Una historia de astrometría - Parte III Astrometría se mueve hacia el espacio: los cartógrafos dirigen a la galaxia

Los catálogos de estrellas de telescopios terrestres crecieron en tamaño y precisión para la primera mitad del siglo XX, pero luego de que lleguen a su límite. El efecto de parpadeo causado por la atmósfera de la Tierra ha impedido mejoras adicionales en astrometría hasta que las observaciones podrían hacerse desde el espacio. La misión Hipparcos de la ESA fue el primer telescopio espacial dedicado a la medición de las posiciones estelares. Operativo de 1989 a 1993, Hipparcos permitió a los astrónomos mapear las posiciones y velocidades de, y las distancias a, más de 100 000 estrellas con una precisión sin precedentes. La misión Gaia de la ESA es la astrometría para el siglo XXI, sobre la base del legado de Hipparcos para trazar un billón de estrellas y explorar la composición, origen y evolución de nuestra galaxia. 

 

El telescopio refractor de 40 pulgadas (102 cm) en el Observatorio Yerkes en Wisconsin, EE.UU., utilizado por F. Schlesinger en el siglo 20.Fotografía y espectroscopia fueron cambiadores de juego en la astronomía a finales del siglo XIX. Espectroscopia permitió a los astrónomos examinar la composición química de las estrellas distantes y de otro modo inaccesibles y nebulosas, y la utilización de la fotografía que podían trazar el cielo con una precisión y una sensibilidad que no había sido posible antes.Al medir paralajes estelares en la observación fotográfica de gran tamaño, los astrónomos comenzaron a asegurar distancias a un gran número de estrellas cercanas al Sol En 1924, Frank Schlesinger, un astrónomo americano y pionero de métodos fotográficos, publicó un catálogo con las posiciones de casi 2000 estrellas con una precisión de aproximadamente una centésima de segundo de arco. Con esta precisión, que se corresponde con el diámetro de la Luna llena dividido por 180 000, los astrónomos podrían sondear distancias estelares a unas pocas docenas de años luz de la Tierra. 

Viendo más lejos 

Distancias inferidos a partir de mediciones de paralaje son limitadas en alcance, pero son vitales para la calibración de métodos indirectos que se pueden utilizar para incluso mayores distancias cósmicas, aunque con menos precisión. Estos indicadores de distancia secundarios se basan en la comparación entre luminosidades observadas e intrínsecos de una estrella, dado que la luminosidad intrínseca se puede estimar sobre la base de otras propiedades observadas de esa estrella.Uno de estos métodos se pueden aplicar para determinar la distancia a cúmulos estelares: cuando los astrónomos comparan la magnitud observada y color de las estrellas que pertenecen a un grupo con las predicciones de los modelos de evolución estelar, pueden estimar sus luminosidades intrínsecas y, de ellos, la distancia hasta el clúster. Este método, que se puede aplicar a la estrella agrupaciones a través de nuestra Galaxy, se conoce como ajuste de la secuencia principal; la secuencia principal término se refiere a la época central en la vida de una estrella, durante el cual se quema hidrógeno en helio en el centro estelar.Otro método para estimar las distancias, que se puede aplicar también a otras galaxias más allá de la Vía Láctea, se basa en la observación de clases específicas de estrellas y galaxias - conocidas como candelas estándar - cuya luminosidad intrínseca puede ser evaluada a partir de otras propiedades.Cefeidas - Un tipo de estrella variable - son ampliamente utilizadas como candelas estándar. En 1908, el astrónomo estadounidense Henrietta Leavitt fue pionero en el estudio de la variabilidad Cepheid, mientras que el análisis de las encuestas fotográficas del cielo del sur. Sus resultados sugieren que estas estrellas se podrían utilizar para medir distancias cósmicas porque el período de sus variaciones está directamente relacionada con su luminosidad intrínseca. Antes de estrellas Cefeidas se podrían utilizar para estimar las distancias, el método necesario para ser calibrado mediante la medición de las distancias de una muestra cercana de tales estrellas de forma independiente. Esto sucedió en 1913, cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung medir la paralaje de varias estrellas Cefeidas, la construcción de la primera etapa en la escala cósmica de distancias que pronto permitirá a los astrónomos para trazar el cosmos mucho más allá de nuestro vecindario estelar local.La capacidad de medir la distancia a las fuentes lejanas y examinar su composición llevó a un sorprendente descubrimiento tras en los años 1920 y 1930. La combinación de estas observaciones con los desarrollos de la física teórica de las veces, los astrónomos pudieron finalmente comprender los procesos físicos que las estrellas de energía, delinear la forma y el tamaño de la Vía Láctea, y establecer que el Sol no está en el centro de nuestra galaxia, pero más cerca a la periferia. Las mediciones de distancia dirigidos a la revelación extraordinaria que hay un sinnúmero de otras galaxias más allá de la Vía Láctea y que todo el universo se está expandiendo.

