rápida de viajar al espacio es utilizar maniobra de gravedad. Esta técnica implica que la nave espacial utilice el movimiento relativo (es decir, la órbita) y la gravedad del planeta para cambiar su trayectoria y velocidad. Las maniobras de gravedad son una técnica de vuelo espacial extremadamente útil, especialmente cuando se utiliza la Tierra u otro planeta masivo (como un gigante gaseoso) para acelerar.

La nave espacial Mariner 10 fue la primera en utilizar este método, utilizando la atracción gravitacional de Venus para impulsarse hacia Mercurio en febrero de 1974. En la década de 1980, la sonda Voyager 1 utilizó Saturno y Júpiter para maniobras de gravedad y aceleración a 60.000 km/h antes de entrar en el espacio interestelar.

La misión Helios 2, que comenzó en 1976 y tenía como objetivo explorar el medio interplanetario entre 0,3 UA. e. y 1a. e. del Sol, tiene el récord de mayor velocidad desarrollada mediante una maniobra gravitacional. En aquel momento, Helios 1 (lanzado en 1974) y Helios 2 ostentaban el récord de máxima aproximación al Sol. Helios 2 fue lanzado por un cohete convencional y colocado en una órbita muy alargada.

Gracias a la alta excentricidad (0,54) de la órbita solar de 190 días, Helios 2 pudo alcanzar en el perihelio una velocidad máxima de más de 240.000 km/h. Esta velocidad orbital se desarrolló debido únicamente a la atracción gravitacional del Sol. Técnicamente, la velocidad del perihelio de Helios 2 no fue el resultado de una maniobra gravitacional sino de su velocidad orbital máxima, pero aún ostenta el récord del objeto más rápido creado por el hombre.

Si la Voyager 1 se dirigiera hacia la estrella enana roja Próxima Centauri a una velocidad constante de 60.000 km/h, tardaría 76.000 años (o más de 2.500 generaciones) en cubrir esta distancia. Pero si la sonda alcanzara la velocidad récord de Helios 2 -una velocidad sostenida de 240.000 km/h-, necesitaría 19.000 años (o más de 600 generaciones) para viajar 4.243 años luz. Significativamente mejor, aunque no es ni mucho menos práctico.

Motor electromagnético EM Drive

Otro método propuesto para viajes interestelares es el motor de cavidad resonante de RF, también conocido como EM Drive. Propuesto en 2001 por Roger Scheuer, un científico británico que creó Satellite Propulsion Research Ltd (SPR) para implementar el proyecto, el motor se basa en la idea de que las cavidades electromagnéticas de microondas pueden convertir directamente la electricidad en empuje.

Mientras que los motores electromagnéticos tradicionales están diseñados para propulsar una masa específica (como partículas ionizadas), este sistema de propulsión en particular es independiente de la respuesta de la masa y no emite radiación dirigida. En general, este motor fue recibido con bastante escepticismo, en gran parte porque viola la ley de conservación del impulso, según la cual el impulso del sistema permanece constante y no puede crearse ni destruirse, solo cambiarse bajo la influencia de la fuerza. .

Sin embargo, experimentos recientes con esta tecnología aparentemente han dado resultados positivos. En julio de 2014, en la 50ª Conferencia Conjunta de Propulsión AIAA/ASME/SAE/ASEE en Cleveland, Ohio, los científicos de propulsión avanzada de la NASA anunciaron que habían probado con éxito un nuevo diseño de propulsión electromagnética.

En abril de 2015, los científicos de la NASA Eagleworks (parte del Centro Espacial Johnson) dijeron que habían probado con éxito el motor en el vacío, lo que podría indicar posibles aplicaciones espaciales. En julio del mismo año, un grupo de científicos del Departamento de Sistemas Espaciales de la Universidad Tecnológica de Dresde desarrolló su propia versión del motor y observó un empuje notable.

En 2010, la profesora Zhuang Yang de la Universidad Politécnica Northwestern en Xi'an, China, comenzó a publicar una serie de artículos sobre su investigación sobre la tecnología EM Drive. En 2012, informó una alta potencia de entrada (2,5 kW) y un empuje registrado de 720 mN. También realizó pruebas exhaustivas en 2014, incluidas mediciones de temperatura interna con termopares incorporados, que demostraron que el sistema funcionaba.

Según cálculos basados ​​en el prototipo de la NASA (que se estimaba que tenía una potencia nominal de 0,4 N/kilovatio), una nave espacial propulsada electromagnéticamente podría viajar a Plutón en menos de 18 meses. Esto es seis veces menos de lo que necesitaba la sonda New Horizons, que se movía a una velocidad de 58.000 km/h.

Suena impresionante. Pero incluso en este caso, el barco con motores electromagnéticos volará a Próxima Centauri dentro de 13.000 años. Está cerca, pero aún no es suficiente. Además, hasta que no se pongan todas las íes en esta tecnología, es pronto para hablar de su uso.

Movimiento térmico nuclear y eléctrico nuclear.

Otra posibilidad de vuelo interestelar es utilizar una nave espacial equipada con motores nucleares. La NASA ha estado estudiando este tipo de opciones durante décadas. Un cohete de propulsión térmica nuclear podría utilizar reactores de uranio o deuterio para calentar el hidrógeno en el reactor, convirtiéndolo en gas ionizado (plasma de hidrógeno), que luego se dirigiría a la boquilla del cohete, generando empuje.

Un cohete de propulsión nuclear utiliza el mismo reactor para convertir el calor y la energía en electricidad, que luego alimenta un motor eléctrico. En ambos casos, el cohete dependería de la fusión o fisión nuclear para generar empuje, en lugar del combustible químico con el que funcionan todas las agencias espaciales modernas.

En comparación con los motores químicos, los motores nucleares tienen ventajas innegables. En primer lugar, tiene una densidad energética prácticamente ilimitada en comparación con el combustible para cohetes. Además, un motor nuclear también producirá un empuje potente en relación con la cantidad de combustible utilizado. Esto reducirá la cantidad de combustible requerido y, al mismo tiempo, el peso y el costo de un dispositivo en particular.

Aunque los motores térmicos energía nuclear Hasta que fueron al espacio, sus prototipos fueron creados y probados, y se propusieron aún más.

