Métodos de medición de distancias astronómicas
Paralaje
La paralaje es la diferencia entre las posiciones aparentes de un astro respecto del fondo de estrellas según el punto desde donde sea observado.
Como ejemplo, si observamos la Luna simultáneamente en dos lugares distantes de la Tierra vemos que su posición con respecto al fondo de estrellas varía. Si medimos esa variación y sabemos la distancia en línea recta entre los observatorios podemos calcular mediante trigonometría la distancia a la Luna. Cuanto mayor sea la distancia entre los observatorios mayor será la precisión de la medida.
Haciendo mediciones utilizando el diámetro de la órbita de la Tierra se puede utilizar este método para medir las distancias a estrellas hasta varios centenares de años-luz.
Para estrellas más lejanas, los ángulos de paralaje se van haciendo cada vez más pequeños e imperceptibles. Para objetos muy lejanos los astrónomos abandonan por lo tanto el método de la paralaje y recurren al de las Cefeidas o del Desplazamiento hacia el rojo.
Cefeidas
Sabemos que el brillo de una estrella varía con el cuadrado de la distancia. Así, si la Tierra estuviera el doble de alejada del Sol que ahora recibiría cuatro veces menos luz.
Sí todas las estrellas fueran iguales y tuvieran la misma luminosidad o magnitud absoluta, su distancia podría calcularse a partir de su brillo aparente o magnitud aparente vista desde la Tierra.
El problema es que hay estrellas con tamaños y brillos muy diferentes.
Por otra parte hay estrellas cuyo brillo varía periódicamente y de una forma bastante estable.
A comienzos del siglo XX, Henrietta Leavitt descubrió que existe una relación entre el periodo de variación del brillo de las estrellas variables conocidas como Cefeidas, y su magnitud absoluta. Midiendo su magnitud aparente, no resulta demasiado difícil saber a qué distancia se encuentra dicha estrella.
Si se localizan Cefeidas en una galaxia, midiendo su periodo de variación de brillo y su magnitud aparente podemos calcular la distancia a la galaxia.
Desplazamiento hacia el rojo
El astrónomo Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de alejamiento de las galaxias.
Hubble también observó que esa velocidad era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su famosa “ley de Hubble», la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.