4. Distancia y luminosidad

La estrella más próxima

Aunque Herschel había fracasado en su intento de determinar la paralaje estelar por el método de las estrellas dobles, prosiguieron los esfuerzos en la misma dirección por otros métodos. Los telescopios y otros instrumentos se perfeccionaban constantemente, de modo que se podían detectar con precisión cambios cada vez menores en la posición de las estrellas. En la década de 1830, tres astrónomos atacaron el problema en un enérgico esfuerzo por conseguir la solución, y cada uno de ellos escogió una estrella diferente.

El astrónomo germano-ruso Friedrich Georg Wilhelm von Struve decidió usar el brillo como criterio de la proximidad o cercanía. Su observatorio se hallaba en las costas del mar Báltico, a 59,2°N., por lo que las únicas estrellas brillantes que aparecían bien altas en el cielo eran las que tenían una declinación positiva grande. Por consiguiente, eligió la más septentrional de las cinco estrellas más brillantes, Vega, y se concentró en tratar de descubrir su diminuto cambio de posición en el firmamento (con respecto a estrellas débiles e inmediatas a ella), al desplazarse la Tierra en su órbita alrededor del Sol.

El astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel adoptó como criterio indicativo de la cercanía la rapidez del movimiento propio. Por lo tanto, se concentró en 61 Cygni, la estrella de movimiento más rápido que se conocía en su tiempo, y comparó, de un día a otro y de un mes al siguiente, la posición de aquélla con respecto a las de dos débiles estrellas próximas a ella que no tenían movimiento propio apreciable. Supuso que estas dos estrellas vecinas estaban muy lejanas, y que no exhibirían paralaje alguna.

El astrónomo escocés Thomas Henderson se decidió por una combinación de prometedoras propiedades. Estaba trabajando en un observatorio en el Cabo de Buena Esperanza, cerca del extremo austral de África, y desde allí gozaba de excelente visión de una estrella muy meridional, Alpha Centauri. Teniendo presentes el brillo de esta gran estrella, su gran movimiento propio y el corto período de las dos estrellas que la componen, decidió concentrarse en ella.

Pues bien, los tres astrónomos consiguieron por fin detectar la paralaje estelar. De los tres, Henderson fue el primero en completar el trabajo, pero no se paró a analizar sus observaciones y calcular la paralaje (tarea larga y tediosa en aquellos tiempos en que no existían las calculadoras) hasta después de haber terminado su misión en El Cabo y haber regresado a Escocia. Evidentemente, no podía tener noticia de que otros dos astrónomos le iban pisando los talones.

Gracias a este retraso de Henderson, Bessel tuvo tiempo para analizar sus propias observaciones y anunciar los resultados de las mismas en 1838. Fue el primero de los tres que proclamó su logro, y en la ciencia el que primero comunica un descubrimiento es el que recibe el crédito del mismo. Por consiguiente, se considera a Bessel como la primera persona que determinó la distancia de una estrella.

La paralaje estelar se mide como la máxima separación de una estrella con respecto a su posición media a lo largo del año, y se da en segundos de arco. Por ejemplo, Bessel halló que 61 Cygni describía en el firmamento una minúscula elipse a medida que la Tierra cambiaba de posición en su órbita alrededor del Sol, y que la distancia máxima de dicha elipse desde su centro era 0,3". Ésta es la paralaje estelar de 61 Cygni. (Realmente, la medición más perfecta de su paralaje, tal como la conocemos hoy, es 0,293".

Conociendo la paralaje de 61 Cygni y la anchura de la órbita de la Tierra, es posible calcular la distancia de 61 Cygni, que resulta ser 11,1 años-luz. Esto equivale a unos 106 billones de kilómetros o, aproximadamente, 700.000 U.A.

Otra unidad que se emplea algunas veces para medir la distancia de una estrella es el «parsec». Es la distancia a la cual una estrella tendría una paralaje de exactamente 1" segundo de arco, y la palabra es una contracción de «parallax-second» (segundo de paralaje). Para tener un paralaje de 1", una estrella tendrá que estar a una distancia de 3,258 años-luz, lo que equivale a unos 31 billones de kilómetros, o 204.000 U.A.

Podemos decir que 61 Cygni, que está a 11,1 años luz de nosotros, se encuentra a una distancia de 3,42 parsecs.

