¿Cómo miden los científicos la distancia entre objetos en el espacio? Por ejemplo, Alfa Centauri está a 4,3 años luz.
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Existen diversos métodos para medir la distancia, cada uno de los cuales se basa en el anterior y forma una escalera cósmica de distancias.
La primera, que en realidad sólo se puede utilizar dentro del sistema solar, es básica Radar y LIDAR . En realidad, el LIDAR sólo se utiliza para medir la distancia a la Luna. Para ello se dispara un láser brillante a través de un gran telescopio (como el de 3,5 m de Punta Apache en Nuevo México (EE.UU.), véase la Proyecto Apolo ) y luego medir con ese telescopio el débil pulso de retorno de los diversos reflectores de esquina colocados allí por las misiones lunares Apolo.
Esto nos permite medir la distancia a la Luna con gran precisión (creo que hasta centímetros). El radar se ha utilizado al menos hasta Saturno, utilizando los 305 m Arecibo antena parabólica como transmisor y receptor para hacer rebotar las ondas de radio en las lunas de Saturno. El tiempo de radio de ida y vuelta es del orden de casi 3 horas.
Si se quieren obtener distancias a cosas situadas más allá de nuestro sistema solar, el primer peldaño en la escalera de las distancias es, como describe Wedge en su respuesta, la triangulación, o como se denomina en astronomía, paralaje. Para medir la distancia de este modo, se toman dos imágenes de un campo estelar, una a cada lado de la órbita de la Tierra, de modo que se tiene una línea de base de 300 millones de kilómetros. Las estrellas más cercanas se desplazan con respecto a las más lejanas y, midiendo la magnitud del desplazamiento, se puede determinar la distancia a las estrellas. Este método sólo funciona para las estrellas más cercanas en las que se puede medir el desplazamiento. Sin embargo, con la tecnología actual, son bastantes estrellas. El mejor catálogo actual de paralaje es el Catálogo Tycho-2 realizado a partir de datos observados por la ESA Hipparcos satélite a finales de los ochenta y principios de los noventa.
La paralaje es la única medida de distancia directa que tenemos a escalas astronómicas. (Existe otro método, el método del conglomerado móvil pero su aplicabilidad es muy limitada). Aparte de eso, todo lo demás se basa en datos calibrados utilizando estrellas para las que podemos determinar la paralaje. Y todos se basan en alguna aplicación de la relación distancia-luminosidad
$m - M = 5log_{10}\left(\frac{d}{10pc}\right)$
donde
- m = magnitud aparente (brillo) del objeto
- M = Magnitud absoluta del objeto (brillo a 10 parsecs)
- d = distancia en parsecs
Dados dos de los tres puedes encontrar el tercero. Para los objetos más cercanos, de los que conocemos la distancia, podemos medir la magnitud aparente y calcular así la magnitud absoluta. Una vez que conocemos la magnitud absoluta para un tipo de objeto dado, podemos medir las magnitudes aparentes de estos objetos en lugares más distantes, y puesto que ahora tenemos las magnitudes aparentes y absolutas, podemos calcular la distancia a estos objetos.
Es esta relación la que nos permite definir una serie de "velas estándar" que sirven como peldaños cada vez más lejanos en nuestra escalera de distancias que se extiende hasta el borde del universo visible.
La más cercana de estas velas estándar es la Variable cefeida estrellas. Para estas estrellas, el periodo de su variabilidad está directamente relacionado con la magnitud absoluta. Cuanto más largo es el periodo, más brillante es la estrella. Estas estrellas pueden observarse tanto en nuestra galaxia como en muchas de las galaxias más cercanas. De hecho, la observación de estrellas variables Cefeidas en galaxias lejanas, fue una de las misiones principales originales del Telescopio espacial Hubble (llamada así por Edwin Hubble que midió las Cefeidas en M31 (la Galaxia de Andrómeda, demostrando así que se trataba de un "universo isla" en sí mismo y no de una parte de la Vía Láctea).
Más allá de las variables Cefeidas, otras candelas estándar, como las nebulosas planetarias, las Relación Tully-Fisher y sobre todo Supernova de tipo 1a nos permiten medir la distancia a galaxias aún más lejanas y hasta el borde del universo visible. Todos estos métodos posteriores se basan en calibraciones de distancias realizadas con estrellas variables cefeidas (de ahí la importancia de la misión Hubble para precisar esas observaciones).
