Paralaje

La distancia a las esrellas más cercanas se puede medir usando el paralaje - corrimiento aparente de un objeto relativo a algún fondo fondo distante conforme cambia el punto de vista del observador. Sin embargo, aún las estrellas más cercanas están tan lejos que ninguna linea de base en la Tierra es adecuada para medir sus paralajes. Màs aún, al comparar las observaciones realizadas hacia una estrella en diferentes épocas del año, como se muestra en la figura, se puede extender de manera eficiente la linea de base hasta el diámetro de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, dos U.A. Se determina el paralaje comparando dos fotografías tomadas en los dos extremos de la linea de base. Como se indica en la figura, el ángulo paralactico de la estrella - o por su nombre más comun su "paralaje" - se define como la mitad del corrimiento aparente relativo al fondo conforme nos movemos de un lado al otro de la órbita de la Tierra. 

Because stellar parallaxes are so small, astronomers find it convenient to measure them in arc seconds rather than in degrees. If we ask at what distance from the Sun a star must lie in order for its observed parallax to be exactly 1", we get an answer of 206,265 A.U., or 3.1 10¹⁶ m. (More Precisely P-2) Astronomers call this distance one parsec (1 pc), from "parallax in arc seconds." Because parallax decreases as distance increases, we can relate a star’s parallax to its distance from the Sun by the following simple formula:

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Thus, a star with a measured parallax of 1" lies at a distance of 1 pc from the Sun. The parsec is defined so as to make the conversion between parallactic angle and distance easy. An object with a parallax of 0.5" lies at a distance of 1/0.5 = 2 pc, an object with a parallax of 0.1" lies at 1/0.1 = 10 pc, and so on. One parsec is approximately equal to 3.3 light-years.

Nuestros Vecinos mjás Cercanos

The closest star to the Sun is called Proxima Centauri. It is a member of a triple-star system (three stars orbiting one another, bound together by gravity) known as the Alpha Centauri complex. Proxima Centauri displays the largest known stellar parallax, 0.76", which means that it is about 1/0.76 = 1.3 pc away—about 270,000 A.U., or 4.3 light-years. That’s the nearest star to Earth—at almost 300,000 times the Earth–Sun distance! This is a fairly typical interstellar distance in the Milky Way Galaxy.

Vast distances can sometimes be grasped by means of analogies. Imagine Earth as a grain of sand orbiting a golfball-sized Sun at a distance of one meter. The nearest star, also a golfball-sized object, is then 270 kilometers away. Except for the planets in our solar system, ranging in size from grains of sand to small marbles within 50 m of the "Sun," nothing of consequence exists in the 270 km separating the Sun and the other star.

The next nearest neighbor to the Sun beyond the Alpha Centauri system is called Barnard’s Star. Its parallax is 0.55", so it lies at a distance of 1.8 pc, or 6.0 light-years—370 km in our model. All told, fewer than 100 stars lie within 5 pc (1000 km in our model) of the Sun. Such is the void of interstellar space. Figure 10.2 is a map of our nearest galactic neighbors—the 30 or so stars lying within 4 pc of Earth.

Ground-based images of stars are generally smeared out into a seeing disk of radius 1" or so by turbulence in Earth’s atmosphere. (Sec. 3.3) This blurring effectively limits ground-based measurements to stellar parallaxes exceeding about 0.03", corresponding to stars within about 30 pc (100 light-years) of Earth. Several thousand stars lie within this range, most of them much dimmer than the Sun and invisible to the naked eye. In the 1990s, data from the European Hipparcos satellite extended this range to well over 100 pc, encompassing nearly a million stars. Even so, almost all of the stars in our Galaxy are far more distant.

Movimiento Estelar

Además del movimiento aparente causado por el paralaje, las estrellas también tienen un movimiento espacial real. La velocidad radial de la estrella - a lo largo de la linea de visión - puede medirse usando el efecto Doppler. Para muchas estrellas cercanas, la velocidad transersal - perpendicular a nuestra linea de visión - puede también determinarse llevando a cabo un monitoreo cuidadoso de la posición de la estrella en el cielo.

En la figura se muestran dos fotografías del cielo alrededor de la estrella de Barnard, realizadas el mismo día del año pero 22 años de separación. Hay que notar que la estrella (marcada por una flecha) se movió durante el intervalo de 22 años mostrado.Ya que la Tierra estaba en el mismo punto de su órbita cuando las dos fotografías fueron tomadas, el desplazamiento observado no es el resultado del paralaje. En lugar de esto, este indica un movimiento espacial real de la estrella de Barnard relativa al Sol. Este movimiento anual de la estrella al cielo, visto desde la Tierra y corregido para el paralaje, se llama movimiento propio. La estrella de Barnard se movió 227" en 22 años. su movimiento propio es por lo tanto 227"/22 años o 10.3" por año.

La velocidad transversal de una estrella es facilmente calculada una vez que se conocen el movimiento propio y su distancia. A la distancia de la estrella de Barnard (1.8 pc), un ángulo de 10.3'' corresponde una distancia de 0.00009 pc, o alrededor de 2.8 miles de millones de kilómetros. La estrella de Barnard viaja en un año esta distancia, así que la velocidad transversal es de 2.8 miles de millones de km/3.2X10⁷ s, o 88 km/s. Aunque las velocidades de la estrella son muy grandes, de decenas o hasta de centenas de kilómetros por segundo, las grandes distancias desde el Sol nos convierte a que nos tomaria muchos años para darnos cuenta de su movimiento a través del cielo. De hecho la estrella de Barnard tiene el movimiento propio mayor conocido entre todas las estrellas. Solamente unos cuantos cientos de estrellas tienen movimientos propios  mayores que 1"/año.