Henderson halló que la paralaje de Alpha Centauri era mayor que la de 61 Cygni. El valor más exacto que tenemos hoy es 0,756", lo que significa que Alpha Centauri está a 4,40 años luz, o 1,35 parsecs, de nosotros.

De las tres estrellas cuyas paralajes se determinaron primero, Vega, que fue la tercera, es la más brillante. Actualmente se cree que está a 27 años-luz de distancia, unos 8,3 parsecs.

Desde 1838 se han medido ya las distancias de veintenas de estrellas por el método de la paralaje, pero (con una excepción parcial, a la que en breve llegaremos) ninguna ha resultado estar más próxima a nuestro Sol y a sus planetas que Alpha Centauri. Ésta es, entre las estrellas, nuestra vecina más próxima en el espacio. Lo cual significa que (por lo que sabemos) no hay ninguna estrella cuya paralaje sea mayor que 1", ni ninguna que se halle a menos de 1 parsec de distancia de nosotros.

Cuando decimos que Alpha Centauri es la estrella más próxima, no hemos de olvidar que empleamos ese nombre para designar un sistema binario. En realidad, se trata de dos estrellas individuales, Alpha Centauri A y Alpha Centauri B. Ambas, a medida que giran una alrededor de la otra, se sitúan alternativamente un poco más próximas a nosotros. Sin embargo, esta diferencia en su distancia es tan reducida, y sus cambios de posición son tan frecuentes al girar, que se hace caso omiso de ello, y nunca se distingue entre Alpha Centauri A y Alpha Centauri B al hablar o pensar en la estrella más próxima. Se repartirían este honor entre las dos, si no fuera por una cosa.

Resulta que Alpha Centauri tiene una tercera componente. Es una estrella «ternaria», palabra que procede de la latina correspondiente a «tres». En 1913, Robert Innes, astrónomo inglés que trabajaba en Sudáfrica, descubrió una estrella muy débil, de onceava magnitud, que tenía también una paralaje alta, muy parecida a la de Alpha Centauri. Puesto que se encontraba a sólo 2° de ésta, había cierta probabilidad de que pudiera formar parte de este sistema solar múltiple. Un estudio de sus movimientos a lo largo de los años induce a creer que efectivamente es así.

A la distancia a que está Alpha Centauri, una diferencia de posición en el firmamento de 2° representa una distancia de 0,15 años-luz. La estrella oscura de Innes, a la que podemos llamar Alpha Centauri C, ha de estar entonces aproximadamente a 1,6 billones de kilómetros de las dos estrellas principales del sistema. Esto es aproximadamente 270 veces la distancia que separa a Plutón de nuestro Sol, o 10.000 veces la distancia a éste desde la Tierra. Alpha Centauri C tardaría bastante más de un millón de años en describir una órbita completa alrededor de las estrellas principales.

La órbita de Alpha Centauri C está dispuesta en el espacio en tal forma que, en su movimiento alrededor de las dos estrellas principales, se encuentra algunas veces apreciablemente más cerca de nosotros que ellas, y otras veces, apreciablemente más lejos. En su caso, esta diferencia es apreciable, y los cambios de mayor proximidad a mayor distancia y otra vez a mayor proximidad se producen sólo a intervalos muy largos.

En este momento, casualmente, Alpha Centauri C se halla en una parte de su órbita en que está considerablemente más próxima a nosotros que las dos estrellas principales. Ha estado en esa parte de su órbita durante toda la historia de la civilización, y seguirá estando en ella durante muchas decenas de miles de años. Su paralaje en 0,762", en comparación con los 0,756" de las estrellas principales, y su distancia con respecto a nosotros es 4,27 años-luz (1,31 parsecs) en lugar de los 4,40 años luz (1,35 parsecs) a que se encuentran las estrellas principales.

Por este motivo, a veces se llama a Alpha Centauri C «Próxima Centauri».

Nuestras vecinas

En la tabla 14 se relacionan todas aquellas estrellas de las que sabemos que están a distancias no superiores a 13 años luz (4 parsecs) de nuestro sistema solar. Vemos en la tabla 14 que las diversas indicaciones mencionadas hacia el final del capítulo precedente eran correctas. Efectivamente, Alpha Centauri y Sirius son nuestras vecinas más próximas entre las estrellas brillantes… y, si nos parecen tan brillantes es, al menos en parte, a causa de su proximidad.