Y, sin embargo, a pesar de las ventajas en cuanto a economía de combustible e impulso específico, el mejor concepto nuclear propuesto motor térmico tiene un impulso específico máximo de 5000 segundos (50 kN s/kg). Utilizando motores nucleares propulsados ​​por fisión o fusión, los científicos de la NASA podrían llevar una nave espacial a Marte en sólo 90 días si el Planeta Rojo se encuentra a 55.000.000 de kilómetros de la Tierra.

Pero cuando se trata de viajar a Próxima Centauri, un cohete nuclear tardaría siglos en alcanzar una fracción significativa de la velocidad de la luz. Luego serán necesarias varias décadas de viaje, seguidas de muchos siglos más de desaceleración en el camino hacia la meta. Todavía estamos a 1000 años de nuestro destino. Lo que es bueno para las misiones interplanetarias no lo es tanto para las interestelares.

El 22 de febrero de 2017, la NASA informó que se habían encontrado 7 exoplanetas alrededor de la estrella TRAPPIST-1. Tres de ellos se encuentran en el rango de distancias de la estrella en las que el planeta puede tener agua líquida, y el agua es una condición clave para la vida. También se informa que este sistema estelar se encuentra a una distancia de 40 años luz de la Tierra.

Este mensaje causó mucho ruido en los medios; algunos incluso pensaron que la humanidad estaba a un paso de construir nuevos asentamientos cerca de una nueva estrella, pero no es así. Pero 40 años luz es mucho, es MUCHO, son demasiados kilómetros, es decir, ¡es una distancia monstruosamente colosal!

Por un curso de física se conoce la tercera velocidad de escape: esta es la velocidad que debe tener un cuerpo en la superficie de la Tierra para ir más allá de los límites. sistema solar. El valor de esta velocidad es 16,65 km/seg. Las naves espaciales orbitales convencionales despegan a una velocidad de 7,9 km/s y orbitan la Tierra. En principio, una velocidad de 16-20 km/seg es bastante accesible para las modernas tecnologías terrestres, ¡pero nada más!

La humanidad aún no ha aprendido a acelerar las naves espaciales a más de 20 km/s.

Calculemos cuántos años tardará una nave espacial que vuela a una velocidad de 20 km/s en recorrer 40 años luz y llegar a la estrella TRAPPIST-1.
Un año luz es la distancia que recorre un rayo de luz en el vacío y la velocidad de la luz es de aproximadamente 300 mil km/s.

Una nave espacial construida por el hombre vuela a una velocidad de 20 km/s, es decir, 15.000 veces más lenta que la velocidad de la luz. ¡Un barco así recorrerá 40 años luz en un tiempo equivalente a 40*15000=600000 años!

¡Una nave terrestre (con el nivel actual de tecnología) llegará a la estrella TRAPPIST-1 en unos 600 mil años! El Homo sapiens existe en la Tierra (según los científicos) desde hace sólo 35-40 mil años, ¡pero aquí tiene hasta 600 mil años!

En un futuro próximo, la tecnología no permitirá que los humanos lleguen a la estrella TRAPPIST-1. Se estima que incluso motores prometedores (iones, fotones, velas cósmicas, etc.), que no existen en la realidad terrestre, pueden acelerar el barco a una velocidad de 10.000 km/s, lo que significa que el tiempo de vuelo hasta el TRAPPIST -1 sistema se reducirá a 120 años. Ya es una época más o menos aceptable para el vuelo con animación suspendida o para varias generaciones de inmigrantes, pero hoy todos estos motores son fantásticos.

Incluso las estrellas más cercanas están todavía demasiado lejos de los humanos, demasiado lejos, por no hablar de las estrellas de nuestra galaxia o de otras galaxias.

El diámetro de nuestra Vía Láctea es de aproximadamente 100 mil años luz, es decir, ¡el viaje de un extremo a otro para una nave terrestre moderna será de 1,5 mil millones de años! La ciencia sugiere que nuestra Tierra tiene 4.500 millones de años y la vida multicelular tiene aproximadamente 2.000 millones de años. La distancia a la galaxia más cercana a nosotros, la Nebulosa de Andrómeda, a 2,5 millones de años luz de la Tierra, ¡qué distancias tan monstruosas!

Como puede ver, de todas las personas vivas, nadie jamás pondrá un pie en la Tierra de un planeta cerca de otra estrella.

¿Cómo determinar la distancia a las estrellas? ¿Cómo sabemos que Alfa Centauri está a unos 4 años luz de distancia? Después de todo, no se puede determinar mucho por el brillo de una estrella como tal: el brillo de una estrella débil cercana y una brillante distante pueden ser iguales. Y, sin embargo, existen muchas formas bastante fiables de determinar las distancias desde la Tierra hasta los rincones más lejanos del Universo. Durante 4 años de funcionamiento, el satélite astrométrico Hipparchus determinó distancias de hasta 118 mil estrellas SPL

No importa lo que digan los físicos sobre la tridimensionalidad, la sexta dimensión o incluso la undécima dimensión del espacio, para un astrónomo el Universo observable es siempre bidimensional. Vemos lo que sucede en el espacio en una proyección sobre la esfera celeste, del mismo modo que en una película se proyecta toda la complejidad de la vida en una pantalla plana. En la pantalla podemos distinguir fácilmente lo que está lejos de lo que está cerca debido a nuestra familiaridad con el original tridimensional, pero en la dispersión bidimensional de estrellas no hay ninguna pista visual que nos permita convertirlo en tridimensional. Mapa dimensional adecuado para trazar el rumbo de una nave interestelar. Mientras tanto, las distancias son la clave de casi la mitad de toda la astrofísica. Sin ellos, ¿cómo se puede distinguir una estrella débil cercana de un quásar distante pero brillante? Sólo conociendo la distancia a un objeto se puede evaluar su energía, y desde aquí hay un camino directo para comprender su naturaleza física.

