¿Cuántos planetas hay en el universo?
Es difícil decirlo con los telescopios astronómicos porque están en constante desarrollo.
De hecho, nadie sabe cuál es el número total.
Para nosotros, la gente corriente, la inmensidad del universo es casi inconmensurable. Para los astrónomos, mapear con precisión el universo no sólo es necesario, sino posible. La unidad de medida utilizada en astronomía es el "año luz", que es la distancia recorrida por la luz en un año. La velocidad de la luz es de unos 300.000 kilómetros por segundo y un año luz equivale a unos 9,7 billones de kilómetros. El diámetro de la Vía Láctea es de aproximadamente 654,38+ millones de años luz. Hay otras galaxias más allá de la Vía Láctea, a miles de millones de años luz de distancia. El quásar recién descubierto se encuentra en el borde del universo que podemos observar actualmente, entre mil millones y 20 mil millones de años luz de la Tierra, y es el cuerpo celeste más distante conocido hasta ahora.
Tal distancia es simplemente inimaginable. Para medir las distancias a otros planetas del sistema solar o a estrellas cercanas, se pueden utilizar los cálculos de paralaje inventados por los antiguos griegos. El paralaje se refiere al ángulo formado por dos líneas de visión cuando se observa el mismo objeto desde dos posiciones de visión. En astronomía, el método para medir el paralaje consiste en formar un triángulo entre dos puntos de observación y el cuerpo celeste observado, conocer la longitud de la línea que conecta los dos puntos de observación (es decir, la línea de base) y luego medir el cuerpo celeste a partir de estos dos. puntos de observación. El acimut (es decir, el ángulo del vértice del triángulo) se utiliza para encontrar la distancia entre el cuerpo celeste y la Tierra. Cuanto más larga sea la línea de base, más precisos serán los resultados. Por lo general, al medir la distancia de un cuerpo celeste, como la luna, que está cerca de la Tierra, el radio de la Tierra se puede utilizar como línea de base y el paralaje medido se denomina "paralaje diurno". Si desea medir la distancia de los cuerpos celestes fuera del sistema solar, la distancia de la Tierra al Sol generalmente se utiliza como línea de base, y el paralaje medido se denomina "paralaje anual". El uso de este método de paralaje para medir objetos celestes dentro de 8,6 años luz es muy preciso y, en general, puede tener una precisión de 1.000 años luz.
Otro método para medir la distancia entre estrellas es la medición del brillo. Una estrella puede parecer brillante porque es grande, está activa o está muy cerca de la Tierra. Siempre que se distinga el brillo real y el brillo visual del planeta, la distancia entre la estrella y la Tierra se puede medir con precisión a partir del brillo. A principios de este siglo, los astrónomos utilizaban longitudes de onda para distinguir el brillo de las estrellas y crear espectros. Descubrieron que diferentes estrellas tienen diferentes firmas espectrales. Usar un espectroscopio para estudiar el espectro de una estrella puede determinar qué tan caliente o fría está la estrella. Esto ayuda a los astrónomos a distinguir si una estrella pequeña y aparentemente tenue es una estrella gigante activa distante. Simplemente comparando la luz de una estrella con la de otra estrella de distancia conocida y actividad similar se puede determinar la distancia de la estrella a la Tierra.
Hace más de 80 años, la mayoría de los astrónomos creían que la Vía Láctea era el universo entero y que no había nada fuera de ella. Sin embargo, se demostró que esta opinión era errónea cuando se desarrollaron telescopios astronómicos más precisos. Las manchas oscuras observadas en el pasado son en realidad otras galaxias, algunas son tan grandes como la Vía Láctea y otras son más grandes. En la década de 1920, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble utilizó el telescopio reflector más grande del mundo en el Monte Wilson en California para estudiar galaxias fuera de la Vía Láctea. Analizó los espectros de estas galaxias y descubrió que las longitudes de onda de varias líneas espectrales estaban desplazadas hacia el extremo rojo. Este fenómeno se llama corrimiento al rojo y significa que esas galaxias se alejan en la distancia. El cambio de longitud de onda es función del efecto Doppler, al igual que el cambio en el tono de la bocina de un coche que circula a toda velocidad. A medida que el universo se expande, cuanto más alejadas están las galaxias de nosotros, mayor es el corrimiento al rojo. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, más rápido se aleja de nosotros. Basándose en esto, Hubble propuso la "ley de Hubble" y determinó la unidad de medida astronómica para calcular la velocidad planetaria: la "constante de Hubble". Sin embargo, un problema al utilizar la constante de Hubble como escala de medición es que nadie sabe exactamente cuánto mide.
Los astrónomos no están de acuerdo sobre qué tan rápido se está expandiendo el universo. La estimación más conservadora es que si la distancia aumenta en un millón de años luz, la velocidad aumentará unos 16 kilómetros por segundo, es decir, una galaxia a 500 millones de años luz de nosotros se alejará de la Tierra a una velocidad de unos 8047 kilómetros por segundo. Algunos astrónomos estiman que la velocidad es el doble de esa cifra. Según estimaciones preliminares, el cuerpo celeste más lejano del universo se encuentra a unos 65.438 millones de años luz de la Tierra. Según la segunda velocidad, el borde del universo está a 20 mil millones de años luz de la Tierra.
La constante de Hubble sólo se puede medir en el espacio fuera del sistema solar. Allí, la expansión es tan rápida que cualquier efecto local resulta insignificante.
Este problema se resolvería fácilmente si los astrónomos pudieran encontrar una "vela estándar", un cuásar cuyo brillo sea estable y tan brillante que pueda verse en la mitad del universo. Pero hasta ahora no se ha encontrado una "vela estándar" reconocida que pueda utilizarse en todo el universo. Por lo tanto, cuando los astrónomos utilizan este método básico, a menudo adoptan un enfoque paso a paso, es decir, configurando una serie de "velas estándar", y cada paso sólo sirve para medir y determinar el siguiente paso.