Astrometría en el cruce

La práctica de la astrofísica moderna había comenzado, y provocó el desarrollo de una variedad de nuevos campos y técnicas para investigar el cosmos. En esta ráfaga de actividad, la venerable práctica de astrometría - la medición de posiciones en el cielo - sólo se avanzó muy lentamente. El aumento de la precisión y la sensibilidad de los instrumentos ya no era suficiente para lograr una mayor precisión en posiciones estelares. Las mediciones parecían haber llegado a su límite.turbulenta atmósfera de la Tierra era una barrera enorme. El ambiente se degrada la calidad de las imágenes astronómicas recogidos con telescopios basados ​​en tierra que limitan la precisión astrométrica. ruido adicional se introduce por las distorsiones en la estructura del telescopio causados ​​por su propio peso, y por la respuesta térmica del edificio observatorio y telescopio. La combinación de estos factores ha impedido a los astrónomos de alcanzar precisiones en las medidas de posición mejor que una centésima de segundo de arco. Telescopios en la Tierra también están restringidas por la limitada cobertura del cielo cada uno puede alcanzar, y la combinación de esfuerzos de diferentes observatorios introducen otras incertidumbres.Obstaculizada por estas condiciones, la astrometría con base en tierra hecha sólo pequeños progresos en el siglo XX. Décadas de diferencia, astrónomos estadounidenses Louise Freeland Jenkins y William van Altena continuaron la obra de Frank Schlesinger y publicaron versiones extendidas de su catálogo. El catálogo por Jenkins se completó en la década de 1950 y que figuran alrededor de 6000 estrellas, mientras que van Altena de en 1995, contenía más de 8000 estrellas. Sin embargo, su precisión no fue significativamente mejor que el alcanzado por Schlesinger tantos años atrás, lo que limita estas encuestas con un radio de unas pocas decenas de años luz alrededor del Sol 

Era espacial al rescate 

El comienzo de la era espacial proporcionaría soluciones a todos estos problemas y llevar astrometría de nuevo a su antigua gloria. Incluso antes de que el primer satélite había sido puesto en órbita con éxito en la década de 1950, los astrónomos estaban considerando las muchas ventajas de las observaciones con los telescopios espaciales.

Pierre Lacroute (derecha) y Michael Perryman (izquierda). Crédito: ESA - J. van HaarlemUn telescopio espacial pudo ver más estrellas, y verlas mejor. A partir de una posición privilegiada en órbita alrededor de la Tierra, los telescopios espaciales pueden realizar observaciones por encima de las capas de turbulencia de la atmósfera con menos interferencia de gravedad de la Tierra y en un entorno térmicamente estable. Todas estas condiciones mejorar dramáticamente la calidad de las imágenes, que también puede ser tomada fácilmente sobre todo el cielo. En el campo de la astrometría, el primero en sugerir un telescopio espacial dedicado para medir las posiciones estelares fue el astrónomo francés Pierre Lacroute en 1965.El diseño de Lacroute tenía una característica extra especialmente destinado a la astrometría. Su idea se basaba en el instrumento utilizado por el astrónomo alemán Friedrich Bessel para detectar la primera paralaje estelar fiable en 1838. Bessel utilizó una lente de corte por la mitad para realizar mediciones diferenciales de las posiciones de las estrellas, la mejora de su capacidad para identificar los cambios en sus posiciones .Lacroute sugirió la realización de mediciones diferenciales en el cielo, y, además, propuso hacerlo a través de ángulos muy amplios. Para lograr esto, el telescopio debe escanear dos campos separados en el mismo tiempo. Esta estrategia permite la observación de los astrónomos establecer un marco de referencia coherente para todo el cielo y medir paralajes absolutos, algo que era imposible desde los pequeños ángulos sondeadas con las observaciones en tierra. paralajes absolutas son mucho más preciso que cualquier medición que se podría lograr de la tierra. 

