Física/distancias en el cielo

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Distancias en el cielo
(parte 2)

Todas las estrellas que vemos en el cielo forman parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La galaxia tiene un diámestro de cerca de 100,000 años luz. Las estrellas que vemos se encuentran relativamente cerca.
La galaxia más cercana a la nuestra es la Gran Galaxia de la constelación de Andrómeda, que se encuentra a 2 millones de años luz, o sea, miles de veces más lejos que las estrellas más lejanas que vemos en nuestros cielos.

En el universo hay miles de millones de galaxias

En el reino de las galaxias las distancias se miden en millones de años-luz o en megaparsecs. ¿Cómo se determinan estas distancias?

Hay varias maneras de determinar la distancia a objetos cuya lejanía no se puede calcular con el método de la paralaje. Todas se basan en la simple observación de que la luz de un objeto luminoso se ve más tenue cuanto más lejos se encuentre el objeto.

Experimento

Espera a que sea de noche. Apaga la luz, prende una vela y trata de leer poniendo el libro cerca de ella. Aléjalo poco a poco y observa lo que pasa con la luz de la vela a medida que te alejas. Cada vez es más difícil leer a la luz de la vela porque ésta cada vez es más tenue. La luz que emite un objeto luminoso se va atenuando con la distancia.

Sabemos exactamente cómo se atenua con la distancia la luz de un objeto luminoso y lo podemos expresar en forma matemática. Imagínate dos objetos igual de luminosos; por ejemplo, dos focos de 100 watts. Si los colocamos a la misma distancia los veremos igual de brillantes; si uno está 2 veces más lejos que el otro lo veremos brillar con ¼ = (½)² de la intensidad del otro. Si el segundo foco está 3 veces más lejos, lo veremos brillar con 1/9 = (1/3)² de la intensidad original, y si está 4 veces más lejos brillará con 1/16 = (¼)² de la intensidad.

En general, el brillo aparente de una fuente luminosa va disminuyendo en función de (1/d)², donde d es la distancia a la que se encuentra la fuente. Esta ley de atenuación de la luminosidad aparente de una fuente de luz se conoce como ley del inverso del cuadrado (y tiene muchísimas aplicaciones en las ciencias).

La ley del inverso del cuadrado se puede usar para determinar a qué distancia se encuentra un objeto luminoso: basta comparar su brillo aparente con su brillo real.

Distancias estelares

En el cielo vemos estrellas de muchas intensidades distintas. La diferencia no se debe únicamente a que unas estén más lejos que otras, sino a que, aún si las pusiéramos todas juntas, unas estrellas brillarían más que otras. De modo que si queremos usar la ley del inverso del cuadrado para medir distancias estelares tendremos que saber exactamente cuánta luz emite la estrella, o sea, qué tan brillante se vería si nos colocáramos junto a ella.

¿Cómo podemos saber cuánta luz emite una estrella?
Una vez que sabemos a qué distancia se encuentra una estrella por el método de la paralaje, podemos calcular su brillo real a partir de su brillo aparente usando la ley del inverso del cuadrado. Hoy en día se usan observatorios espaciales como el satélite Hipparcos para determinar paralajes estelares con mucha precisión. Así hemos obtenido las paralajes de más de 100,000 estrellas.

Los astrónomos clasifican las estrellas según el tipo de luz que emiten. Esta clasificación también indica qué tan brillante se vería la estrella si estuviera muy cerca, es decir, nos da una idea de su brillo intrínseco. Conociendo el brillo intrínseco podemos medir el brillo aparente y deducir de éste la distancia a la que se encuentra la estrella.

Distancias galácticas

He aquí otra manera de determinar el brillo absoluto de una fuente de luz lejana, y con ella la distancia a la que se encuentra. Tiene que ver con un tipo de estrellas llamadas variables ceféidas, y la descubrió Henrietta Swan Leavitt, empleada de las oficinas del Observatorio Harvard, en Cambridge, Massachusetts, en 1912.