Un ejemplo reciente de la incertidumbre de las distancias cósmicas es el problema de las fuentes de estallidos de rayos gamma, pulsos cortos de radiación intensa que llegan a la Tierra aproximadamente una vez al día desde diversas direcciones. Las estimaciones iniciales de su distancia oscilaban entre cientos de unidades astronómicas (decenas de horas luz) y cientos de millones de años luz. Por lo tanto, también fue impresionante la difusión de los modelos: desde la aniquilación de cometas de antimateria en las afueras del Sistema Solar hasta las explosiones de estrellas de neutrones que sacudieron todo el Universo y el nacimiento de agujeros blancos. A mediados de la década de 1990, se habían propuesto más de cien explicaciones diferentes para la naturaleza de los estallidos de rayos gamma. Ahora que hemos podido estimar las distancias a sus fuentes, solo quedan dos modelos.

Pero, ¿cómo se puede medir la distancia si no se puede alcanzar el objeto ni con una regla ni con un rayo localizador? El método de triangulación, muy utilizado en la geodesia terrestre convencional, viene al rescate. Seleccionamos un segmento de longitud conocida: la base, medimos desde sus extremos los ángulos en los que es visible un punto inaccesible por una razón u otra, y luego fórmulas trigonométricas simples dan la distancia requerida. Cuando nos movemos de un extremo de la base al otro, la dirección aparente del punto cambia, se desplaza contra el fondo de objetos distantes. Esto se llama desplazamiento de paralaje o paralaje. Su valor es menor cuanto más lejos está el objeto y cuanto más grande, más larga es la base.

Para medir distancias a las estrellas, hay que tomar la base máxima de que disponen los astrónomos, igual al diámetro de la órbita terrestre. El correspondiente desplazamiento paraláctico de las estrellas en el cielo (estrictamente hablando, la mitad) empezó a denominarse paralaje anual. Tycho Brahe intentó medirlo, a quien no le gustó la idea de Copérnico sobre la rotación de la Tierra alrededor del Sol, y decidió comprobarlo; después de todo, los paralajes también prueban el movimiento orbital de la Tierra. Las mediciones tomadas tenían una precisión impresionante para el siglo XVI: alrededor de un minuto de arco, pero esto era completamente insuficiente para medir paralajes, de lo que el propio Brahe no se dio cuenta y concluyó que el sistema copernicano era incorrecto.

La distancia a los cúmulos de estrellas está determinada por el método de ajuste de secuencia principal.

El siguiente ataque al paralaje lo realizó en 1726 el inglés James Bradley, futuro director del Observatorio de Greenwich. Al principio pareció que la suerte le sonreía: la estrella Gamma Draco, elegida para la observación, de hecho osciló alrededor de su posición media a lo largo de un año con una oscilación de 20 segundos de arco. Sin embargo, la dirección de este cambio fue diferente de lo que se esperaba para los paralajes, y Bradley pronto encontró la explicación correcta: la velocidad de la órbita de la Tierra se suma a la velocidad de la luz proveniente de la estrella y cambia su dirección aparente. Del mismo modo, las gotas de lluvia dejan huellas inclinadas en las ventanillas de los autobuses. Este fenómeno, llamado aberración anual, fue la primera evidencia directa del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, pero no tuvo nada que ver con los paralajes.

Sólo un siglo después, la precisión de los goniómetros alcanzó el nivel requerido. A finales de los años 30 del siglo XIX, como dijo John Herschel, “el muro que impedía la penetración en el Universo estelar se rompió casi simultáneamente en tres lugares”. En 1837, Vasily Yakovlevich Struve (en ese momento director del Observatorio Dorpat, y más tarde del Observatorio Pulkovo) publicó el paralaje de Vega que midió: 0,12 segundos de arco. Al año siguiente, Friedrich Wilhelm Bessel informó que el paralaje de la estrella 61 Cygnus era de 0,3". Y un año después, el astrónomo escocés Thomas Henderson, trabajando en el hemisferio sur en el Cabo de Buena Esperanza, midió el paralaje en el sistema Alpha Centauri. - 1,16". . Sin embargo, más tarde resultó que este valor estaba sobreestimado en 1,5 veces y en todo el cielo no hay una sola estrella con un paralaje de más de 1 segundo de arco.

Para distancias medidas por el método paraláctico, se introdujo una unidad especial de longitud: el pársec (del segundo paraláctico, pc). Un pársec contiene 206.265 unidades astronómicas, o 3,26 años luz. Es desde esta distancia que el radio de la órbita terrestre (1 unidad astronómica = 149,5 millones de kilómetros) es visible en un ángulo de 1 segundo. Para determinar la distancia a una estrella en pársecs, debes dividir una por su paralaje en segundos. Por ejemplo, para el sistema estelar más cercano a nosotros, Alfa Centauri 1/0,76 = 1,3 parsecs, o 270 mil unidades astronómicas. Mil pársecs se llaman kiloparsecs (kpc), un millón de pársecs se llaman megaparsecs (Mpc) y mil millones se llaman gigaparsecs (Gpc).

Medir ángulos extremadamente pequeños requirió sofisticación técnica y una enorme diligencia (Bessel, por ejemplo, procesó más de 400 observaciones individuales del 61º Cygnus), pero después del primer avance las cosas fueron más fáciles. En 1890, ya se habían medido los paralajes de tres docenas de estrellas, y cuando la fotografía comenzó a utilizarse ampliamente en astronomía, se puso en marcha la medición precisa de los paralajes. Las mediciones de paralaje son el único método para determinar directamente distancias a estrellas individuales. Pero durante las observaciones terrestres, la interferencia atmosférica no permite que el método paraláctico mida distancias superiores a 100 pc. Para el Universo este no es un valor muy grande. (“Aquí no está lejos, cien pársecs”, como dijo Gromozeka). Cuando los métodos geométricos fallan, los métodos fotométricos acuden al rescate.

Registros geométricos

EN últimos años Los resultados de la medición de distancias a fuentes de emisión de radio muy compactas (máseres) se publican cada vez más. Su radiación se produce en el rango de radio, lo que permite observarlos en radiointerferómetros capaces de medir las coordenadas de los objetos con una precisión de microsegundos, inalcanzable en el rango óptico en el que se observan las estrellas. Gracias a los máseres, los métodos trigonométricos se pueden aplicar no sólo a objetos distantes de nuestra galaxia, sino también a otras galaxias. Por ejemplo, en 2005, Andreas Brunthaler (Alemania) y sus colegas determinaron la distancia a la galaxia M33 (730 kpc) comparando el desplazamiento angular de los máseres con la velocidad de rotación de este sistema estelar. Un año después, Ye Xu (PRC) y sus colegas aplicaron el método de paralaje clásico a fuentes de máser “locales” para medir la distancia (2 kpc) a uno de los brazos espirales de nuestra galaxia. Quizás J. Hernsteen (EE.UU.) y sus colegas lograron avanzar más lejos en 1999. Al seguir el movimiento de los máseres en el disco de acreción alrededor del agujero negro en el núcleo de la galaxia activa NGC 4258, los astrónomos determinaron que este sistema se encuentra a una distancia de 7,2 Mpc de nosotros. Hoy en día esto es un récord absoluto para los métodos geométricos.

