lunes, 10 de diciembre de 2012

Métodos para medir en la astronomía.


Métodos para medir en la astronomía
Uno de los métodos es el Hobble estableció el cual es, el del desplazamiento rojo en donde los objetos más rojos  se están desplazando mas lejos a un sentido radial y los azules están más cerca en la física se conoce a este fenómeno como el efecto Doppler y obedece a la siguiente proporcionalidad magnitud del desplazamiento es proporcional a la distancia.
En donde se ocupa para interpretar el siguiente sistema dm=M-m. La franja de secuencia principal más baja, que corresponde al cúmulo más lejano, estará 100.2dm más lejos.
Nota: tomando en cuenta que esta técnica del diagrama H-R se  utiliza en Ajuste de secuencia principal y Paralaje espectroscópico.
Aparte de este método tenemos otros dos grandes grupos de medidores, según la propiedad física de aprovecha para hallar la distancia al objeto:
  • Candelas
  • Reglas
Las candelas aprovechan las leyes físicas que gobiernan la emisión de energía que producen los objetos astronómicos. La energía de esos objetos la recibimos en forma de radiación electromagnética, que podemos medir. Si por alguna propiedad de los objetos podemos también calcular su luminosidad intrínseca, estas dos magnitudes están relacionadas en una expresión que contiene la distancia al objeto. Con lo que podemos hallarla finalmente. Esta expresión es la siguiente:
F = L / (4*pi*D2)
Donde F es el flujo, medido en la Tierra, L su luminosidad y D la distancia al objeto.
En donde despejando podríamos obtener la distancia de dicho objeto
Para ángulos pequeños la expresión que relaciona estos parámetros es
q = T / D
Donde q es el tamaño del objeto visto desde la Tierra, T su tamaño real y D la distancia que nos separa de él.

También podemos contar con el método de la paralaje.
Este método se utiliza principalmente para las observaciones que son hechas desde dos puntos distintos de un plano  circular en este caso, para poder considerar la órbita de un planeta que observa a un cuerpo celeste desde dos puntos distintos de su línea de traslación.
Entonces si se sabe cuál es la distancia que hay de la tierra al sol el cual es U.A ,entonces no va a dar un Parsec de distancia si el Angulo que forma esta triangulación  en “P” nos da 1°.
Método de los cúmulos en movimiento:
Este método está basado en la variación que sufre con el tiempo el diámetro de un cúmulo debido a su movimiento radial relativo al Sol. A partir del diámetro angular del cúmulo, su velocidad radial  y la variación del diámetro con el tiempo, se obtiene la distancia.
Este método también se restringe a distancias relativamente próximas, en las que las variaciones de tamaño de los cúmulos abiertos son apreciables, que se acota a los alrededores del brazo de nuestra galaxia.
Método de punto de convergencia.
Para llevar a  cabo este método se deben de tener las siguientes características:
Tener estrellas que pertenezcan al mismo cumulo abierto ó que hayan nacido de la misma nube de hidrógeno, por lo tanto comparten la misma dinámica y la misma dirección de desplazamiento.
Por lo cual todas sus estrellas convergen en un  mismo punto y Si se conoce las dos componentes de la velocidad de las estrellas del cúmulo (tangencial y radial), se puede calcular la distancia que nos separa del cúmulo.
Método de  Cefeidas y RR Lyrae
Se utiliza el método de candela, calculando magnitudes aparentes y absolutas de este tipo de estrellas. Las magnitudes aparentes se calculan por fotometría y las absolutas se calculan por una propiedad física típica de cada uno de los tipos de estrellas variables.
La primera descubierta fue la de las Cefeidas, realizada por la astrónoma Henrietta Leavitt en 1907. Se descubrió que hay una ley matemática que relaciona el periodo de la variable con su magnitud absoluta. Concretamente:
M = -2.78 log(P/10) – 4.13
Posteriormente se descubrió otra relación muy similar para las RR Lyrae.

El procedimiento sería el siguiente:
  • Calcular la magnitud aparente media (m) por fotometría.
  • Estudiar la variación de brillo, mediante la observación continua de su brillo, extraer de esas observaciones el periodo de pulsación.
  • Aplicar la fórmula de arriba para calcular su magnitud absoluta (M).
  • Aplicar la fórmula de las candelas m – M = 5 log (d/10) para calcular la distancia a la cefeida.
Los periodos de las RR Lyrae son de 12 a 24 horas, mientras que los de las cefeidas de 2 a 150 días. Las ventajas del método de las cefeidas son que son fácilmente distinguibles, son muy luminosas, lo que permite encontrar cefeidas hasta en galaxias a 5 MPc.




Referencias:
http://www.astromia.com/astronomia/medirdistancias.htm
http://agrupacionastronomicamagallanes.wordpress.com/medir-distancias-en-astronomia/
http://www.cielodeguadaira.org/index.php?option=com_content&task=view&id=29&Itemid=26