Spor Нет Bar ona ega atié ES, miti Para hallar la distancia a la estrellas, se usa como base el radio de la órbita terrestre, sea la distancia media al Sol ya encontrada.
Hay estrellas cercanas que están a 4, 8, 10, 20, 50 y 100 años luz. Estrellas muy alejadas a mil, diez mil, treinta mil y sesenta mil años luz, Este fondo de estrellas lejanas se usa para determinar la paralaje de las más cercanas.
Si con un telescopio de gran potencia, se toman fotografías de una estrella cercana, al través de un año, se observa que esta describe sobre el fondo de estrellas lejanas, una pequeña elipse, que es el reflejo de la órbita terrestre, permitiendo determinar su paralaje.
Un año luz, es la idistancia equivalente al recorrido de la luz en un año, a razón de 300. 000 kilómetros por segundo. hora tiene 60 60 600 segundos. día 600 24 86. 400 segundos año 365 días 31. 536. 000 segundos Significa que el año luz equivale a 460. 800. 000. 000 kilómetros.
Por lo tanto, llamando a la paralaje, la fórmula para hallar la distancia a una estrella en años luz será: 149. 500. 000 60 60 3600 x 2832 60 60 24, 365 300. 000 259 Los viajes al espacio han arrojado muchos datos sobre otros planetas.
El telescopio de metros del Monte Palomar, con el espejo montado, pero sin las aletas de acero como protección.
Después de clasificadas las estrellas más cercanas al Sol, los astrónomos han encontrado muchas estrellas que si revelan sus distancias según la sencilla fórmula enunciada arriba, cuyo brillo real específico puede ser identificado por sus líneas espectrales y el color de la luz.
Por estar más cercanas, estas estrellas sirvieron de puente para llegar a uno de los tipos más importantes y brillantes, el más lejano que se puede ver y reconocer.
la cefeida variable, estrella cintilante que aumenta y disminuye de brillo en períodos regulares conforme se caliente o enfría.
Cuanto más largo sea el ciclo de cambio de la cefeida, mayor será su brillo real. Una cefeida que palidece, aumenta de fulgor y vuelve a palidecer en un período de 30 días, tiene un brillo 10. 000 veces mayor que el del Sol. Si su período es de un día, solo brilla 100 veces más que el Sol. Después de medir el período de pulsación de un a cefeida, los astrónomos pueden calcular su brillo real o magnitud absoluta con el 90 por ciento de exactitud.
Comparando el resultado con el brillo visible o magnitud aparente, pueden calcular su distancia. pueden hacerlo aunque la estrella esté a solo 300 años luz, como la cefeida más cercana, la estrella polar, o sobre de dos millones de años luz, como las de la galaxia de Andrómeda.
Casi todas las demás estrellas que sirven para determinar distancias no pueden reconocerse tan fácilmente como las cefeidas, aunque se usan para medir las regiones más cercanas en donde escasean éstas. En las distancias medianas de la Vía Láctea, los astrónomos aprovechan las estrellas RR Lira. especie pulsante que aumenta y disminuye de brillo con más rapidez que las cefeidas.
Se ha comprobado que las estrellas tienen movimiento propio y que las de un hemisferio se mueven en sentido contrario al del otro. Aparentemente las más cercanas a nuestro Sistema Solar, se mueven más rápidamente y las más alejadas en forma más lenta.
Este método com binado con los anteriores, ha permitido comprobar y rectificar las distancias.
La señorita Henrieta Leavitt fue la que primero observó la concordancia del período de pulsación de las cefeidas con su brillo máximo y lo propuso como método de medición. El gran astrónomo danés Ejnar Hertzprung reconoció su descubrimiento poniéndolo en práctica en 1913, un año después.
El astrónomo norteamericano Harlow Shapley fue el primero en aplicar este método para determinar las dimensiones de la Vía Láctea, cuyo diámetro tiene 100. 000 años luz. De 1916 a 1918 se dedicó a estudiar las cefeidas en los enjam bres globulares, considerándolos como sus satelites en los extremos de su halo. Sus mediciones las comprobó con las estrellas gigantes roja. Posteriormente en 1917 Ritchey descubrió una noia en una galaxia distante, la NGC 6946 de Cefeo. Como a mayoría de las novas alcanzan un brillo máximo de 100. 000 veces mayor que el brillo del Sol, ésta parecía 800 veces más débil que la más débil de las estrella visibles sin telescopio, lo llevó al convencimiento que esa nebulosa estaba fuera de la Vía Láctea.
