Com es mesuren les distàncies a l'univers?

El Sistema Solar cobreix uns 10 mil milions de quilòmetres. Més enllà d'això, les distàncies astronòmiques es quantifiquen en anys llum.

Mesurar les distàncies d'estrelles i galàxies, una prioritat que permet

als astrònoms comprendre millor l'evolució de l'Univers.
Crèdit imatge F. Poiget

Des d'Eratóstenes, l'astrònom grec que fou el primer en fer una mesura astronòmica, la de la circumferència terrestre (dos segles abans de Crist), els astrònoms intenten mesurar les distàncies en l'Univers amb la major precisió possible. Hi ha diverses tècniques per mesurar distàncies a l'espai. Quan són curtes, com per exemple, per a la distància Terra-Lluna, els astrònoms utilitzen un raig làser, idèntic al que utilitzen els geòmetres o els topògrafs. Per a distàncies més distants, hi ha tres tècniques principals una mica més complexes:

- Quan la mesura es refereix a estrelles relativament properes, fins a uns centenars d'anys llum de distància, utilitzem el mètode de paral·laxi. Aquest consisteix a observar el desplaçament d'un objecte proper davant d'un terreny molt distant observant des de dos punts geogràfics diferents. En el cas de les estrelles, les dues mesures es realitzen a intervals de sis mesos: la Terra ha recorregut la meitat de la seva òrbita, o 300 milions de quilòmetres (dues vegades la distància entre la Terra i el Sol). Utilitzant el mètode de paral·laxi, es pot deduir la distància entre la Terra i una estrella des de l'angle d'observació.

- Quan la distància a mesurar es fa massa gran, els astrònoms es dirigeixen cap a les Cefeides. Aquests estels variables, la periodicitat dels quals és proporcional a la brillantor absoluta, van ser descoberts en la dècada de 1920 per l'astrònoma nord-americana Henrietta Leavitt mentre estudiava la població estel·lar dels núvols de Magallanes, dues galàxies satèl·lits de la nostra. Com més brillant sigui el cefeida, major serà el seu període de variació de brillantor. Si sabem el període d'una Cefeida, que es pot mesurar fàcilment, la relació període-lluminositat ens permet determinar la brillantor intrínseca d'aquesta estrella. Mitjançant una simple comparació amb el seu brillantor aparent, es pot deduir la distància. Aquest mètode permet mesurar les distàncies d'estrelles de les galàxies que ens envolten.

- Queden les estrelles més llunyanes: Allí hi ha més estrelles observables individualment, i també trobem les galàxies i algunes estrelles exòtiques com els quàsars. Els astrònoms recorren a la mesura del desplaçament cap al vermell: com més llunyana és l'estrella, més el seu espectre té línies (d'emissió i absorció) que es desplacen cap a les llargues longituds d'ona, és a dir al vermell. Això es coneix com l'efecte Doppler-Fizeau, incloent el nom de C. Doppler que va descobrir el principi en 1842 a les ones acústiques i H. Fizeau que 6 anys més tard va demostrar que aquest canvi també es refereix a les ones electromagnètiques.

Ho he vist aquí.