19: Distancias Celestiales
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En este capítulo, comenzamos con las definiciones fundamentales de las distancias en la Tierra para luego extender nuestro alcance hacia afuera a las estrellas. También examinaremos los satélites más nuevos que están vigilando el cielo nocturno y discutiremos los tipos especiales de estrellas que pueden usarse como marcadores de rastro para galaxias distantes.
- 19.1: Unidades Fundamentales de Distancia
- Las primeras mediciones de longitud se basaron en dimensiones humanas, pero hoy en día, utilizamos estándares mundiales que especifican longitudes en unidades como el medidor. Las distancias dentro del sistema solar ahora están determinadas por el tiempo de cuánto tiempo tardan las señales de radar en viajar de la Tierra a la superficie de un planeta u otro cuerpo y luego regresar.
- 19.2: Topografía de las estrellas
- Para las estrellas que están relativamente cerca, podemos “triangular” las distancias desde una línea base creada por el movimiento anual de la Tierra alrededor del Sol. La mitad del cambio en la posición de una estrella cercana en relación con las estrellas de fondo muy distantes, tal como se ve desde lados opuestos de la órbita de la Tierra, se llama paralaje de esa estrella y es una medida de su distancia. Las mediciones de paralaje son un eslabón fundamental en la cadena de distancias cósmicas.
- 19.3: Estrellas Variables - Una Clave para las Distancias Cósmicas
- Las estrellas cefeidas y RR Lyrae son dos tipos de estrellas variables pulsantes. Las curvas de luz de estas estrellas muestran que sus luminosidades varían con un período que se repite regularmente. Las estrellas RR Lyrae se pueden utilizar como bombillas estándar, y las variables cefeidas obedecen a una relación período-luminosidad, por lo que medir sus períodos puede decirnos sus luminosidades. Entonces, podemos calcular sus distancias comparando sus luminosidades con sus brillos aparentes, y esto puede permitirnos medir distancias a estas estrellas para
- 19.4: El H-R y las distancias cósmicas
- Las estrellas con temperaturas idénticas pero diferentes presiones (y diámetros) tienen espectros algo diferentes. Por lo tanto, la clasificación espectral se puede utilizar para estimar la clase de luminosidad de una estrella así como su temperatura. Como resultado, un espectro puede permitirnos identificar dónde se encuentra la estrella en un diagrama H-R y establecer su luminosidad. Esto, con el brillo aparente de la estrella, vuelve a ceder su distancia. Los diversos métodos de distancia se pueden utilizar para verificar uno contra otro.
Miniatura: Esta hermosa imagen muestra un cúmulo gigante de estrellas llamado Messier 80, ubicado a unos 28,000 años luz de la Tierra. Tales grupos abarrotados, que los astrónomos llaman cúmulos globulares, contienen cientos de miles de estrellas, incluyendo algunas de las variables RR Lyrae discutidas en este capítulo. Especialmente obvios en esta imagen son los gigantes de color rojo brillante, que son estrellas similares al Sol en masa que se acercan al final de sus vidas. (crédito: modificación de obra de The Hubble Heritage Team (AURA/ STSci/ NASA)).