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:
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