Velas de astrónomo estándar

Cuanto más lejos esté de nosotros la fuente de radiación, más tenue será. Si descubres la verdadera luminosidad de un objeto, comparándola con el brillo aparente, puedes encontrar la distancia. Huygens fue probablemente el primero en aplicar esta idea a la medición de distancias a las estrellas. Por la noche observaba a Sirio y durante el día comparaba su brillo con un pequeño agujero en la pantalla que cubría el Sol. Habiendo elegido el tamaño del agujero para que ambos brillos coincidieran, y comparando los valores angulares del agujero y del disco solar, Huygens concluyó que Sirio está 27.664 veces más lejos de nosotros que el Sol. Esto es 20 veces menos que la distancia real. El error se debió en parte al hecho de que Sirio es en realidad mucho más brillante que el Sol, y en parte a la dificultad de comparar el brillo de memoria.

Un gran avance en el campo de los métodos fotométricos se produjo con la llegada de la fotografía a la astronomía. A principios del siglo XX, el Observatorio de la Universidad de Harvard llevó a cabo trabajos a gran escala para determinar el brillo de las estrellas mediante placas fotográficas. Atención especial se le dio a las estrellas variables, cuyo brillo fluctúa. Mientras estudiaba estrellas variables de una clase especial, las Cefeidas, en la Pequeña Nube de Magallanes, Henrietta Levitt notó que cuanto más brillantes son, más largo es el período de fluctuación de su brillo: las estrellas con un período de varias decenas de días resultaron ser aproximadamente 40 veces más brillantes que las estrellas con un período de aproximadamente un día.

Dado que todas las cefeidas de Levitt estaban en el mismo sistema estelar, la Pequeña Nube de Magallanes, se podría considerar que estaban a la misma (aunque desconocida) distancia de nosotros. Esto significa que la diferencia en su brillo aparente está asociada con diferencias reales de luminosidad. Quedaba por determinar la distancia a una cefeida mediante un método geométrico para calibrar toda la dependencia y poder, midiendo el período, determinar la verdadera luminosidad de cualquier cefeida y, a partir de ella, la distancia a la estrella y al sistema estelar. que lo contiene.

Pero, lamentablemente, no hay cefeidas en las cercanías de la Tierra. La más cercana de ellas, la Estrella Polar, está alejada del Sol, como sabemos ahora, a 130 pc, es decir, está fuera del alcance de las mediciones de paralaje desde tierra. Esto no permitió construir un puente directamente desde las paralajes a las cefeidas, y los astrónomos tuvieron que construir una estructura que ahora en sentido figurado se llama escalera de distancias.

Un paso intermedio fueron los cúmulos de estrellas abiertos, que incluyen desde varias decenas hasta cientos de estrellas conectadas por un tiempo y lugar de nacimiento comunes. Si trazas la temperatura y la luminosidad de todas las estrellas del cúmulo, la mayoría de los puntos caerán en una línea inclinada (más precisamente, una franja), que se llama secuencia principal. La temperatura se determina con gran precisión a partir del espectro de la estrella y la luminosidad se determina a partir de su brillo aparente y su distancia. Si se desconoce la distancia, la ayuda es el hecho de que todas las estrellas del cúmulo están casi a la misma distancia de nosotros, de modo que dentro del cúmulo el brillo aparente aún puede utilizarse como medida de luminosidad.

Dado que las estrellas son iguales en todas partes, las secuencias principales de todos los cúmulos deben coincidir. Las diferencias se deben únicamente al hecho de que están a diferentes distancias. Si determinamos la distancia a uno de los grupos utilizando un método geométrico, descubriremos cómo se ve la secuencia principal "real" y luego, comparando los datos de otros grupos con ella, determinaremos las distancias a ellos. Este método se denomina "ajuste de secuencia principal". Durante mucho tiempo, las Pléyades y las Híades le sirvieron como estándar, cuyas distancias se determinaron mediante el método de paralaje grupal.

Afortunadamente para la astrofísica, se han descubierto cefeidas en unas dos docenas de cúmulos abiertos. Por tanto, midiendo las distancias a estos cúmulos ajustando la secuencia principal, es posible “estirar la escalera” hasta las Cefeidas, que se encuentran en su tercer escalón.

Las cefeidas son muy convenientes como indicador de distancias: hay relativamente muchas: se pueden encontrar en cualquier galaxia e incluso en cualquier cúmulo globular y, al ser estrellas gigantes, son lo suficientemente brillantes como para medir distancias intergalácticas desde ellas. Gracias a esto, se han ganado muchos epítetos ruidosos, como “faros del Universo” o “hitos de la astrofísica”. La “línea” cefeida se extiende hasta 20 Mpc, esto es aproximadamente cien veces más tamaños de nuestra Galaxia. Después de eso, ya no se pueden distinguir ni siquiera con los instrumentos modernos más potentes, y para subir al cuarto peldaño de la escala de distancias, se necesita algo más brillante.

A las afueras del Universo

Una de las mediciones de distancia extragaláctica más poderosas se basa en un patrón conocido como relación Tully-Fisher: cuanto más brillante es una galaxia espiral, más rápido gira. Cuando una galaxia se ve de canto o con una inclinación significativa, la mitad de su materia se acerca a nosotros debido a la rotación y la otra mitad se aleja, lo que provoca un ensanchamiento de las líneas espectrales debido al efecto Doppler. A partir de esta expansión se determina la velocidad de rotación, a partir de ella se determina la luminosidad y luego, a partir de una comparación con el brillo visible, se determina la distancia a la galaxia. Y, por supuesto, para calibrar este método necesitamos galaxias cuyas distancias ya hayan sido medidas mediante cefeidas. El método Tully-Fisher es de muy largo alcance y cubre galaxias a cientos de megaparsecs de nosotros, pero también tiene un límite, ya que no es posible obtener espectros de calidad suficientemente alta para galaxias demasiado distantes y débiles.