Sin embargo, la proximidad no basta. De las treinta estrellas próximas (contando individualmente las dos estrellas componentes de los sistemas binarios), sólo cuatro (Alpha Centauri A, Alpha Centauri B, Sirius A y Procyon A) figuran entre las estrellas más brillantes. Otras cinco (Epsilon Eridani, 61 CygniA, Cygni B, Epsilon Indi y Tau Ceti) no son brillantes, pero todavía son perceptibles a simple vista. Las 21 estrellas próximas restantes, el 70 por 100 del total, son tan débiles que, a pesar de su proximidad, no es posible verlas sin la ayuda del telescopio.

Parece muy poco probable que nuestro sistema solar se halle rodeado de estrellas débiles u oscuras a título excepcional y por pura casualidad. Se diría que es mucho más probable que la existencia de estrellas débiles sea muy común en todas partes; que la mayoría de las estrellas sean demasiado débiles para que se las pueda distinguir, ni siquiera con el telescopio, a menos que estén relativamente próximas al observador; y que las excepcionales sean las estrellas brillantes.

Las únicas estrellas débiles que vemos, aun con el telescopio, están bastante próximas. Cuanto más lejos penetramos con nuestros instrumentos, más limitados vamos estando a ver solamente los objetos brillantes… de modo que, si confiamos únicamente en nuestros sentidos, nos hacemos una idea falsa acerca del brillo del universo estrellado.

En la tabla 15 se dan las distancias de las diversas estrellas de primera magnitud. La más lejana de ellas se encuentra a 540 años-luz (165 parsecs). Dentro de esa distancia (y juzgando por el número de estrellas existentes en nuestra inmediata proximidad) ha de haber alrededor de 240 millones de estrellas como mínimo; y todas ellas, menos unos cuantos millares de las más brillantes, son imperceptibles a simple vista. La mayoría, en realidad, son invisibles incluso para nuestros telescopios.

Cuanto mayor es la distancia de una estrella, menor es su paralaje, y más difícil es medir exactamente dicha distancia. Por consiguiente, aunque podamos estar bastante seguros acerca de la distancia de las estrellas más próximas, la de las más alejadas se hace más bien borrosa. Las cifras de distancia correspondientes a la media docena de estrellas más lejanas incluidas en la tabla 15 son bastante aproximativas; y, sin embargo, esas estrellas están muy próximas a nosotros en comparación con la mayoría de las existentes en el universo.

La mayoría de las estrellas y agrupaciones de estrellas del universo se hallan a distancias de miles, o millones, o incluso miles de millones de años-luz, y sus distancias se han de determinar por métodos distintos del de la paralaje. Sin embargo, tales estrellas distantes no son los temas que hemos de estudiar en este libro. Aquí nos ocupamos sólo de las estrellas más brillantes.

El factor de la distancia

Una cosa que destaca en la tabla 15 es la notable brillantez de algunas de las estrellas más distantes. Consideremos el caso de Rigel. Está unas 50 veces más lejos de nosotros que Procyon y, sin embargo, Rigel aparece en el firmamento con un brillo mayor que el de Procyon. Rigel está aproximadamente 120 veces más lejos que Alpha Centauri, pese a lo cual las dos estrellas no difieren mucho en su brillo aparente.

La intensidad de la luz disminuye en función del cuadrado de la distancia. Quiere decirse que si dos estrellas emiten luz en cantidades iguales, pero una se encuentra cincuenta veces más lejos de nosotros que la otra (como Rigel está 50 veces más remota que Procyon), entonces la más distante aparece con un brillo reducido en proporción al cuadrado de 50; es decir, 50 x 50, o 2.500 veces menor. Sin embargo, Rigel no aparece en absoluto como una estrella débil; es más brillante que Procyon. Por consiguiente, la emisión de luz de Rigel ha de ser más de 2.500 veces superior a la de Procyon, de modo que ni siquiera su distancia 50 veces mayor logra debilitarla hasta el nivel de ésta.

