El paralaje estelar es el aparente cambio de posición de cualquier estrella cercana (u otro objeto) contra el fondo de objetos distantes. Creado por las diferentes posiciones orbitales de la Tierra , el cambio extremadamente pequeño observado es mayor en intervalos de tiempo de aproximadamente seis meses, cuando la Tierra llega a lados opuestos del Sol en su órbita, dando una distancia de línea de base de aproximadamente dos unidades astronómicas entre observaciones. Se considera que el paralaje en sí es la mitad de este máximo, aproximadamente equivalente al cambio de observación que ocurriría debido a las diferentes posiciones de la Tierra y el Sol, una línea de base de una unidad astronómica (AU).
El paralaje estelar es tan difícil de detectar que su existencia fue objeto de mucho debate en astronomía durante cientos de años. Friedrich Bessel realizó la primera medición exitosa de paralaje en 1838, para la estrella 61 Cygni , utilizando un heliómetro Fraunhofer en el Observatorio de Königsberg .
Método de paralaje
A lo largo del año se observa la posición de una estrella S en relación con otras estrellas en su aparente vecindad:
![Stellar parallax movement.png](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/f/f5/Stellar_parallax_movement.png/220px-Stellar_parallax_movement.png)
Las estrellas que no parecían moverse entre sí se utilizan como puntos de referencia para determinar la trayectoria de S.
La trayectoria observada es una elipse: la proyección de la órbita de la Tierra alrededor del Sol a través de S sobre el fondo distante de estrellas inmóviles. Cuanto más se aleja S del eje orbital de la Tierra, mayor es la excentricidad de la trayectoria de S. El centro de la elipse corresponde al punto donde S se vería desde el Sol:
![Stellar parallax right angle of observation.png](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/1/16/Stellar_parallax_right_angle_of_observation.png/500px-Stellar_parallax_right_angle_of_observation.png)
El plano de la órbita de la Tierra forma un ángulo con una línea que va del Sol a través de S. Los vértices v y v 'de la proyección elíptica de la trayectoria de S son proyecciones de las posiciones de la Tierra E y E' de modo que una línea EE 'se cruza la línea Sun-S en ángulo recto; el triángulo creado por los puntos E, E 'y S es un triángulo isósceles con la línea Sol-S como eje de simetría.
Las estrellas que no se movieron entre observaciones están, a los efectos de la precisión de la medición, infinitamente lejanas. Esto significa que la distancia del movimiento de la Tierra en comparación con la distancia a estas estrellas infinitamente lejanas es, dentro de la precisión de la medición, 0. Por lo tanto, una línea de visión desde la primera posición E de la Tierra hasta el vértice v será esencialmente la misma. como una línea de visión desde la segunda posición de la Tierra E 'hasta el mismo vértice v, y por lo tanto correrá paralelo a él, imposible de representar de manera convincente en una imagen de tamaño limitado:
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/6/62/Stellar_parallax_parallel_lines_from_observation_base_to_distant_background.png/500px-Stellar_parallax_parallel_lines_from_observation_base_to_distant_background.png)
Dado que la línea E'-v 'es una transversal en el mismo plano (aproximadamente euclidiano) que las líneas paralelas Ev y E'-v, se deduce que los ángulos de intersección correspondientes de estas líneas paralelas con esta transversal son congruentes: el ángulo θ entre Las líneas de visión Ev y E'-v 'es igual al ángulo θ entre E'-v y E'-v', que es el ángulo θ entre las posiciones observadas de S en relación con su entorno estelar aparentemente inmóvil.
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/1/17/Stellar_parallax_parallel_lines.png/500px-Stellar_parallax_parallel_lines.png)
La distancia d del Sol a S ahora se sigue de una simple trigonometría:
bronceado (½θ) = E-Sol / d,
de modo que d = E-Sol / tan (½θ), donde E-Sol es 1 AU.
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/1/11/Stellar_parallax_trigonometric_calculation.png/500px-Stellar_parallax_trigonometric_calculation.png)
Cuanto más distante está un objeto, menor es su paralaje.