En un rango de distancias ligeramente mayor, opera otra "vela estándar": las supernovas de tipo Ia. Los estallidos de este tipo de supernovas son explosiones termonucleares del “mismo tipo” de enanas blancas con una masa ligeramente superior a la masa crítica (1,4 masas solares). Por lo tanto, no hay razón para que varíen mucho en poder. Las observaciones de tales supernovas en galaxias cercanas, cuyas distancias pueden determinarse a partir de las cefeidas, parecen confirmar esta constancia y, por lo tanto, las explosiones termonucleares cósmicas se utilizan ahora ampliamente para determinar distancias. Son visibles incluso a miles de millones de pársecs de nosotros, pero nunca se sabe la distancia a la que se medirá la galaxia, porque no se sabe de antemano exactamente dónde estallará la próxima supernova.

Hasta ahora, sólo un método nos permite avanzar aún más: los corrimientos al rojo. Su historia, como la historia de las Cefeidas, comienza simultáneamente con el siglo XX. En 1915, el estadounidense Vesto Slipher, al estudiar los espectros de las galaxias, notó que en la mayoría de ellas las líneas estaban desplazadas al rojo en relación con la posición del "laboratorio". En 1924, el alemán Karl Wirtz observó que este desplazamiento es más fuerte cuanto menores son las dimensiones angulares de la galaxia. Sin embargo, sólo Edwin Hubble logró reunir estos datos en una sola imagen en 1929. Según el efecto Doppler, el desplazamiento hacia el rojo de las líneas del espectro significa que el objeto se aleja de nosotros. Al comparar los espectros de las galaxias con las distancias a ellas determinadas por las cefeidas, Hubble formuló una ley: la velocidad con la que se aleja una galaxia es proporcional a su distancia. El coeficiente de proporcionalidad en esta relación se llama constante de Hubble.

Así se descubrió la expansión del Universo y, con ella, la posibilidad de determinar distancias a las galaxias a partir de sus espectros, por supuesto, siempre que la constante de Hubble esté vinculada a otros "regentes". El propio Hubble realizó esta alineación con un error de casi un orden de magnitud, que no se corrigió hasta mediados de la década de 1940, cuando quedó claro que las cefeidas se dividen en varios tipos con diferentes relaciones período-luminosidad. La calibración se realizó nuevamente basándose en las cefeidas "clásicas", y solo entonces el valor de la constante de Hubble se acercó a las estimaciones modernas: 50-100 km/s por cada megaparsec de distancia a la galaxia.

Ahora los corrimientos al rojo se utilizan para determinar distancias a galaxias a miles de megaparsecs de nosotros. Es cierto que estas distancias se indican en megaparsecs solo en artículos populares. El caso es que dependen del modelo de evolución del Universo adoptado en los cálculos, y además, en el espacio en expansión no está del todo claro a qué distancia se refiere: aquella a la que se encontraba la galaxia en el momento de la emisión de radiación. , o aquel en el que se encuentra en el momento de su recepción en la Tierra, o la distancia recorrida por la luz en su camino desde el punto inicial hasta el punto final. Por lo tanto, los astrónomos prefieren indicar sólo el valor de corrimiento al rojo observado directamente para objetos distantes, sin convertirlo a megaparsecs.

Los corrimientos al rojo son el único método actual para estimar distancias "cosmológicas" comparables al "tamaño del Universo" y, al mismo tiempo, es quizás la técnica más utilizada. En julio de 2007 se publicó un catálogo de corrimientos al rojo de 77.418.767 galaxias. Es cierto que al crearlo se utilizó un método automático algo simplificado para analizar los espectros y, por lo tanto, podrían aparecer errores en algunos valores.

Juego en equipo

Los métodos geométricos para medir distancias no terminan con el paralaje anual, en el que se comparan los desplazamientos angulares aparentes de las estrellas con los movimientos de la Tierra en su órbita. Otro enfoque se basa en el movimiento del Sol y las estrellas entre sí. Imaginemos un cúmulo de estrellas volando cerca del Sol. Según las leyes de la perspectiva, las trayectorias visibles de sus estrellas, como raíles en el horizonte, convergen en un punto: el radiante. Su posición indica en qué ángulo vuela el cúmulo con respecto a la línea de visión. Conociendo este ángulo, podemos descomponer el movimiento de los cúmulos de estrellas en dos componentes (a lo largo de la línea de visión y perpendicular a ella a lo largo de la esfera celeste) y determinar la proporción entre ellas. La velocidad radial de las estrellas en kilómetros por segundo se mide mediante el efecto Doppler y, teniendo en cuenta la proporción encontrada, se calcula la proyección de la velocidad en el cielo, también en kilómetros por segundo. Queda por comparar estas velocidades lineales de las estrellas con las velocidades angulares determinadas a partir de los resultados de observaciones a largo plazo, ¡y se conocerá la distancia! Este método funciona hasta varios cientos de pársecs, pero sólo es aplicable a cúmulos de estrellas y, por lo tanto, se denomina método de paralaje de grupo. Así se midieron por primera vez las distancias a las Híades y las Pléyades.

Bajando las escaleras que conducen hacia arriba

Mientras construíamos nuestra escalera hacia las afueras del Universo, guardamos silencio sobre los cimientos sobre los que se apoya. Mientras tanto, el método de paralaje da la distancia no en metros estándar, sino en unidades astronómicas, es decir, en los radios de la órbita terrestre, cuyo valor tampoco se determinó de inmediato. Así que miremos atrás y bajemos la escalera de distancias cósmicas hasta la Tierra.

Probablemente el primero en intentar determinar la distancia al Sol fue Aristarco de Samos, quien propuso el sistema heliocéntrico del mundo mil quinientos años antes que Copérnico. Descubrió que el Sol está 20 veces más lejos de nosotros que la Luna. Esta estimación, como sabemos ahora, fue subestimada en un factor de 20 y duró hasta la era de Kepler. Aunque él mismo no midió la unidad astronómica, ya observó que el Sol debería estar mucho más lejos de lo que pensaba Aristarco (y después de él todos los demás astrónomos).

