ASTRONOMIA - Las estrellas

DISTANCIA DE LAS ESTRELLAS Los antiguos se preocuparon poco de determinar la distancia de las estrellas. A últimos del siglo XVIII y a principios del XIX se hicieron algunas tentativas que resultaron vanas. Por fin, el éxito coronó los esfuerzos, logrando astrónomos de tres diferentes observatorios, independientemente, determinar la distancia de otras tantas estrellas. La primera determinación en 1833 se practicó en el Cabo de Buena Esperanza por HENDERSON y MAC-LEER con la estrella Alfa del Centauro, que ha resultado ser la más próxima a nosotros; la segunda se debe a STRUVE en el Observatorio de Dopart, el año 1836, con la estrella Vega de la Lira, y la tercera a BESSEL, en K6nigsberg, el año 1838, con la estrella 61 del Cisne. Para determinar la distancia de los astros se tiene en cuenta el mismo fundamento que el empleado para averiguar las distancias entre los distintos puntos de la Tierra. Como se recordará, hay que determinar previamente una base, cuya longitud será el lado de un triángulo; con este dato y con los ángulos formados en los extremos de la base al punto inaccesible, o sea al astro cuya altura se busca, podremos calcular los otros dos lados y, por ende, la altura o distancia. El problema de determinar la distancia de las estrellas por sus cambios aparentes de posición o paralaje, al mirarlas desde distintos puntos de nuestra órbita alrededor del Sol, comenzó a entrar en vías de solución cuando el astrónomo FEDERICO GUILLERMO HERSCHELL adoptó, en 1782, el método llamado diferencial, que consiste en referir una estrella, no a un punto determinado del espacio, como sería el cenit, sino a las mismas estrellas vecinas, como evidentemente aquí en la Tierra es más fácil apreciar, durante un viaje, el movimiento relativo de las montañas que limitan el horizonte que no su cambio, referido a un punto ideal común. A la luz de este principio, comenzó Herschell a estudiar y catalogar pares de estrellas con sus componentes lo más próximas posible. Así descubrió que muchos de estos pares formaban un verdadero sistema, en que ambas estrellas giraban en torno de su eje. En todas las determinaciones, lo que directamente se busca son las paralajes, o sea, los ángulos bajo los cuales se vería el radio vector de la órbita terrestre (150 millones de kilómetros), ya que, conocido este dato, se pasa facilísimamente por cálculo a la determinación de la distancia de la correspondiente estrella. Con las primeras determinaciones, inmediatamente se echó de ver la enorme distancia que nos separa de las estrellas, puesto que la paralaje de la estrella más próxima, cual es Alfa del Centauro, no llega a un minuto de arco (exactamente 0,760), lo cual quiere decir que su distancia a la Tierra es de unos 40,5 billones de kilómetros. Para formarse alguna idea de lo que esto significa, bastará saber que dicha estrella, por ser la más próxima a nuestro planeta, dista 271.000 veces más que el Sol. Para expresar las distancias tan fabulosas, que poco o nada dicen a la imaginación, no basta la unidad kilómetro, y ni siquiera el millón de kilómetros; por esto ha sido preciso adoptar dos unidades distintas incomparablemente mayores, a saber: el año de luz, o sea el camino que la luz recorre en un año a la velocidad de 300.000 kilómetros por segundo de tiempo, equivalente a 9,5 billones de kilómetros, y el parsec, contracción de paralaje-segundo, o distancia a que se ha de suponer situado el observador para que el radio de la órbita terrestre se vea bajo el ángulo de un segundo, distancia que equivale a 3,26 años de luz, o sea, a 30 billones de kilómetros. Dada la enorme distancia de las estrellas y la base relativamente corta de que disponemos para medirla, se concibe sin dificultad cuán laboriosos y lentos hayan tenido que ser los progresos, después de aquellos primeros triunfos. A los 50 años de haberse determinado las primeras paralajes, sólo se había logrado medir las de 24 estrellas; y cinco años más tarde este número se había elevado a 350, SCHLESINGER, en 1924, publicó un catálogo con las paralajes de 1.870 estrellas, y Cecchini en 1931 publicó otro que contenía nada menos que 3.557 estrellas, o sea, que en seis años se había duplicado el número de paralajes estelares. Esto se debe a la cooperación internacional de varios observatorios, bajo los auspicios de la Unión Astronómica Internacional, sección 244, dedicada a estudiar las paralajes estelares. El método trigonométrico o de las paralajes estelares es, sin duda, el más preciso; pero tiene sus límites, considerándose poco seguras las paralajes que no llegan a 0,03, o sea las de aquellas estrellas cuya distancia pasa de 100 años de luz. Por esto ha sido necesario echar mano de otros métodos indirectos, de suyo menos precisos. Estos métodos son: 19, el fundado en la existencia de una relación entre los brillos aparentes y las distancias, en el supuesto de que las estrellas más débiles deben encontrarse más distantes de nosotros; 29, el llamado dinámico, fundado en el recorrido de la órbita de ciertas estrellas y aplicable tan sólo a las estrellas dobles que formen sistema físico, determinando para ello la velocidad radial de la estrella satélite, el período de revolución, los elementos de su órbita y el valor angular del eje mayor de la elipse aparente; 39, fundado en el estudio de las variables cefeidas, por el cual se llega al conocimiento de la magnitud absoluta y, por lo tanto, de su distancia; 49, fundado en el conocimiento del espectro de las estrellas para deducir su brillo absoluto, su magnitud absoluta y, por consiguiente, su distancia.