Edwin Hubble usando el novísimo telescopio de 50 metros del Monte Wilson descubrió estrellas en nebulosas que resultaron cefeidas, probando que realmente eran galaxias independientes, según las distancias obtenidas.
VIENE DE LA HOJA Este documento es propiedad de la Biblioteca Nacional Miguel Obregón Lizano del Sistema Nacional de Bibliotecas del Ministerio de Cultura y Juventud, Costa Rica. Basta dividir 259 por la paralaje de la estrella para hallar su distancia en años luza.
La constante 259 se llama parsec, medida muy usada en astronomia para medir distancias estelares y equivale a un segundo de paralaje sobre la bóveda celeste referido al radio de la órbita terrestre.
Proviene de las palabras inglesas paralax second.
Siendo la paralaje de la estrella Alfa del Centauro de 75. tenemos: 259. 75 35 años luz (cu arto y tercio. Sea que la luz proveniente de esa estrella tarde ese tiempo en llegarnos. Haciendo el mismo cálculo con otras estrellas, hallamos: Sirio 259: 37 80 años luz Denébola 259: 08 40. 74 Aldebaran 259: 05 65. 00 Altair 259: 20 16. 29 Polux 259: 09 36. 21 Canopo 259: 024 136. 00 DISTANCIAS LOS PLANETAS LIMITE DEL METODO DE PARALAJE Dada la relativa pequeñez de la órbita terrestre, usando aún la fotografía estereoscópica, el método de paralaje es exacto hasta los 50 años luz. De ahí en adelante los cálculos son aproximados y a los 500 años luz, por lo exiguo de los ángulos, no tienen validez.
METODO DE LA CANTIDAD DE LUZ DISTANCIAS LAS GALAXIAS LEJANAS 16 LA REPUBLICA. Lunes de febrero de 1983.
Usando bom billas de 50 watts y tomándoles fotografías telescópicas, podemos determinar las distancias a que se encuentran ubicadas, ya sea a 100 metros a 10, 20, 50 y más kilómetros, si están en las laderas de montañas, recordando que la luminosidad disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia.
Antes de 1838, cuando Juan Guillermo Bessel midió la primera paralaje de estrella, los astrónomos creían que todas las estrellas tenían el mismo brillo y que si algunas eran más débiles que otras, se debía a su mayor distancia. Midieron con cuidado el brillo visible, la magnitud de las estrellas, con la esperanza de traducir estas cifras a distancias mediante la sencilla fórmula: Brillo cercanía Palidez lejanía Pero una vez determinadas las paralajes de las estrellas cercanas, advirtieron en seguida que la palidez y el brillo no dependían sólo de la distancia: Algunas estrellas son mucho más brillantes que otras.
Sirio parece dos veces más luminoso que Canopo, pero sus paralajes demuestran que el primero está a sólo 80 años luz. En realidad, Canopo no es menos brillan.
te que Sirio, sino 120 veces más luminoso, por distar 136 años luz.
Hubble hizo un promedio de galaxias en una esfera de tres millones de años luz, 20 en total, que son las que forman nuestro Sistema Local. Después otro promedio en otro grupo con un radio de 30 millones de años luz.
Mediante el brillo real medio de las galaxias enteras del mismo tipo que había estudiado, se lanzó a los límites entonces conocidos visibles del Universo, determinando que podían verse galaxias a más de mil millones de años luz.
Por el efecto Doppler, las galaxias más lejanas tienden a tornarse rojizas, hecho que ha dado origen a la teoría de la expansión del Universo. Este método lo combinan con el anterior de la cantidad de luz emitida por las galaxias, para determinar los límites del Universo visible.
La potencia del Telescopio Hale (Monte Palomar. alcanza ver galaxias a 000 millones años luz.
Así se imaginó un artista el planeta Marte. La distancia a los planetas puede ser calculada mediante algunas operaciones matemáticas, como se explica en el artículo.