La primera estimación más o menos aceptable de la distancia entre la Tierra y el Sol la obtuvieron Jean Dominique Cassini y Jean Richet. En 1672, durante la oposición de Marte, midieron su posición con respecto al fondo de las estrellas tanto de París (Cassini) como de Cayena (Richet). La distancia de Francia a la Guayana Francesa sirvió de base para un triángulo paraláctico, a partir del cual determinaron la distancia a Marte, y luego calcularon la unidad astronómica utilizando las ecuaciones de la mecánica celeste, obteniendo un valor de 140 millones de kilómetros.

Durante los dos siglos siguientes, la principal herramienta para determinar la escala del sistema solar fue el tránsito de Venus a través del disco solar. Mirándolos simultáneamente desde diferentes puntos globo, puedes calcular la distancia de la Tierra a Venus, y desde aquí todas las demás distancias en el sistema solar. En los siglos XVIII y XIX, este fenómeno se observó cuatro veces: en 1761, 1769, 1874 y 1882. Estas observaciones se convirtieron en uno de los primeros proyectos científicos internacionales. Se equiparon expediciones a gran escala (la expedición inglesa de 1769 fue dirigida por el famoso James Cook), se crearon estaciones de observación especiales... Y si a finales del siglo XVIII Rusia solo brindó a los científicos franceses la oportunidad de observar el paso de su territorio (de Tobolsk), luego, en 1874 y 1882, los científicos rusos ya participaban activamente en la investigación. Desafortunadamente, la excepcional complejidad de las observaciones ha provocado importantes discrepancias en las estimaciones de la unidad astronómica, de aproximadamente 147 a 153 millones de kilómetros. Un valor más fiable, 149,5 millones de kilómetros, se obtuvo sólo a principios del siglo XIX y XX a partir de observaciones de asteroides. Y por último hay que tener en cuenta que los resultados de todas estas mediciones se basaron en el conocimiento de la longitud de la base, que era el radio de la Tierra al medir la unidad astronómica. Así, finalmente, los topógrafos sentaron las bases de la escala de distancias cósmicas.

Sólo en la segunda mitad del siglo XX los científicos tuvieron a su disposición métodos fundamentalmente nuevos para determinar distancias cósmicas: láser y radar. Hicieron posible aumentar cientos de miles de veces la precisión de las mediciones en el Sistema Solar. El error de radar de Marte y Venus es de varios metros y la distancia a los reflectores angulares instalados en la Luna se mide con una precisión de centímetros. El valor actualmente aceptado de la unidad astronómica es 149.597.870.691 metros.

El difícil destino de "Hiparco"

Un progreso tan radical en la medición de la unidad astronómica planteó de una manera nueva la cuestión de las distancias a las estrellas. La precisión de la determinación del paralaje está limitada por la atmósfera terrestre. Por eso, allá por la década de 1960, surgió la idea de lanzar un instrumento goniómetro al espacio. Se realizó en 1989 con el lanzamiento del satélite astrométrico europeo Hipparchus. Este nombre es una traducción establecida, aunque formal y no del todo correcta, del nombre en inglés HIPPARCOS, que es una abreviatura de High Precision Parallax Collecting Satellite (“satélite para recolectar paralajes de alta precisión”) y no coincide con la ortografía en inglés de el nombre del famoso astrónomo griego antiguo: Hiparco, autor del primer catálogo de estrellas.

Los creadores del satélite se propusieron una tarea muy ambiciosa: medir los paralajes de más de 100 mil estrellas con una precisión de milisegundos, es decir, "alcanzar" estrellas ubicadas a cientos de pársecs de la Tierra. Era necesario aclarar las distancias a varios cúmulos estelares abiertos, en particular a las Híades y las Pléyades. Pero lo más importante es que fue posible "saltar el escalón" midiendo directamente las distancias a las propias cefeidas.

La expedición comenzó con problemas. Debido a un fallo en la etapa superior, el Hipparchus no entró en la órbita geoestacionaria prevista y permaneció en una trayectoria intermedia y muy alargada. Los especialistas de la Agencia Espacial Europea lograron hacer frente a la situación y el telescopio astrométrico orbital funcionó con éxito durante 4 años. El procesamiento de los resultados llevó el mismo tiempo y en 1997 se publicó un catálogo de estrellas con paralajes y movimientos propios de 118.218 luminarias, incluidas unas doscientas cefeidas.

Lamentablemente, en una serie de cuestiones no se ha obtenido la claridad deseada. El resultado más incomprensible fue para las Pléyades: se suponía que "Hiparco" aclararía la distancia, que anteriormente se estimaba en 130-135 pársecs, pero en la práctica resultó que "Hiparco" la corrigió, obteniendo un valor de solo 118. pársecs. Aceptar un nuevo valor requeriría ajustes tanto en la teoría de la evolución estelar como en la escala de distancias intergalácticas. Esto se convertiría en un grave problema para la astrofísica, y se empezó a comprobar cuidadosamente la distancia a las Pléyades. En 2004, varios grupos, utilizando métodos independientes, obtuvieron estimaciones de la distancia al cúmulo en el rango de 132 a 139 pc. Empezaron a oírse voces ofensivas que sugerían que las consecuencias de poner el satélite en la órbita equivocada no se habían eliminado por completo. Por lo tanto, todos los paralajes que midió quedaron en duda.

El equipo de Hipparchus se vio obligado a admitir que los resultados de las mediciones fueron en general precisos, pero es posible que sea necesario volver a procesarlos. El hecho es que en la astrometría espacial los paralajes no se miden directamente. En cambio, Hiparco midió los ángulos entre numerosos pares de estrellas a lo largo de cuatro años. Estos ángulos cambian tanto debido al desplazamiento paraláctico como a los propios movimientos de las estrellas en el espacio. Para "sacar" exactamente los valores de paralaje de las observaciones, se requiere un procesamiento matemático bastante complejo. Esto es lo que tuve que repetir. Los nuevos resultados se publicaron a finales de septiembre de 2007, pero todavía no está claro en qué medida ha mejorado la situación.