Las observaciones de la misión Hipparcos 

Este concepto fue nombrado por satélite Hipparcos - un acrónimo de High Precision Parallax satélite de recogida de eco el nombre de Hiparco, la antigua pionera griega de astrometría. diseño y concepto de la misión Lacroute fueron desarrolladas por un equipo que incluye astrónomo danés Erik cerdo, astrónomos franceses Jean y Catherine Turon Kovalevsky y astrónomo sueco Lennart Lindegren. La misión Hipparcos fue aceptado en el programa científico de la ESA en 1980.

De izquierda a derecha: Catherine Turon, Jean Kovalevsky, Lennart Lindegren y Erik Høg

El diseño final del telescopio incluye un divisor de haz que recoge la luz a partir de dos áreas diferentes del cielo, separadas por un "ángulo de base» de 58 grados. El divisor de haz dirige la luz hacia un espejo primario con un diámetro de 29 cm, que enfoca sobre el detector. Los detectores de luz más sensibles disponibles en el momento eran tubos disector de imagen, que se basan en el efecto fotoeléctrico - la emisión de electrones por un material después de haber sido iluminado con longitudes de onda específicas de la luz.

                                                              Hipparcos espejo primario 

                                                            Divisor de haz Hipparcos

El astrónomo británico Michael Perryman dirigió el desarrollo del proyecto a través de la construcción de satélites durante los años 1980 y actuó como científico del proyecto de la misión hasta su lanzamiento y también como director de proyecto hasta su finalización en 1997. Hipparcos fue lanzado en 1989 y funcionó durante más de tres años, con las operaciones llegando a su fin en 1993.El catálogo Hipparcos, lanzado en 1997, contiene la posición, paralaje y movimiento propio de 117 955 estrellas con una precisión de 0,001 segundos de arco, lo que permite a los astrónomos las distancias estelares que se extiende a más de 300 años luz. Este fue un gran avance en los mejores catálogos compilados a partir de las observaciones en tierra. El más grande pero menos preciso catálogo Tycho 2 contiene las posiciones y movimientos propios de 2,5 millones de estrellas. Publicado en 2000, que combina datos de Hipparcos con las observaciones en tierra de las encuestas de más edad.

