Medir distancias en nuestro sistema solar y en el universo

Escrito por chris stevenson | Traducido por marcela carniglia
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Medir distancias en nuestro sistema solar y en el universo
Edwin Hubble fue el primero en confirmar que existen galaxias fuera de nuestra propia galaxia. (Jupiterimages/Photos.com/Getty Images)

La distancia de nuestro planeta Tierra a los objetos que se encuentran en nuestro sistema solar y más allá son demasiado grandes para ser determinadas por cintas métricas o cuentakilómetros; los objetos del sistema solar siguen siendo demasiado lejanos para las mediciones mecánicas. El problema de medir las distancias fuera de nuestro sistema solar y profundamente en el universo se vuelve complicado, ya que las galaxias y otros objetos astronómicos requieren mediciones que abarcan cientos de años luz y mucho más.

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Medición paralaje

Cuando la Tierra gira alrededor del Sol durante su ciclo regular, las estrellas cercanas que vemos muestran un desplazamiento aparente en relación con las estrellas más lejanas. Esto se llama desplazamiento de paralaje. Mediante el uso de la órbita completa del diámetro de la Tierra y conociendo la magnitud del desplazamiento, los astrónomos pueden determinar el ángulo de paralaje sobre el cielo y calcular la distancias de los objetos.

Cálculos límites de paralaje

Si la estrella presenta un pequeño o limitado desplazamiento cuando se observó y se registró, significa que está más lejos que una estrella que tiene un desplazamiento largo. El método de cálculo sólo funciona para las estrellas que se encuentran dentro de un radio de 200 años luz de la Tierra. El desplazamiento de paralaje se vuelve demasiado leve para medir con precisión la distancia de los objetos superiores a 200 años luz.

Medición variable Cefeidas

Cuando la distancia para medir las estrellas pasa la capacidad técnica del paralaje, debe ser utilizada la medición variable Ceféidas. Las estrellas Ceféidas cambian de luminosidad durante largos períodos de tiempo. Los astrónomos pueden calcular la distancia al comparar la diferencia en el brillo aparente con el brillo verdadero de la estrella. La diferencia de luminosidad determina la distancia mediante el uso de un gráfico que corresponde a la distancia en años luz. La distancia de los cúmulos globulares y las galaxias distantes se obtiene mediante la técnica de medición variable Ceféidas.

Ley de Hubble

Durante la década de 1920, Edwin Hubble descubrió que podía utilizar el período de luminosidad de diferentes estrellas variables para determinar las distancias extremas de las galaxias, e incluso de los cuerpos celestes más lejanos. La ley de Hubble determina que existe una relación entre la distancia de una galaxia y el desplazamiento rojo, el desplazamiento rojo son las líneas espectrales cerca del final del arco iris. Pasando la luz de una galaxia a través de un espectrograma, puede determinarse el desplazamiento rojo, el cual proporciona una distancia bastante precisa. Este método de medición demostró que el universo se está expandiendo, y el método se ha utilizado para calcular las distancias de los cuerpos celestes más remotos.

Observación de supernova

Otro método para calcular las distancias implica la observación de supernovas o explosiones estelares. Las explosiones estelares tienen una luminosidad máxima muy regular, la cual puede ser medida de forma más precisa que los cálculos de la técnica de medición Ceféidas. Ya que las supernovas son billones de veces más brillantes que las estrellas Ceféidas, pueden ser captadas por los telescopios a distancias mucho mayores. Las observaciones de supernovas y los cálculos han proporcionado sus propios gráficos de medición de "velas estándares" .

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