Las medidas de paralaje estelar se dan en pequeñas unidades de segundos de arco , o incluso en milésimas de segundos de arco (milisegundos de arco). La unidad de distancia parsec se define como la longitud del cateto de un triángulo rectángulo adyacente al ángulo de un segundo de arco en un vértice , donde el otro cateto mide 1 AU de largo. Debido a que los paralaje y distancias estelares involucran triángulos rectángulos tan delgados , se puede usar una aproximación trigonométrica conveniente para convertir los paralaje (en segundos de arco) en distancia (en parsecs). La distancia aproximada es simplemente el recíproco del paralaje:Por ejemplo, Proxima Centauri (la estrella más cercana a la Tierra que no sea el Sol), cuyo paralaje es 0,7685, está a 1 / 0,7685 parsecs = 1,301 parsecs (4,24 ly) de distancia. [1]
Teoría e intentos tempranos
El paralaje estelar es tan pequeño que no se pudo observar hasta el siglo XIX, y su aparente ausencia se utilizó como argumento científico contra el heliocentrismo durante la Edad Moderna . Está claro de la geometría de Euclides que el efecto sería indetectable si las estrellas estuvieran lo suficientemente lejos, pero por varias razones, tales distancias gigantescas involucradas parecían completamente inverosímiles: fue una de las principales objeciones de Tycho Brahe al heliocentrismo copernicano que para para ser compatible con la falta de paralaje estelar observable, tendría que haber un enorme e improbable vacío entre la órbita de Saturno y la octava esfera (las estrellas fijas). [2]
James Bradley intentó por primera vez medir los paralaje estelares en 1729. El movimiento estelar resultó demasiado insignificante para su telescopio , pero en su lugar descubrió la aberración de la luz [3] y la nutación del eje de la Tierra, y catalogó 3.222 estrellas.
Siglos XIX y XX
El paralaje estelar se mide con mayor frecuencia utilizando paralaje anual , definido como la diferencia en la posición de una estrella vista desde la Tierra y el Sol, es decir, el ángulo subtendido en una estrella por el radio medio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. El parsec (3,26 años luz ) se define como la distancia para la que el paralaje anual es de 1 segundo de arco . El paralaje anual se mide normalmente observando la posición de una estrella en diferentes épocas del año a medida que la Tierra se mueve a través de su órbita. La medición del paralaje anual fue la primera forma confiable de determinar las distancias a las estrellas más cercanas. Las primeras mediciones exitosas de paralaje estelar fueron realizadas por Friedrich Bessel en 1838 para la estrella 61 Cygni usando un heliómetro . [4] [5]
Siendo muy difícil de medir, solo se habían obtenido alrededor de 60 paralaje estelares a fines del siglo XIX, principalmente mediante el uso del micrómetro filar . Los astrógrafos que utilizan placas fotográficas astronómicas aceleraron el proceso a principios del siglo XX. Las máquinas automáticas de medición de placas [6] y la tecnología informática más sofisticada de la década de 1960 permitieron una compilación más eficiente de catálogos de estrellas . En la década de 1980, los dispositivos de carga acoplada (CCD) reemplazaron las placas fotográficas y redujeron las incertidumbres ópticas a un milisegundo de arco. [ cita requerida ]
El paralaje estelar sigue siendo el estándar para calibrar otros métodos de medición (ver Escala de distancia cósmica ). Los cálculos precisos de la distancia basados en el paralaje estelar requieren una medición de la distancia de la Tierra al Sol, ahora conocida con una precisión exquisita basada en la reflexión del radar en las superficies de los planetas. [7]
Los ángulos involucrados en estos cálculos son muy pequeños y, por lo tanto, difíciles de medir. La estrella más cercana al Sol (y también la estrella con el paralaje más grande), Proxima Centauri , tiene un paralaje de 0,7685 ± 0,0002 segundos de arco. [1] Este ángulo es aproximadamente el subtendido por un objeto de 2 centímetros de diámetro ubicado a 5.3 kilómetros de distancia.