O mirémoslo desde el otro ángulo. Alpha Centauri C es mucho más débil que Alpha Centauri A o B, aunque la primera está un poco más próxima a nosotros que las otras dos componentes del sistema. Lo único que podemos suponer es que Alpha Centauri C emite mucha menos luz que Alpha Centauri A o que la B.

Resumiendo: una vez que se determinaron las distancias de diversas estrellas, se descubrió rápidamente que las diferencias de brillo de las mismas en el firmamento no se debían por entero a sus diferencias de distancia. También había diferencias en la cantidad de luz que emitían.

La diferencia en la cantidad de luz emitida por diversas estrellas se puede hacer más clara si suponemos que todas las estrellas se encuentran a una distancia determinada de nosotros y calculamos cuáles serían entonces sus magnitudes.

Por ejemplo, Alpha Centauri tiene una magnitud de – 0,27 y una distancia de 1,35 parsecs. Supóngase que la imaginamos a una distancia de 10 parsecs, que es 7,4 veces su distancia real. Puesto que la estamos suponiendo más lejana, a esta nueva distancia nos aparecería más débil, reduciéndose su brillo en 7,4 x 7,4 o 55 veces. Partiendo de esta reducción de su brillo, podemos calcular cuál sería su magnitud a 10 parsecs.

Por otra parte, imaginemos que Rigel, que tiene una magnitud de 0,14 a una distancia a 165 parsecs, se hallase también a una distancia de 10 parsecs. Puesto que la estamos imaginando más próxima de lo que realmente está, nos aparecería más brillante. Su aumento de brillo sería de 16,5 x 16,5, o 272 veces, y partiendo de esto se puede calcular cuál sería su magnitud a 10 parsecs.

La magnitud que cualquier estrella tendría si estuviera a una distancia de 10 parsecs de nosotros se llama su «magnitud absoluta». Lo que hasta ahora hemos venido llamando simplemente en este libro la «magnitud» —el brillo de una estrella, sea cual fuere la distancia a que se encuentre en realidad— recibe a veces el nombre de magnitud aparente.

En la tabla 16 damos las magnitudes absolutas de las estrellas más brillantes.

Al hablar de una estrella con una magnitud aparente baja se dice que es «brillante»; al hablar de una con una magnitud absoluta baja se dice que es «luminosa». Así, de todas las estrellas que podemos ver a simple vista, Sirius A es la más brillante, pero Rigel es la más luminosa.

No hay ninguna estrella más brillante que Sirius A, porque el brillo es algo perceptible por los ojos, y podemos ver que no hay ninguna estrella que brille más que ella. Por otra parte, una estrella puede ser muy luminosa y, sin embargo, estar tan lejana que ni siquiera sea posible verla a simple vista. No hay, pues, ninguna razón para pensar que, entre todos los miles de millones de estrellas no perceptibles a simple vista, no pueda haber muchas más luminosas que Rigel. Lo malo es que sin conocer la distancia real de una estrella no podemos calcular su luminosidad, y conocemos la distancia de sólo un número reducido de estrellas.

Sí que sabemos, sin embargo, de una estrella que es claramente más luminosa que Rigel, aun cuando es invisible a simple vista.

En la constelación Dorado, en la mitad austral del firmamento (y, por lo tanto, invisible para los residentes en Estados Unidos o Europa), se encuentra la Nube Magallánica Mayor. Se trata de un conjunto de millones de estrellas, tan lejanas que a simple vista todas ellas aparecen sólo como una pequeña mancha de débil y nebulosa luminosidad. La distancia de la Nube Magallánica Mayor ha sido determinada por métodos distintos del de la paralaje, y ha resultado ser de 150.000 años-luz (45.000 parsecs), es decir, 34.000 veces más distante que Alpha Centauri.

Con el telescopio es posible distinguir algunas de las estrellas de la Nube Magallánica Mayor, y la más brillante de ellas es una llamada «S Doradus». A esta enorme distancia, S Doradus aparece desde luego reducida a un diminuto punto de luz, pero el hecho de que pueda todavía mostrar este brillo a la enorme distancia de 150.000 años-luz es verdaderamente notable. Si viésemos a S Doradus desde una distancia de sólo 10 parsecs, resultaría tener una magnitud absoluta de aproximadamente —9,5. (Existen también ocasiones en que una estrella estalla y en que, durante breve tiempo, puede alcanzar un máximo de brillo equivalente a una magnitud absoluta de -14).