Legado de Hipparcos 

Los datos de Hipparcos tuvieron una profunda influencia en la mayoría de los campos de la astronomía. La precisión mejorada astrométrica dio lugar a una mejor estimación de muchos parámetros de estrellas, desde su luminosidad a su composición química. Este avanzado significativamente la comprensión de la estructura interna de las estrellas y de la evolución estelar. Con un marco de referencia robusta y precisa, los astrónomos podrían finalmente describir la dinámica de estrellas en la vecindad solar y estudiar muchos cúmulos estelares con gran detalle.Más allá de la Vía Láctea, las distancias estelares en base a mediciones de paralaje de Hipparcos permitido a los cosmólogos para refinar la calibración de la escala cósmica de distancias, lo que lleva a una estimación más precisa de la velocidad de expansión del Universo y de su edad. El nuevo valor de la edad del Universo resolvió un enigma de larga data; por fin los astrónomos pudieron demostrar que el Universo era mayor que los cúmulos globulares más viejos de la Galaxia, que también tenían sus edades revisado basado en los datos de Hipparcos.Los datos de Hipparcos también se han aplicado al estudio de exoplanetas - algo que no se podía prever en el momento de la planificación de la misión, dado que se encontró el primer planeta fuera de nuestro sistema solar sólo en 1995. Los astrónomos han utilizado los datos del catálogo Hipparcos para obtener límites superiores de las masas de varios exoplanetas, lo que confirma su naturaleza, y para determinar sus masas y caracterizar las propiedades de sus estrellas madre. La aplicación de los datos de Hipparcos a este campo señaló que una de próxima generación, basado en el espacio misión de astrometría con una precisión de 1 millonésima de un segundo arco podría aportar una importante contribución al estudio de sistemas planetarios más allá del nuestro.los datos de Hipparcos se utilizaron para compilar el Milenio estrella Atlas, una publicación de tres volúmenes con 1548 cartas de los cielos, que fue lanzado al público en 1997. software planetario, así como otras visualizaciones del cielo, como Google Sky y las aplicaciones de astronomía disponible para teléfonos inteligentes, también se basan en los datos de la misión Hipparcos. Los Hipparcos y Tycho 2 catálogos todavía se emplean habitualmente como referencia para los telescopios terrestres para encontrar sus objetivos, y para la navegación de las misiones espaciales.

Astrometría del futuro

En 2000, la ESA eligió para llevar la tradición de astrometría en el siglo XXI mediante la adopción de Gaia, una nueva misión generación para trazar el cielo con una precisión cien veces mejor que la de Hipparcos. Gaia estudiará sistemáticamente el cielo, la cartografía de la posición, de paralaje y movimiento propio de mil millones de estrellas, el sondeo alrededor del uno por ciento de la población estelar de la Galaxia. Con una precisión de hasta astrométrica 0,00001 segundos de arco, Gaia determinará distancias a las estrellas fuera igual a 30 000 años luz de distancia - cien veces más lejos que Hipparcos.

                                           

Guía de nuestra galaxia: un viaje virtual, desde el centro de la Vía Láctea a sus alrededores, que muestra los diferentes componentes que conforman nuestra galaxia. Crédito: ESA. 

Además de este mapa estelar en tres dimensiones, Gaia permitirá a los astrónomos estudiar las velocidades de las estrellas con gran detalle. La velocidad se puede determinar mediante la combinación del movimiento propio (que se puede estimar a partir de datos astrométricos y se obtiene la velocidad como proyectada en el plano del cielo) con la velocidad radial, que es perpendicular al movimiento propio y puede ser extraído de la estelar los espectros recogidos por el espectrógrafo a bordo de Gaia. Con este conjunto de datos en circulación, los astrónomos trazar las trayectorias pasadas de estrellas en la Vía Láctea, el estudio de la historia dinámica de nuestra galaxia. Por "vuelta atrás el tiempo" en los desplazamientos de las estrellas, obtendrán nuevos conocimientos sobre la formación de nuestra galaxia.La combinación de Gaia de los datos astrometric, fotométricas y espectroscópicas permitirá a los astrónomos para caracterizar las estrellas estudiadas, la medición de parámetros físicos tales como sus masas y luminosidades y sus edades. Este será un censo sin precedentes de la población estelar de la Vía Láctea.

Matriz de 106 CCDs de Gaia siendo ensamblado. Crédito: Astrium

Módulo de carga útil de Gaia, durante los preparativos para la prueba térmica. Crédito: Astrium SAS
 

Gaia se basa en la herencia de Hipparcos, pero saca provecho de los avances científicos de las últimas dos décadas. Su diseño comprende dos telescopios para escanear dos campos en el cielo que están separados por 106,5 grados. Cada telescopio consta de seis espejos de diferentes tamaños y formas - algunos de los cuales son compartidos - que el enfoque y se pliegan en repetidas ocasiones la luz sobre una distancia total de 35 m. Con el tiempo, la luz llega a los detectores - una gran variedad de dispositivos de carga acoplada que consta de casi mil millones de píxeles.Diseño de última generación y medida detectores de Gaia son clave para llevar a cabo el mejor censo de la  población de estrellas de la Vía Láctea.