La señora Leavitt trabajaba como "computadora" (así les decían) y percibía un sueldo miserable. Las computadoras tenían que realizar las tareas tediosas y repetitivas que los astrónomos hechos y derechos consideraban de poca importancia. El trabajo de Henrietta Swan Leavitt consistía en examinar placas fotográficas tomadas con el telescopio del observatorio, ubicado en Arequipa, Perú, para localizar estrellas de brillo variable conocidas como ceféidas. La luminosidad de una estrella variable cambia cíclicamente. Las variables ceféidas habían sido descubiertas en 1784 por John Goodricke. La primera que descubrió estaba en la constelación de Cefeo, de ahí su nombre.

Por aquella época la señora Leavitt estaba estudiando las Nubes de Magallanes, dos nebulosidades luminosas que se ven en el hemisferio sur (hoy en día sabemos que son dos pequeñas galaxias satélites de la nuestra). Comparando placas tomadas en días distintos detectó las variables ceféidas que buscaba, pero también observó un curioso fenómeno: cuanto más brillante era la estrella, más tardaba su luminosidad en completar un ciclo de variación (por ejemplo, si tarda entre 10 y 12 horas en completar un ciclo, la variable ceféida es unas 100 veces más brillante que el Sol). La conexión entre la luminosidad y el periodo de las variables ceféidas proporcionaba un método para medir grandes distancias en el espacio. ¿Por qué? Porque si sabemos cuánta luz emite un objeto podemos calcular a qué distancia se encuentra midiendo su brillo aparente y luego aplicando la ley del inverso del cuadrado. Si vemos a lo lejos dos focos de 100 watts pero uno se ve cuatro veces más brillante que el otro, la regla del inverso del cuadrado implica que el primer foco está dos veces más cerca que el segundo. La relación que descubrió Henrietta Swan Leavitt muestra que el periodo de variación de una variable ceféida puede considerarse como una medida de su intensidad luminosa intrínseca, y por lo tanto, de la distancia a la que se encuentra.

La distancia a las galaxias se determina así: se buscan variables ceféidas en la galaxia y se mide el periodo de variación (el tiempo que tarda la estrella en completar un ciclo de variación de brillo). De ahí se infiere su luminosidad intrínseca. Se mide su brillo aparente y usando la ley del inverso del cuadrado se calcula su distancia. La distancia a la variable ceféida será también, con buena aproximación, la distancia a la galaxia en la que se encuentra.