Sin embargo, y limitándonos a estrellas visibles a simple vista y que no hayan sufrido ninguna explosión, resulta que hay no menos de dieciséis estrellas familiares que son más luminosas que Sirius A. De hecho, Alpha Crucis A y Alpha Crucis B, las dos componentes de la binaria Alpha Crucis, son cada una de ellas más luminosa que Sirius A. (Rigel, sin embargo, es mucho más luminosa que las dos componentes de Alpha Crucis juntas).

Por otra parte, el brillo con que aparece en el firmamento Alpha Centauri es en buena parte un tributo a su poco usual proximidad. De todas las estrellas de primera magnitud, Alpha Centauri es la menos luminosa. A una distancia de 10 parsecs, Alpha Centauri A sería una estrella débil muy corriente, y Alpha Centauri B, que es aún más débil, sería apenas visible a simple vista en una noche sin luna, despejada y oscura. (Por otra parte, si Rigel estuviera a la distancia de Alpha Centauri sería un punto de luz enormemente brillante, con un brillo casi igual al de la Luna llena. Probablemente perjudicaría a la vista mirar a Rigel si ésta estuviera tan próxima como Alpha Centauri).

Antes de que nos sintamos demasiado desencantados con Alpha Centauri, sin embargo, consideremos a nuestro propio Sol. Es mucho más brillante que todas las estrellas visibles a simple vista juntas, pero ¿cuál es su luminosidad? Después de todo, el Sol está tan próximo a nosotros en comparación con las estrellas que tal vez su brillo se deba enteramente a su proximidad, y no se trate en absoluto de un astro muy luminoso.

El Sol se encuentra sólo a 0,0000158 años-luz (0,0000048 parsecs) de la Tierra. Si lo imagináramos a una distancia de 10 parsecs, tendría una magnitud absoluta de 4,69. En otras palabras, aunque Alpha Centauri no haga un papel muy importante en comparación con las demás estrellas de primera magnitud, es tan luminosa como nuestro Sol… o, si preferimos mirarlo en esta forma, nuestro Sol es una estrella tan poco destacada como Alpha Centauri A.

No obstante, antes de despreciar demasiado a la ligera a Alpha Centauri A o al Sol, consideremos que hay estrellas mucho menos luminosas que cualquiera de estas dos, como ponen de manifiesto los ejemplos dados en la tabla 17. Además, recordemos que las estrellas débiles son mucho más numerosas que las brillantes, y que las estrellas distantes abundan mucho más que las próximas. La frecuencia con que se dan simultáneamente el brillo escaso y la distancia grande, significa que la mayoría de las estrellas son invisibles para nosotros, y que las estrellas de brillo prominente son muy raras. No hemos de dar excesiva importancia, por lo tanto, a la existencia de esas poquísimas estrellas doradas de la gran luminosidad de una Rigel o de una S Doradus. Alrededor del 90 por 100 de las estrellas existentes son menos luminosas que el Sol o que Alpha Centauri A.

Extremos de luminosidad

Sin duda, es bastante difícil hacerse una idea de la luminosidad basándose únicamente en las magnitudes, puesto que cada magnitud representa un múltiplo de la precedente.

Supongamos, por ejemplo, que una estrella concreta supera en una magnitud el brillo de otra. Esa estrella concreta es 2,512 veces más brillante. Una estrella que supera el brillo de otra en dos magnitudes, es 2,512 x 2,512 o 6,31 veces más brillante. Una que supere a otra en tres magnitudes, será 2,512 x 2,512 x 2,512, o 15,85 veces más brillante que ella.

Supongamos, por consiguiente, que consideramos directamente la luminosidad. No nos importe en cuántas magnitudes absolutas puede ser una estrella determinada más brillante o más oscura que el Sol; en lugar de ello, calculemos cuánta más —o cuánta menos— luz emite: cuánto más —o menos— luminosa es.

Por ejemplo, Procyon A tiene una magnitud absoluta justamente 1,9 veces superior a la de Alpha Centauri A. Eso significa que Procyon A es 5,8 veces más luminosa que Alpha Centauri A. Harían falta 5,8 estrellas como Alpha Centauri A para producir tanta luz como Procyon A.