Scott Bussinger
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Triangulación. La Tierra no está inmóvil, se mueve en una órbita de 150 millones de km (1 UA) de radio alrededor del Sol. Si se mide la posición aparente de una estrella en diferentes puntos de esa órbita, un objeto suficientemente cercano parecerá desplazado en una cantidad mensurable, este desplazamiento se denomina paralaje, que se mide típicamente a través de una línea de base de 1 UA. Un pársec (3,26 años-luz) es la distancia que corresponde a un segundo de arco* de paralaje, y la distancia es inversamente proporcional al paralaje (de modo que el paralaje de Próxima Centauri de 0,7687 segundos de arco corresponde a 1,301 pársecs de distancia, o 4,243 años-luz).
Cuanto más exactamente se pueda medir la posición aparente de una estrella, más exactamente se podrá medir su distancia a la Tierra. En la vanguardia de la tecnología es necesario tener en cuenta los efectos relativistas de la curvatura de la luz debida a la gravedad del Sol.
arcosegundo un círculo tiene 360 grados, cada grado tiene 60 minutos de arco, cada minuto tiene 60 segundos de arco
Greg Shackles
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Un método poco conocido es el método del punto convergente (o método de conglomerados móviles). Las estrellas de los cúmulos abiertos se mueven en paralelo a través del espacio y, debido al efecto de perspectiva, parecerá que se mueven hacia un punto común en el cielo. Este punto depende de la distancia y así se puede calcular la distancia si se puede determinar el punto en el cielo. Nunca he visto este método mencionado en ningún libro de astronomía, pero fue el tema de una clase de astronomía que tomé (en Heidelberg pero eso es irrelevante).
Este método es complementario del método de triangulación (paralaje), por lo que ambos métodos validan mutuamente la determinación de las distancias. Sin embargo, su alcance es más limitado (sólo para los cúmulos y sólo si el cúmulo no se aleja ni se acerca directamente a nosotros). Sin embargo, el artículo dice
El método de conglomerados móviles era, de hecho, la única forma que tenían los astrónomos para medir la distancia a estos cúmulos con cierta precisión durante algún tiempo a principios del siglo XX".
Las nuevas (mejores) determinaciones del movimiento propio de Hipparcos debería permitir ampliar este método más allá (ya se conocen los datos doppler), al menos como control interno.
Una buena descripción de este método con buenos diagramas ilustrativos puede encontrarse en _La distancia al cúmulo estelar de las Hyades_ (PDF).
Harper Shelby
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Esta es una de mis preguntas favoritas en astronomía. En realidad es extremadamente ingeniosa. El Sol emite un determinado color de luz que puede ser analizado. Obviamente, este color es completamente blanco, salvo en ciertas frecuencias. Por ejemplo, un objeto que emita una luz turquesa estaría emitiendo todas las frecuencias de color salvo quizá partes de rojo (hay otras formas como emitir sólo la frecuencia de color del turquesa). Alfa_Centauri tiene un color amarillo, por lo que podría parecerse a la siguiente imagen cuando se dispersa la frecuencia de la luz (lo que efectivamente es un arco iris).
Los distintos materiales graban un "código de barras" de la imagen. Por ejemplo helio :
Así puedes ver el patrón de líneas que indican que es helio. Sin embargo, hay una diferencia en la ubicación de estas líneas. El helio real está más a la derecha (podría estar a la derecha en el espectro real), por lo que se ha producido un efecto llamado desplazamiento al rojo. Esto sucede porque, a medida que las galaxias se alejan de nosotros (un efecto del big bang), tiran de las ondas de luz y las estiran haciendo que sus frecuencias sean más largas. De este modo, podemos saber a qué velocidad se aleja la galaxia de nosotros y también sabemos que el universo se expande a 72,4 km/s/Mpc (esto significa que por cada Mpc (o unos 3 millones de años luz) el universo se expande a 72,4 km por segundo) y a partir de ellas podemos calcular la distancia exacta que nos separa.
