NUESTRO ENTORNO EN EL COSMOS

NUESTRO ENTORNO EN EL COSMOS

El cielo estrellado ha dado siempre alas a la fantasía del ser humano, y ello no solo desde Inmanuel Kant. Pero  durante mucho tiempo se ha considerado como un enigma la banda de estrellas que se extiende en el cielo de  la noche: la Vía Láctea. Si bien Kant señaló que la “nebulosa” debía ser considerada como una multiplicidad de estrellas, la explicación de nuestro entorno no se produjo hasta mucho tiempo después.

El estudio del espacio situado más allá del Sistema Solar no fue posible en tanto no se dispuso de telescopios adecuados. Johannes Keppler, quien descubrió que las estrellas están mucho más lejos que los planetas, pensaba, sin embargo, que todas las estrellas se hallaban igual de lejos. Hoy sabemos que no es así. Pero ¿cómo se miden las distancias? La respuesta es muy sencilla: mediante mediciones paralájicas. ¿Qué significa esto?

Supongamos que nos sentamos en una silla y miramos un objeto situado, por ejemplo, a un metro de distancia.  Si cerramos el ojo izquierdo, el objeto aparecerá en un determinado punto de la pared. Pero si cerramos el derecho, el objeto se presentará en otro punto de la pared. Observemos la gráfica, la parte a muestra cómo los ojos están separados por una distancia D, el objeto se encuentra a una distancia a del ojo, y  b es la distancia entre el objeto y la pared. Al ángulo α lo llamamos  la “la paralaje” del objeto. Ésta es tanto menor cuanto más alejado se halla el objeto y tanto mayor cuanto más separados están los ojos entre sí. Para medir distancias, en el ámbito militar se ha utilizado desde hace mucho tiempo un tubo en el que un espejo desvía hacia el centro los rayos de luz que penetran por dos agujeros situados a una distancia de unos dos metros, siendo luego reflejados hacia los ojos por otro espejo. Tal como se aprecia en la parte b de la figura, este método también se puede aplicar en estrellas muy lejanas; basta con tener una base D suficientemente grande. Mientras que la paralaje de los planetas se determina con bastante exactitud realizando la observación desde dos puntos de la superficie terrestre (de este modo calculó Halley, en 1761, la distancia entre Venus y el Sol), para calcular distancias de las estrellas es necesario conocer al menos la órbita terrestre. Se determina así la posición de una estrella en la “esfera celeste”, que está definida por las estrellas que no presentan una paralaje que se pueda medir desde la órbita terrestre (esto es si son objetos situados a gran distancia).Si se conoce la base D y el ángulo paralájico α se puede calcular la distancia a con arreglo a la fórmula siguiente:

a=D/2(α/2)

Pero al calcular distancia con ayuda del método de la paralaje hay que tener cuidado. Existe un efecto que debe tomarse en consideración de forma adecuada: tanto la estrella como el observador se pueden mover. Con un movimiento relativo de la estrella y el observador la luz procederá aparentemente de otra dirección, en el fenómeno que denominamos “aberración” (del latín aberratio, desviación) de la luz.  Este efecto descubierto por e astrónomo inglés J. Bradley, quien quiso mejorar la exactitud de sus mediciones podemos entenderlo así, si partimos de la base de que la luz de una estrella llega a un telescopio compuesto de abertura de entrada y ocular. Si el telescopio se mueve en sentido perpendicular a la dirección de la estrella y está ajustado “geométricamente” –el ocular, el objetivo y la estrella se encuentra en línea recta-, la luz que entre por el objetivo no llegará ni siquiera al ocular, pues éste se habrá movido ya hasta otro punto. Por consiguiente, en caso de que se mueva el observador hay que considerar un ángulo que viene dado por la relación entre la velocidad de la luz. Si se consideran el movimiento del observador y el de la fuente, la determinación de la paralaje se convierte en un útil y sencillo instrumento para la medición de distancias en el Universo.

Erhard Keppler, Sol, lunas y planetas, Barcelona, Salvat, 1985.