Si te alejas de las luces de la ciudad una noche despejada y sin luna llena, podrás ver miles de puntos que forman decenas de constelaciones. Todas esas estrellas son bolas de gas y plasma similares a nuestro propio Sol y sin embargo están tan lejos que a simple vista no son más que débiles puntos de luz. Algunos de esos puntos brillan con mayor intensidad que otros, pero todos son similares. Tanto que perfectamente podríamos pensar que están todos ellos situados a la misma distancia y que la única diferencia está en su tamaño. Esto pensaban civilizaciones antiguas, como la griega. Según sus filósofos y pensadores, las estrellas estaban todas contenidas en una esfera que rodeaba a nuestro planeta y que rotaba cada día.
En la actualidad sabemos que además de tener tamaños muy diferentes entre sí, cada estrella está situada a una distancia diferente. Y lo sabemos porque hemos sido capaces de medir la distancia a millones y millones de estrellas, galaxias y otros objetos astronómicos. Esta medida puede hacerse por diferentes métodos, que aprovechan las leyes de la física.
Paralaje
La primera vez que se consiguió usar el paralaje de una estrella para medir su distancia fue en 1838, por parte del astrónomo alemán Friedrich Bessel. Este método aprovecha un efecto muy simple y conocido y lo lleva a escalas atómicas. Podemos entenderlo con una experiencia cotidiana. Sitúa el dedo índice de cualquiera de tus manos delante de tus ojos, con el brazo completamente extendido. Sitúalo delante de un cuadro, la televisión o un paisaje, de forma que los tape parcialmente. Si ahora cierras sólo uno de los ojos, con el otro verás que tu dedo tapa una porción de la imagen que tienes delante. Sin mover el dedo, abre el ojo cerrado y cierra el abierto. Verás que la porción tapada por tu dedo de la imagen lejana ha cambiado. Tu dedo parece haberse movido, aunque lo único que has hecho ha sido cambiar de ojo.
Pues bien, este movimiento aparente de tu dedo es lo que se conoce como paralaje. Si intercambiamos el dedo extendido por una estrella y los ojos alternamente abiertos por dos observaciones telescópicas hechas en puntos opuestos de la órbita terrestre obtendremos un método para obtener con precisión la distancia a estrellas cercanas. Con este método sin embargo solo podemos medir la distancia a las estrellas más cercanas, hasta distancias de pocos miles de años luz.
Estrellas variables
Para estrellas más distantes necesitamos recurrir a otros métodos, que aprovechan a su vez los resultados de la medida del paralaje. En astronomía existe el concepto de “velas estándar” que son tipos de estrellas que, por su mecanismo físico interno, sabemos que tienen una luminosidad bien definida, de forma que podremos calcular su distancia según cómo la luminosidad medida difiera de la esperada. Un buen ejemplo son las estrellas Cefeidas. Estas son estrellas variables, con cambios periódicos en su luminosidad. Lo más interesante es que el periodo de estos cambios está directamente relacionado con su luminosidad, como observó Henrietta Leavitt en 1908. Por tanto, si conseguimos medir la distancia a un pequeño número de estas estrellas con su paralaje, entonces podremos usar la relación entre periodo de oscilación y luminosidad para obtener la distancia a otras Cefeidas todavía más distantes, para las que el paralaje sería diminuto. Con estas estrellas se midió por primera vez la distancia a algunas galaxias cercanas, hace un siglo.
Color
Hemos observado también, tras estudiar miles de estrellas cercanas, que hay una clara relación entre el color de una estrella y su luminosidad. Esta relación se recoge en el diagrama Hertzsprung-Russell.
El color de una estrella es relativamente fácil de medir, con un espectrómetro, con lo que podemos obtener su luminosidad teórica y compararla con la observada directamente a través de nuestros telescopios. Este método sin embargo no es perfecto, pues requiere hacer suposiciones sobre el tamaño de la estrella estudiada. Como puedes ver en el diagrama de arriba, una estrella de color rojo puede tener diferentes luminosidades, en función de si es una enana roja como Próxima Centauri o una gigante roja como Betelgeuse. Sin embargo, usando otros métodos solemos poder descartar los tamaños menos probables y acotar la distancia con precisión.
Desplazamiento al rojo
Probablemente sepas que el universo se expande. Esto significa que las galaxias lejanas se alejan de la nuestra. Como si fuéramos puntitos sobre un globo que se hincha, todas las galaxias se alejan las unas de las otras (a menos que estén conectadas gravitatoriamente). Además, cuanto más alejada esté una galaxia concreta, más rápido se alejará de la Vía Láctea, porque más espacio intergaláctico se estará expandiendo entre ambas. Eta relación es tan evidente, que podemos utilizar la velocidad a la que se aleja una galaxia para establecer su distancia. Esto podemos hacerlo midiendo el desplazamiento al rojo (consecuencia del efecto Doppler) que sufren las frecuencias de la luz emitida por dicha galaxia. Este método por supuesto sólo nos servirá para medir la distancia a galaxias o cúmulos de galaxias increíblemente lejanos, más allá de nuestro Grupo Local y nuestro vecindario cósmico.
