Cum determinăm distanțele către stele și galaxii?

În domeniul astronomiei, calcularea distanțelor până la diferite obiecte cosmice este crucială pentru a înțelege structura și dimensiunile universului. Distanțele din cadrul sistemului solar pot fi măsurate cu precizie prin tehnologii ca radarul. Totuși, pentru corpurile cerești aflate la distanțe mai mari, precum stelele și galaxiile, metodele radar nu sunt eficiente din cauza distanțelor colosale. Astronomii recurg la tehnici specifice care includ trigonometria, spectroscopie și observarea stelelor variabile. Să examinăm cele mai relevante dintre aceste metode.

1. Radarul – adecvat pentru sistemul solar

Pentru planetele din sistemul nostru solar și alte obiecte relativ apropiate, cea mai exactă metodă de măsurare a distanțelor este radarul. Un semnal radio este emis de pe Pământ, se reflectorizează de pe suprafața obiectului și revine. Timpul necesar semnalului pentru a face acest parcurs oferă o măsurătoare foarte precisă a distanței. Această tehnică a fost utilizată cu succes pentru a stabili distanțele până la Venus, Jupiter și alți membri ai sistemului nostru solar.

2. Paralaxa – tehnica trigonometriei

Când obiectul studiat depășește raza de acțiune a radarului (de exemplu, stelele din apropiere), astronomii recurg la metoda paralaxei. Este un fenomen optic pe care îl observăm și în viața cotidiană. Întindeti mâna în față și închideți alternativ câte un ochi; veți observa că mâna apare că se mișcă în raport cu fundalul. Această schimbare aparentă de poziție este ceea ce se numește paralaxă în astronomie.

Pentru a aplica paralaxa în domeniul astronomic, se fac observații ale unei stele în două momente diferite ale anului – de exemplu, în iunie și decembrie, când Pământul se află în poziții opuse pe orbita sa în jurul Soarelui. Linia de vizare se schimbă în decurs de 6 luni, iar steaua pare să se deplaseze ușor în raport cu stelele din fundal, care sunt mult mai îndepărtate. În acest triunghi imaginar (Pământ – Soare – stea), baza reprezintă distanța dintre cele două puncte de observație de pe orbita Pământului, iar vârful opus este steaua.

Unghiul generat de această schimbare aparentă (jumătate din total) este cunoscut ca fiind paralaxă. Cu cât o stea se află mai aproape, cu atât unghiul de paralaxă devine mai mare. pentru cele mai apropiate stele, acest unghi este foarte mic – de pildă, Proxima Centauri, cea mai aproape stea de noi, are o paralaxă de 0,722 secunde de arc. O stea cu o paralaxă de exact o secundă de arc se situează la o distanță de 3,26 ani-lumină, o unitate denumită parsec.

Limitările metodei paralaxei

Deși extrem de precisă, această metodă se aplică doar pentru obiecte aflate la distanțe de până la câteva sute de ani-lumină. Dincolo de aceste limite, unghiurile devin atât de minuscule încât nu mai pot fi măsurate cu acuratețe, nici măcar cu cele mai avansate instrumente disponibile.

3. Paralaxa fotometrică și efectul Doppler

Pentru distanțe și mai mari, cum ar fi cele dintre noi și alte galaxii, astronomii utilizează metode indirecte, precum paralaxa fotometrică. Aceasta implică analiza luminii provenite de la stele și galaxii, evaluând dacă lungimea de undă a luminii se deplasează către roșu (redshift) sau către albastru (blueshift), în funcție de mișcarea relativă a sursei față de observator. Acest fenomen este cunoscut sub numele de