Por otra parte, la magnitud absoluta de Alpha Centauri A es 2,3 veces mayor que la de Epsilon Indi. Esto significa que Alpha Centauri A es 8,1 veces más luminosa que Epsilon Indi, o que ésta tiene 0,12 veces la luminosidad de Alpha Centauri A.

En la tabla 18 se relacionan las luminosidades de algunas estrellas que son más luminosas que Alpha Centauri A o que el Sol, en la tabla 19 se dan las luminosidades de algunas que son menos luminosas que Alpha Centauri o que el Sol.

Podemos ver en la tabla 18 que Sirius A es 23 veces más brillante que Alpha Centauri A o que el Sol. Lo cual no es sorprendente en realidad. Halley había calculado que debería estar a dos años-luz de nosotros si era tan brillante como nuestro Sol. El hecho de que esté a más de ocho años-luz significa inmediatamente que ha de ser bastante más brillante que el Sol para aparecer con el brillo que muestra.

Si se sustituyera nuestro Sol por Alpha Centauri A, es probable que el hombre de la calle no pudiera apreciar la diferencia. Sin embargo, si se sustituyese el Sol por Sirius A, el enorme torrente adicional de luz y de calor haría que nuestros océanos hirvieran y se evaporasen, y sería imposible la vida en la Tierra. Para que Sirius nos apareciese sólo con el brillo actual del Sol, la Tierra tendría que girar a su alrededor a una distancia de 720.000.000 de kilómetros, en comparación con su distancia del Sol, que es, recordémoslo, de 150.000.000 de kilómetros. Hablando en términos aproximativos, si se sustituyese al Sol por Sirius A, éste aparecería desde la órbita de Júpiter tal como el Sol aparece a la distancia de la Tierra.

Imaginemos a Rigel en el lugar del Sol. La Tierra tendría que orbitar a una distancia de 23.000.000.000 de kilómetros para que la luz del astro se redujese al nivel de la del Sol tal como lo vemos desde la Tierra. Esto equivaldría aproximadamente a cuatro veces la distancia de Plutón. En otras palabras, si se situase a Rigel en el lugar de nuestro Sol, incluso Plutón resultaría insoportablemente caluroso desde el punto de vista humano.

La colocación de S Doradus en el lugar del Sol nos obligaría a retirarnos a la distancia de 105.000.000.000 de kilómetros, o aproximadamente 17 veces la distancia de Plutón.

Pensemos en esto, y tal vez decidamos que Alpha Centauri A no es en absoluto tan decepcionantemente débil. Más bien es una agradable y hogareña estrella, la confortante hermana gemela de nuestro Sol.

Y ¿qué ocurre con las estrellas menos luminosas? Supongamos que se sustituyera al Sol por la estrella de Van Biesbroeck (llamada así por el nombre de su descubridor, el astrónomo belga-norteamericano George Van Biesbroeck). Es la estrella más débil u oscura que se conoce, y su brillo es sólo 1/670.000 del brillo solar. No produciría luz y calor suficientes para evitar que los océanos de la Tierra se congelasen, convirtiéndose en sólido hielo. Luciría en nuestro cielo como una canica de color rojo oscuro, con un brillo de sólo tres cuartas partes del que nos envía la Luna llena. (Y con esa diminuta estrella en nuestro cielo, la Luna recibiría tan poca luz que apenas sería visible).

Para que la Tierra recibiese de la estrella de Van Biesbroeck tanta luz como la que ahora recibe del Sol, tendría que orbitar alrededor de ella a una distancia de unos 183.000 kilómetros. Ese diminuto sol tendría que estar más cerca de la Tierra que lo que ahora está la Luna. Los dos extremos son insoportables, y somos afortunados al tener un sol que es una estrella normal de tipo medio.

Tal vez pueda pensarse que esta forma de ver la cuestión revela cierta estrechez de miras. Puede pensarse que nos hallamos a gusto con el Sol porque estamos acostumbrados a él tal como es, y que si hubiéramos tenido un sol considerablemente más grande, o más pequeño, estaríamos acostumbrados a eso, y pensaríamos que el sol grande o el sol pequeño eran exactamente lo conveniente.

En realidad, como veremos más adelante en el libro, la estrella media es la que nos conviene, y no sólo porque estemos acostumbrados a ella.