Se instaló un gran heliómetro en el Observatorio Kuffner (en Viena) en 1896, y se utilizó para medir la distancia a otras estrellas mediante paralaje trigonométrico. [8] Para 1910 había calculado 16 distancias de paralaje a otras estrellas, de un total de 108 conocidas por la ciencia en ese momento. [8]
Astrometría espacial para paralaje
En 1989, el satélite Hipparcos se lanzó principalmente para obtener paralaje y movimientos propios de estrellas cercanas, aumentando mil veces el número de paralaje estelar medido con una precisión de miliarcsegundos. Aun así, Hipparcos solo puede medir los ángulos de paralaje de estrellas que se encuentran a unos 1.600 años luz de distancia, un poco más del uno por ciento del diámetro de la Vía Láctea .
El telescopio Hubble WFC3 ahora tiene una precisión de 20 a 40 microsegundos de arco, lo que permite mediciones de distancia confiables de hasta 3,066 parsecs (10,000 ly) para una pequeña cantidad de estrellas. [10] Esto le da más precisión a la escala de distancias cósmicas y mejora el conocimiento de las distancias en el Universo, basado en las dimensiones de la órbita de la Tierra.
A medida que aumentan las distancias entre los dos puntos de observación, el efecto visual del paralaje también se hace más visible. La NASA 's nave espacial New Horizons realizó la primera medición de paralaje interestelar el 22 de abril de 2010, la toma de imágenes de Proxima Centauri y el Lobo 359 , en relación con observatorios terrestres. La relativa proximidad de las dos estrellas combinada con la distancia de 6.500 millones de kilómetros de la nave espacial a la Tierra produjo una paralaje discernible de minutos de arco, lo que permitió que la paralaje se viera visualmente sin instrumentación. [11]
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/e/e2/New_Horizons_Proxima_Centauri_Parallax_Animation.gif/220px-New_Horizons_Proxima_Centauri_Parallax_Animation.gif)
La Agencia Espacial Europea 's misión Gaia , lanzado 19 de diciembre de 2013, se espera que medir ángulos de paralaje con una precisión de 10 micro segundos de arco para todas las estrellas moderadamente brillantes, la cartografía de este modo cercano estrellas (y potencialmente planetas) hasta una distancia de decenas de miles de años luz de la Tierra. [12] Las afirmaciones de la Publicación de datos 2 en 2018 significan errores para los paralaje de magnitud 15 y estrellas más brillantes de 20 a 40 microsegundos de arco. [13]
Radioastrometría para paralaje
La interferometría de línea de base muy larga en la banda de radio puede producir imágenes con resoluciones angulares de aproximadamente 1 milisegundo de arco y, por lo tanto, para fuentes de radio brillantes, la precisión de las mediciones de paralaje realizadas en la radio puede exceder fácilmente las de los telescopios ópticos como Gaia. Estas mediciones tienden a tener una sensibilidad limitada y deben realizarse una a la vez, por lo que el trabajo generalmente se realiza solo para fuentes como púlsares y binarios de rayos X, donde la emisión de radio es fuerte en relación con la emisión óptica. [ cita requerida ]
Otras líneas de base
Paralaje estadístico
Dos técnicas relacionadas pueden determinar las distancias medias de las estrellas modelando los movimientos de las estrellas. Ambos se conocen como paralaje estadístico, o individual llamado paralaje secular y paralaje estadístico clásico.
El movimiento del Sol a través del espacio proporciona una línea de base más larga que aumentará la precisión de las mediciones de paralaje, conocido como paralaje secular. Para las estrellas en el disco de la Vía Láctea, esto corresponde a una línea de base media de 4 AU por año, mientras que para las estrellas de halo la línea de base es de 40 AU por año. Después de varias décadas, la línea base puede ser órdenes de magnitud mayor que la línea base Tierra-Sol utilizada para el paralaje tradicional. Sin embargo, el paralaje secular introduce un mayor nivel de incertidumbre porque la velocidad relativa de otras estrellas es una incógnita adicional. Cuando se aplica a muestras de múltiples estrellas, la incertidumbre se puede reducir; la precisión es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del tamaño de la muestra. [14]
Los paralaje y las distancias medias de un gran grupo de estrellas se pueden estimar a partir de sus velocidades radiales y movimientos propios . Esto se conoce como paralaje estadístico clásico. Los movimientos de las estrellas se modelan para reproducir estadísticamente la dispersión de la velocidad en función de su distancia. [14] [15]
Otro paralaje en astronomía
Otros usos del término paralaje en astronomía, ninguno de los cuales utiliza realmente un paralaje, son el método de paralaje fotométrico , el paralaje espectroscópico y el paralaje dinámico .
