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MAGNITUDES ESTELARES
La Astrometría mide la cantidad de Energía luminosa que irradian los cuerpos celestes ; hay dos formas de
medirla: Midiendo directamente la energía que llega al aparato o midiendo la radiación respecto de otro astro de
luminosidad conocida.
La Luminosidad es una magnitud que puede ser medida directamente por la observación en diversas formas:
Visuales , Fotoeléctricos y Fotográficos.
En astronomía la iluminación de los objetos puntiformes se mide en una escala logarítmica especial llamada
MAGNITUD ESTELAR ( “m”) y que es : m= - log2,512E , es decir menos el logaritmo en base 2,512 de
la Iluminación. De esta manera, cuanto mayor sea la magnitud menor es su iluminación. Así resulta que para
dos objetos de magnitudes “m1” y “m2” e Iluminaciones “E1” y “E2” es:
m1 - m2 = 2,5 . Log ( E2/ E1) lo que indica que una diferencia de 5 magnitudes entre dos
objetos indica 100 veces más luminosa la de menor magnitud sobre la mayor.
Midiendo la iluminación de otros astros en comparación con conocidos se puede determinar su magnitud estelar;
así por ejemplo para el Sol, la Luna, los Planetas....
Sol .................................
Luna (en Plenilunio).......
Venus (en Elong.Max)....
Júpiter (en oposición)......
Marte ( “
“
)......
Saturno( “
“
)......
Alpha Centauro ..............
m= -26,8
m= -12,7
m= -4,1
m= -2,4
m= -1,9
m= 0,8
m= 0
Y como la medida de luminosidad de una estrella depende directamente de su Potencia e inversamente
proporcional al cuadrado de su distancia a la fuente emisora, resulta :
 Pot1 / D12 

m  m1  2,5. Log 
2 
 Pot / D 
Así, por magnitud m=0 tomada como patrón se ha tomado la estrella Alpha Centauro ( Pot= 3,079.10 26 Wat y
distancia D= 1,31 Parsec), resultando que la magnitud estelar de una estrella es:
 3,079.10 26 . D 2 

m  2,5. Log 
Pot


Ahora bien, la Luminosidad en un lugar de magnitud visual ( m ) no expresa la verdadera potencia lumínica
de la estrella, pues la misma disminuye con la distancia; así una estrella de magnitud m=4 de mayor potencia y
más lejana que otra de magnitud m=1 se verá menos brillante o luminosa. Si las dos estuvieran a la misma
distancia evidentemente la de mayor potencia se vería más luminosa.
Por lo tanto, para indicar la verdadera potencia se conviene en colocar hipotéticamente todas las estrellas a la
distancia de 10 Parssec ( 32,6 años-luz ) y la magnitud que resulta se le denomina Magnitud ABSOLUTA (
M ), quedando que la relación entre ambas viene dada por:
M = m + 5 – 5.Log (D)
Sin embargo hay que tener en cuenta la atmósfera en las magnitudes estelares pues al medir la misma, por
ejemplo la visual, directamente de la observación, sólo queda registrada por el aparato medidor la radiación que
atravesó la atmósfera. Para hallar la radiación total en todo el espectro hay que añadir a la medida registrada una
corrección ; la magnitud estelar calculada teniendo en cuenta la radiación en todas las zonas del espectro se
llama MAGNITUD BOLOMÉTRICA.
La diferencia entre magnitudes estelares Bolométrica y Visual o fotovisual se denomina Corrección Bolométrica:
mbol = mbol - mv
Actualmente estas corrección se determina a partir de medidas fuera de la atmósfera..
MEDIDA DE LA DISTANCIA A LAS ESTRELLAS
Las distancias estelares se miden en Parsec ( 1 Parsec = 3,26 años-luz) y el método de medirla es distinta según
sea esa distancia:
PARALAJE ANUAL.
Para estrellas cercanas ( Hasta 100 Parsec ) se utiliza la Paralaje Anual: Consiste en medir la variación
del ángulo (en segundos de arco) de la estrella cercana sobre el fondo estelar fijo, desde dos posiciones opuestas
de la Tierra (6 meses de diferencia). El valor de esta Paralaje varía desde 1´´ a 0,02´´.
SOL
P``
Estrella
Fondo Cielo
*
*
Tierra
Distancia (Parsec ) =
1
P``
P´´ (Paralaje en Segundos de arco)
PARALAJE ESPECTROSCÓPICA.
Esta técnica permite distancias hasta 15 Kpc.
Como la Luminosidad disminuye con el cuadrado de la distancia y presuponiendo además que todas las estrellas
con idénticas características espectrales y con igual Clase tienen la misma luminosidad:
A partir del Espectro, la Clase de luminosidad y de sus particularidades, se calcula su Luminosidad Real (la
Magnitud Absoluta = M ). Conociendo además su luminosidad aparente (la magnitud visual = m ) , la Distancia
a la estrella se calcula por la expresión entre ambas y la distancia:
Log ( D ) = 1 + 0,2 . ( m – M )
Para distancias superiores a 15 Kpc la medida no es correcta por la influencia interestelar.
RELACION PERÍODO-LUMINOSIDAD DE VARIABLES CEFEIDAS
Existe una relación lineal entre el logaritmo del período (muy exacto) y la magnitud Absoluta M de
las estrellas variable CEFEIDAS.
Así, en un Cúmulo se descubre una Cefeida con cierto período “T” y magnitud visual “m” ; por la relación
lineal conocida de dichas Cefeidas, se determina la magnitud absoluta “M” y aplicando la fórmula anterior se
calcula la distancia “D”.
Este método puede llegar hasta distancias de 4 Mpc. ( el límite del Grupo Local)
POR EFECTO DOPPLER.
Las Galaxias al alejarse producen, por efecto Doppler, un corrimiento de las líneas del espectro
hacia la región del rojo ; pero Hubble descubrió que este desplazamiento aumentaba en proporción a su distancia
: La constante de Hubble es de 50 a 100 Km por segundo y por pársec.