Download 04 Cómo se mide el Universo

MÉTODOS PARA MEDIR
DISTANCIAS
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Tamaño aparente y leyes de Kepler
Radar
Paralaje
Periodos de las Cefeidas
Luminosidad y magnitud
Efecto Doppler
Radar
EJEMPLOS DE PARALAJE
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Un dedo delante de nuestros ojos.
El velocímetro de un coche visto desde el
asiento del conductor o desde el del
acompañante.
Unidades de Distancia
Unidad
Concepto
equivalencia
Distancia media entre la Tierra
Unidad
y el Sol. No se utiliza fuera del
149.600.000 km
astronómica (ua)
Sistema Solar.
Distancia que recorre la luz en
un año. Si una estrella está a 10
9.46 billones de km
Año luz
años luz, la vemos tal como era
63.235,3 ua
hace 10 años. Es la más práctica.
Distancia de un cuerpo que tiene 30,86 billones de km
Pársec
una paralaje de 2 segmentos
3,26 años luz
(paralaje-segundo)
de arco. La más "científica".
206.265 ua

Because stars are so far away, and their parallax
shifts so extremely small, the parallaxes are most
conveniently measured in seconds of arc (arc
seconds). The angular size of your index finger
held at arm’s length is about 1 degree. Imagine
dividing this finger up into 3600 slices. One of
these slices would represent the angular size of
an arc second!

La primera paralaje estelar se realizó en la estrella 61 del cisne
por Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 calculando una distancia
de 10,9 a/l, el 10% de la distancia real conocida ahora. La
paralaje mas pequeña que se puede medir desde la Tierra debido
a las alteraciones ópticas producidas por la atmósfera es de 0.01
segundo de arco (como el ancho de un dedo visto a 200 Km.), lo
cual ha sido mejorado con observaciones de los telescopios
orbitales (Hiparcos y Hubble) que han logrado medir ángulos de
paralaje de 0.001 segundo de arco llegando a estrella tan lejanas
como 3000 Parsecs. A pesar de estas mejoras este es un método
limitado para estrellas lejanas.
Estrellas más cercanas a la Tierra
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Designación
Distancia años luz
Sistema
Estrella
0,0000158125 (8 minutos luz y
19,005 segundos luz)
Sol
1
Alfa Centauri
Próxima Centauri (V645 Centauri)
4,2420
Alfa Centauri A (Rigil Kentaurus; Toliman)
4,3649
Alfa Centauri B (HD 128621)
2
Estrella de Barnard (BD+04°3561a)
5,9629
3
Wolf 359 (CN
Leonis)
7,7823
4
Lalande 21185
(BD+36°2147)
8,2903
5
Sirio
Sirio A (α Canis Majoris)
Sirio B
8,5826
1 cm = 1º
Variabilidad de las Cefeidas
Luminosidad

La luminosidad es la cantidad de luz emitida por segundo. Si podemos
conocer la luminosidad podremos conocer diversas características de las
estrellas como su historia, estructura interna, evolución futura y distancia.

Ley Inversa del Cuadrado:
El brillo de una fuente lumínica es menor en la medida que este localizado
mas lejos debido a que se dispersa en mayor escala.


El brillo disminuye inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia
b = L/4πd2
Magnitud


Todos los objetos que observamos en el cielo no brillan con la
misma intensidad debido a las diferentes distancias que nos
separan de ellos y a su brillo intrínseco. Hiparco fue el primero
en catalogar las estrellas por su magnitud dejando como de
primera magnitud a aquellas mas brillantes y de sexta magnitud a
aquellas que casi escapaban a su vista. Durante el día el elemento
mas brillante del cielo es el Sol, durante la noche es la Luna
seguida por planetas como Venus, Júpiter y Saturno, estrellas,
satélites artificiales, cúmulos, nebulosas, galaxias y otros.
Se ha definido la Magnitud como la unidad de medida de la
luminosidad, en otras palabras, es una escala para cuantificar las
diferencias de brillo entre los diferentes objetos del cielo. Esta
escala no es matemática sino logarítmica, esto quiere decir que
las relaciones entre una magnitud a otra no es de una sino de
2.512 veces más o menos brillante. Si dos objetos difieren en 5
magnitudes su intensidad de brillo difiere 100 veces (definición
propuesta por Norman R. Pogson del Observatorio de Oxford).


Pogson realizó una aproximación matemática a la magnitud:
m1 - m2 = 2.5 log10 (b1/b2)
En esta escala paradójicamente entre menor (o negativo) sea el
numero, el objeto es mas brillante, el Sol por ejemplo es –26, por
el contrario, una nebulosa tenue puede tener una magnitud 30.
Vale decir que el ojo humano es capaz de observar una magnitud
de 6 y con la ayuda de un telescopio para aficionado se pueden
observar objetos de hasta magnitud 14 pero con telescopios
grandes se han visto objetos de magnitud 29. Este sistema de
graduación "invertido" tiene una explicación histórica, Hiparco
realizó el primer catálogo estelar con el ojo desnudo, con el
advenimiento del telescopio al observarse estrellas mas tenues se
siguieron creando nuevas magnitudes.
La Magnitud puede ser :

Aparente (mv). El brillo de un objeto visto desde la
Tierra.

Absoluta (MV) . Brillo de una estrella cuando se
coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz).
Esto elimina el factor distancia como determinante, por
ejemplo la Magnitud Absoluta del Sol es 4.87, es decir,
que si el Sol estuviera localizado a 32.6 años luz lo
veríamos como una estrella de esta magnitud. En la
actualidad la medida del brillo se realiza a través de
métodos de fotometría.
La ley de Hubble