Pero los problemas de “Hiparco” no terminan ahí. Los paralajes de las cefeidas que determinó resultaron no ser lo suficientemente precisos para una calibración confiable de la relación período-luminosidad. Por tanto, el satélite no logró resolver la segunda tarea que tenía por delante. Por lo tanto, actualmente se están considerando varios proyectos nuevos de astrometría espacial en todo el mundo. El más cercano a su implementación es el proyecto europeo Gaia, cuyo lanzamiento está previsto para 2012. Su principio de funcionamiento es el mismo que el de "Hiparco": mediciones repetidas de ángulos entre pares de estrellas. Sin embargo, gracias a una óptica potente, podrá observar objetos mucho más oscuros y el uso de la interferometría aumentará la precisión de la medición de ángulos a decenas de microsegundos de arco. Se supone que Gaia podrá medir distancias en kiloparsecs con un error de no más del 20% y determinará las posiciones de alrededor de mil millones de objetos durante varios años de funcionamiento. Esto creará un mapa tridimensional de una parte importante de la galaxia.

El universo de Aristóteles terminaba a nueve distancias de la Tierra al Sol. Copérnico creía que las estrellas estaban 1.000 veces más lejos que el Sol. Los paralajes alejaron incluso a las estrellas más cercanas a años luz. A principios del siglo XX, el astrónomo estadounidense Harlow Shapley, utilizando las cefeidas, determinó que el diámetro de la galaxia (que identificó con el Universo) se medía en decenas de miles de años luz, y gracias al Hubble, los límites de el Universo se expandió a varios gigaparsecs. ¿Qué tan definitivos son?

Por supuesto, en cada paso de la escala de distancias hay errores mayores o menores, pero en general las escalas del Universo están bastante bien definidas, probadas mediante varios métodos independientes entre sí y forman una imagen única y consistente. De modo que los límites modernos del Universo parecen inquebrantables. Sin embargo, ¡esto no significa que algún día no querremos medir la distancia desde él hasta algún Universo vecino!

Mirando por la ventana del tren

Calcular la distancia a las estrellas no preocupaba mucho a los antiguos, porque en su opinión estaban adheridas a la esfera celeste y se encontraban a la misma distancia de la Tierra, que el hombre nunca podría medir. ¿Dónde estamos y dónde están estas cúpulas divinas?

Fueron necesarios muchos, muchos siglos para que la gente entendiera: el Universo es algo más complicado. Para comprender el mundo en el que vivimos fue necesario construir un modelo espacial en el que cada estrella se alejara de nosotros a una distancia determinada, del mismo modo que un turista necesita un mapa para seguir una ruta, y no una fotografía panorámica de la zona. .

El primer ayudante en esta compleja empresa fue el paralaje, que nos es familiar por viajar en tren o en coche. ¿Has notado lo rápido que brillan los pilares de la carretera contra el fondo de las montañas lejanas? Si lo ha notado, puede felicitarlo: usted, sin querer, ha descubierto una característica importante del desplazamiento paraláctico: en objetos cercanos es mucho más grande y más notable. Y viceversa.

¿Qué es el paralaje?

En la práctica, el paralaje comenzó a funcionar para la gente en geodesia y (¡¿dónde estaríamos sin él?!) en asuntos militares. De hecho, ¿quién, si no los artilleros, necesita medir distancias a objetos distantes con la mayor precisión posible? Además, el método de triangulación es simple, lógico y no requiere el uso de dispositivos complejos. Todo lo que se requiere es medir dos ángulos y una distancia, la llamada base, con una precisión aceptable, y luego, utilizando trigonometría elemental, determinar la longitud de uno de los catetos. triángulo rectángulo.

Triangulación en la práctica

Imagine que necesita determinar la distancia (d) desde una orilla hasta un punto inaccesible del barco. A continuación proporcionamos un algoritmo de acciones necesarias para ello.

1. Marca dos puntos (A) y (B) en la orilla, cuya distancia conoces (l).
2. Mide los ángulos α y β.
3. Calcula d usando la fórmula:

Desplazamiento de paralaje de seres queridosestrellas contra un fondo distante

Obviamente, la precisión depende directamente del tamaño de la base: cuanto más larga sea, mayores serán los desplazamientos de paralaje y los ángulos. Para un observador en la Tierra, la base máxima posible es el diámetro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, es decir, las mediciones deben tomarse a intervalos de seis meses, cuando nuestro planeta se encuentra en el punto diametralmente opuesto de la órbita. Este paralaje se llama paralaje anual, y el primer astrónomo que intentó medirlo fue el famoso danés Tycho Brahe, famoso por su excepcional pedantería científica y su rechazo del sistema copernicano.

Quizás el compromiso de Brahe con la idea del geocentrismo le jugó una broma cruel: los paralajes anuales medidos no superaban el minuto de arco y bien podrían atribuirse a errores instrumentales. El astrónomo, con la conciencia tranquila, estaba convencido de la "corrección" del sistema ptolemaico: la Tierra no se mueve a ninguna parte y está en el centro de un Universo pequeño y acogedor, en el que el Sol y otras estrellas están literalmente al alcance de la mano, a solo 15 –20 veces más lejos que la Luna. Sin embargo, los trabajos de Tycho Brahe no fueron en vano, ya que se convirtieron en la base para el descubrimiento de las leyes de Kepler, que finalmente pusieron fin a las teorías obsoletas sobre la estructura del sistema solar.

Cartógrafos estelares

"Regla" espacial

Cabe señalar que, antes de abordar seriamente las estrellas distantes, la triangulación funcionó muy bien en nuestro hogar cósmico. La tarea principal era determinar la distancia al Sol, esa misma unidad astronómica, sin un conocimiento preciso de qué medidas de paralaje estelar pierden sentido. La primera persona en el mundo que se propuso tal tarea fue el antiguo filósofo griego Aristarco de Samos, quien propuso un sistema heliocéntrico del mundo mil quinientos años antes que Copérnico. Después de realizar cálculos complejos basados ​​en conocimientos bastante aproximados de esa época, descubrió que el Sol está 20 veces más lejos que la Luna. Durante muchos siglos, este valor fue aceptado como verdad, convirtiéndose en uno de los axiomas básicos de las teorías de Aristóteles y Ptolomeo.