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hol		Distancias en el cielo (parte 2) Todas las estrellas que vemos en el cielo forman parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La galaxia tiene un diámestro de cerca de 100,000 años luz. Las estrellas que vemos se encuentran relativamente cerca. La galaxia más cercana a la nuestra es la Gran Galaxia de la constelación de Andrómeda, que se encuentra a 2 millones de años luz, o sea, miles de veces más lejos que las estrellas más lejanas que vemos en nuestros cielos. En el universo hay miles de millones de galaxias En el reino de las galaxias las distancias se miden en millones de años-luz o en megaparsecs. ¿Cómo se determinan estas distancias? Hay varias maneras de determinar la distancia a objetos cuya lejanía no se puede calcular con el método de la paralaje. Todas se basan en la simple observación de que la luz de un objeto luminoso se ve más tenue cuanto más lejos se encuentre el objeto. Experimento Espera a que sea de noche. Apaga la luz, prende una vela y trata de leer poniendo el libro cerca de ella. Aléjalo poco a poco y observa lo que pasa con la luz de la vela a medida que te alejas. Cada vez es más difícil leer a la luz de la vela porque ésta cada vez es más tenue. La luz que emite un objeto luminoso se va atenuando con la distancia. Sabemos exactamente cómo se atenua con la distancia la luz de un objeto luminoso y lo podemos expresar en forma matemática. Imagínate dos objetos igual de luminosos; por ejemplo, dos focos de 100 watts. Si los colocamos a la misma distancia los veremos igual de brillantes; si uno está 2 veces más lejos que el otro lo veremos brillar con ¼ = (½)² de la intensidad del otro. Si el segundo foco está 3 veces más lejos, lo veremos brillar con 1/9 = (1/3)² de la intensidad original, y si está 4 veces más lejos brillará con 1/16 = (¼)² de la intensidad. En general, el brillo aparente de una fuente luminosa va disminuyendo en función de (1/d)², donde d es la distancia a la que se encuentra la fuente. Esta ley de atenuación de la luminosidad aparente de una fuente de luz se conoce como ley del inverso del cuadrado (y tiene muchísimas aplicaciones en las ciencias). La ley del inverso del cuadrado se puede usar para determinar a qué distancia se encuentra un objeto luminoso: basta comparar su brillo aparente con su brillo real. Distancias estelares En el cielo vemos estrellas de muchas intensidades distintas. La diferencia no se debe únicamente a que unas estén más lejos que otras, sino a que, aún si las pusiéramos todas juntas, unas estrellas brillarían más que otras. De modo que si queremos usar la ley del inverso del cuadrado para medir distancias estelares tendremos que saber exactamente cuánta luz emite la estrella, o sea, qué tan brillante se vería si nos colocáramos junto a ella. ¿Cómo podemos saber cuánta luz emite una estrella? Una vez que sabemos a qué distancia se encuentra una estrella por el método de la paralaje, podemos calcular su brillo real a partir de su brillo aparente usando la ley del inverso del cuadrado. Hoy en día se usan observatorios espaciales como el satélite Hipparcos para determinar paralajes estelares con mucha precisión. Así hemos obtenido las paralajes de más de 100,000 estrellas. Los astrónomos clasifican las estrellas según el tipo de luz que emiten. Esta clasificación también indica qué tan brillante se vería la estrella si estuviera muy cerca, es decir, nos da una idea de su brillo intrínseco. Conociendo el brillo intrínseco podemos medir el brillo aparente y deducir de éste la distancia a la que se encuentra la estrella.
		Distancias galácticas He aquí otra manera de determinar el brillo absoluto de una fuente de luz lejana, y con ella la distancia a la que se encuentra. Tiene que ver con un tipo de estrellas llamadas variables ceféidas, y la descubrió Henrietta Swan Leavitt, empleada de las oficinas del Observatorio Harvard, en Cambridge, Massachusetts, en 1912.
		La señora Leavitt trabajaba como "computadora" (así les decían) y percibía un sueldo miserable. Las computadoras tenían que realizar las tareas tediosas y repetitivas que los astrónomos hechos y derechos consideraban de poca importancia. El trabajo de Henrietta Swan Leavitt consistía en examinar placas fotográficas tomadas con el telescopio del observatorio, ubicado en Arequipa, Perú, para localizar estrellas de brillo variable conocidas como ceféidas. La luminosidad de una estrella variable cambia cíclicamente. Las variables ceféidas habían sido descubiertas en 1784 por John Goodricke. La primera que descubrió estaba en la constelación de Cefeo, de ahí su nombre. Por aquella época la señora Leavitt estaba estudiando las Nubes de Magallanes, dos nebulosidades luminosas que se ven en el hemisferio sur (hoy en día sabemos que son dos pequeñas galaxias satélites de la nuestra). Comparando placas tomadas en días distintos detectó las variables ceféidas que buscaba, pero también observó un curioso fenómeno: cuanto más brillante era la estrella, más tardaba su luminosidad en completar un ciclo de variación (por ejemplo, si tarda entre 10 y 12 horas en completar un ciclo, la variable ceféida es unas 100 veces más brillante que el Sol). La conexión entre la luminosidad y el periodo de las variables ceféidas proporcionaba un método para medir grandes distancias en el espacio. ¿Por qué? Porque si sabemos cuánta luz emite un objeto podemos calcular a qué distancia se encuentra midiendo su brillo aparente y luego aplicando la ley del inverso del cuadrado. Si vemos a lo lejos dos focos de 100 watts pero uno se ve cuatro veces más brillante que el otro, la regla del inverso del cuadrado implica que el primer foco está dos veces más cerca que el segundo. La relación que descubrió Henrietta Swan Leavitt muestra que el periodo de variación de una variable ceféida puede considerarse como una medida de su intensidad luminosa intrínseca, y por lo tanto, de la distancia a la que se encuentra.
		La distancia a las galaxias se determina así: se buscan variables ceféidas en la galaxia y se mide el periodo de variación (el tiempo que tarda la estrella en completar un ciclo de variación de brillo). De ahí se infiere su luminosidad intrínseca. Se mide su brillo aparente y usando la ley del inverso del cuadrado se calcula su distancia. La distancia a la variable ceféida será también, con buena aproximación, la distancia a la galaxia en la que se encuentra. Regresar