Ver también
- Lugar aparente
- TAU (nave espacial) (un proyecto de misión espacial abandonado que habría utilizado paralaje)
Referencias
- ^ a b Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
- ^ Ver p.51 en La recepción de la teoría heliocéntrica de Copérnico: actas de un simposio organizado por el Comité Nicolás Copérnico de la Unión Internacional de Historia y Filosofía de la Ciencia , Torun, Polonia, 1973, ed. Jerzy Dobrzycki, Unión Internacional de Historia y Filosofía de la Ciencia. Comité Nicolás Copérnico; ISBN 90-277-0311-6 , ISBN 978-90-277-0311-8
- ^ Buchheim, Robert (4 de octubre de 2007). El cielo es tu laboratorio . ISBN 978-0-387-73995-3. Página 184.
- ^ Zeilik y Gregory 1998 , p. 44.
- ^ Bessel, FW, " Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans Archivado el 24 de junio de 2007 en la Wayback Machine " (1838) Astronomische Nachrichten , vol. 16, págs. 65–96.
- ^ Máquina de medición de papel CERN en placa USNO StarScan
- ^ Zeilik y Gregory 1998 , § 22-3.
- ^ a b Habison, Peter (1998). "Astrometría y astrofísica temprana en el Observatorio Kuffner a finales del siglo XIX". Acta Historica Astronomiae . 3 : 93–94. Código Bibliográfico : 1998AcHA .... 3 ... 93H . ISSN 0003-2670 .
- ^ "Hubble estira la cinta métrica estelar diez veces más" . Imágenes ESA / Hubble . Consultado el 12 de abril de 2014 .
- ^ Harrington, JD; Villard, Ray (10 de abril de 2014). "Hubble de la NASA extiende la cinta métrica estelar 10 veces más lejos en el espacio" . NASA . Consultado el 17 de octubre de 2014 .Riess, Adam G .; Casertano, Stefano; Anderson, Jay; Mackenty, John; Filippenko, Alexei V. (2014). "Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope". El diario astrofísico . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 785..161R . doi : 10.1088 / 0004-637X / 785/2/161 .
- ^ Talbert, Tricia (10 de junio de 2020). "New Horizons realiza el primer experimento de paralaje interestelar" . NASA . Consultado el 20 de mayo de 2021 .
- ^ Henney, Paul J. "Misión Gaia de la ESA para estudiar estrellas" . Astronomía hoy . Consultado el 8 de marzo de 2008 .
- ^ Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
- ^ a b Popowski, Piotr; Gould, Andrew (29 de enero de 1998). "Matemáticas del paralaje estadístico y la escala de distancia local" . arXiv : astro-ph / 9703140 . Código Bibliográfico : 1997astro.ph..3140P . Cite journal requiere
|journal=
( ayuda ) - ^ Layden, Andrew C; Hanson, Robert B; Hawley, Suzanne L; Klemola, Arnold R; Hanley, Christopher J (1996). "La magnitud absoluta y la cinemática de las estrellas RR Lyrae a través del paralaje estadístico". El diario astronómico . 112 : 2110. arXiv : astro-ph / 9608108 . Código bibliográfico : 1996AJ .... 112.2110L . doi : 10.1086 / 118167 .
- Hirshfeld, Alan w. (2001). Parallax: La carrera para medir el cosmos . Nueva York: WH Freeman. ISBN 0-7167-3711-6.
- Whipple, Fred L. (2007). Tierra, Luna y Planetas . Leer libros. ISBN 978-1-4067-6413-0..
- Zeilik, Michael A .; Gregory, Stephan A. (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4ª ed.). Editorial Saunders College. ISBN 0-03-006228-4..
Otras lecturas
- Dyson, FW (1915). "Medida de las distancias de las estrellas". El Observatorio . 38 : 292. Bibcode : 1915Obs .... 38..292D .