Sólo Kepler, a punto de construir un modelo del sistema solar, sometió este valor a una reevaluación seria. En esta escala, no fue posible conectar datos astronómicos reales y las leyes del movimiento de los cuerpos celestes descubiertas por él. Intuitivamente, Kepler creía que el Sol estaba mucho más lejos de la Tierra, pero, como teórico, no encontró la manera de confirmar (o refutar) su suposición.

Es curioso que una estimación correcta del tamaño de una unidad astronómica fuera posible precisamente sobre la base de las leyes de Kepler, que establecen la estructura espacial "rígida" del sistema solar. Los astrónomos tenían un mapa preciso y detallado, en el que sólo faltaba determinar la escala. Esto es lo que hicieron los franceses Jean Dominique Cassini y Jean Richet, quienes midieron la posición de Marte en el fondo. estrellas distantes durante la oposición (en esta posición, Marte, la Tierra y el Sol están ubicados en la misma línea recta y la distancia entre los planetas es mínima).

Los puntos de medición fueron París y la capital de la Guayana Francesa, Cayena, a unos 7.000 kilómetros de distancia. El joven Richet fue a la colonia sudamericana y el venerable Cassini permaneció "mosquetero" en París. Al regresar el joven colega, los científicos se sentaron a calcular y, a finales de 1672, presentaron los resultados de su investigación: según sus cálculos, la unidad astronómica equivalía a 140 millones de kilómetros. Posteriormente, para aclarar la escala del Sistema Solar, los astrónomos utilizaron los tránsitos de Venus a través del disco solar, que ocurrieron cuatro veces en los siglos XVIII y XIX. Y, quizás, estos estudios puedan considerarse los primeros proyectos científicos internacionales: además de Inglaterra, Alemania y Francia, Rusia se convirtió en un participante activo. A principios del siglo XX, finalmente se estableció la escala del Sistema Solar y se adoptó el valor moderno de la unidad astronómica: 149,5 millones de kilómetros.

1. Aristarco sugirió que la Luna es esférica y está iluminada por el Sol. Por lo tanto, si la Luna parece “cortada” por la mitad, entonces el ángulo Tierra-Luna-Sol es correcto.
2.   A continuación, Aristarco calculó el ángulo Sol-Tierra-Luna mediante observación directa.
3.   Utilizando la regla "la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados", Aristarco calculó el ángulo Tierra-Sol-Luna.
4.   Utilizando la relación de aspecto de un triángulo rectángulo, Aristarco calculó que la distancia Tierra-Luna era 20 veces mayor que la distancia Tierra-Sol. ¡Nota! Aristarco no calculó la distancia exacta.

Pársecs, pársecs

Cassini y Richet calcularon la posición de Marte en relación con estrellas distantes

Y con estos datos iniciales ya era posible afirmar la exactitud de las mediciones. Además, las herramientas de los goniómetros han alcanzado el nivel requerido. El astrónomo ruso Vasily Struve, director del observatorio universitario de la ciudad de Dorpat (ahora Tartu en Estonia), publicó en 1837 los resultados de la medición del paralaje anual de Vega. Resultó ser igual a 0,12 segundos de arco. El testigo lo recogió el alemán Friedrich Wilhelm Bessel, alumno del gran Gauss, que un año después midió el paralaje de la estrella 61 en la constelación de Cygnus: 0,30 segundos de arco, y el escocés Thomas Henderson, que "captó" el famoso Alfa. Centauri con un paralaje de 1,2”. Más tarde, sin embargo, resultó que este último era demasiado entusiasta y, de hecho, la estrella se mueve sólo 0,7 segundos de arco por año.

Los datos acumulados han demostrado que el paralaje anual de las estrellas no supera el segundo de arco. Fue adoptado por los científicos para introducir una nueva unidad de medida: el pársec ("segundo paraláctico" en abreviatura). Desde una distancia tan loca, según los estándares habituales, el radio de la órbita terrestre es visible en un ángulo de 1 segundo. Para imaginar más claramente la escala cósmica, supongamos que la unidad astronómica (y este es el radio de la órbita de la Tierra, equivalente a 150 millones de kilómetros) se ha "reducido" a 2 celdas de cuaderno (1 cm). Entonces: puedes “verlos” en un ángulo de 1 segundo... ¡desde dos kilómetros!

Para las profundidades del espacio, un pársec no es una distancia, aunque incluso la luz tardará tres años y cuarto en superarla. A sólo una docena de parsecs del nuestro vecinos estelares literalmente puedes contar con los dedos. Cuando se trata de escalas galácticas, es hora de operar con kilos (mil unidades) y megaparsecs (un millón, respectivamente), que en nuestro modelo de “tétrada” ya pueden penetrar en otros países.

El verdadero auge de las mediciones astronómicas ultraprecisas comenzó con la llegada de la fotografía. Telescopios de "ojos grandes" con lentes de un metro de largo, placas fotográficas sensibles diseñadas para muchas horas de exposición, mecanismos de reloj de precisión que giran el telescopio sincrónicamente con la rotación de la Tierra: todo esto hizo posible registrar con confianza y precisión los paralajes anuales. de 0,05 segundos de arco y, por tanto, determinar distancias de hasta 100 parsecs. La tecnología terrestre es incapaz de hacer más (o mejor dicho, menos): la caprichosa e inquieta atmósfera terrestre se interpone en el camino.

Si las mediciones se realizan en órbita, la precisión se puede mejorar significativamente. Con este fin, en 1989 se lanzó a la órbita terrestre baja el satélite astrométrico Hipparchus (HIPPARCOS, del inglés High Precision Parallax Collecting Satellite), desarrollado por la Agencia Espacial Europea.

1. Como resultado del trabajo del telescopio orbital Hipparchus, se compiló un catálogo astrométrico fundamental.
2.   Con la ayuda de Gaia, se compiló un mapa tridimensional de una parte de nuestra galaxia, que indica las coordenadas, la dirección del movimiento y el color de alrededor de mil millones de estrellas.

El resultado de su trabajo es un catálogo de 120 mil objetos estelares con paralajes anuales determinados con una precisión de 0,01 segundos de arco. Y su sucesor, el satélite Gaia (Interferómetro Astrométrico Global para Astrofísica), lanzado el 19 de diciembre de 2013, dibuja un mapa espacial de los alrededores galácticos más cercanos con mil millones (!) de objetos. Y quién sabe, quizá a nuestros nietos les resulte muy útil.