Tres métodos para calcular grandes distancias Método (I), para

Tres métodos para calcular grandes
distancias
En primer lugar repasemos lo que es el diagrama
de Herztsprung – Russell (diagrama HR). Nos sirve
para repasar otros conceptos como son:
- La magnitud aparente (m)
- La magnitud absoluta (M)
- La clase espectral (Temperatura)
- La clase de luminosidad (Radio)
Método (I), para estimar distancias en
la Vía Láctea: cúmulos galácticos
Ley de Pogson
D = 10 (m – M +5)/5
Donde la distancia, D, viene expresada en parsecs
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En un cúmulo podemos suponer que todas las
estrellas que lo forman se encuentran a la misma
distancia, así que podemos establecer el diagrama HR
que configuran las estrellas del cúmulo con
magnitudes aparentes (m) en lugar de hacerlo con
Magnitudes Absolutas (M).
Hecho esto, superponiendo el diagrama HR que
hemos obtenido (con m) con el diagrama HR teórico
para los cúmulos abiertos (con M), podemos estimar la
distancia a la que está el cúmulo.
Método (II), para estimar distancias
extragalácticas: estrellas pulsantes
cefeidas
Estas estrellas mantienen oscilaciones estables por
mecanismo Kappa (opacidad)
El período de estas pulsaciones siempre es el mismo
δ Cephei pasa de
mag 3,7 a 4,5 y
vuelve a 3,7 en 5d
8h 47m.
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Su período es proporcional a la luminosidad de la
estrella (empíricamente: M = -2,8*log P -1,43).
Método (III), para estimar distancias
extragalácticas: Supernovas de tipo Ia
Entonces, midiendo su período podemos calcular
su brillo intrínseco (M). Y por comparación con su
brillo visto desde la Tierra (m) podemos deducir a
que distancia están.
Las Cefeidas además son estrellas muy
luminosas, lo que nos permite buscarlas en otras
galaxias y determinar distancias extragalácticas.
Cuando observamos una supernova en una galaxia
lejana podemos trazar su curva de luz con
magnitudes aparentes.
También sabemos cómo es la curva de luz teórica de
una supernova en términos de su brillo absoluto (M
máximo = -19)
Entonces solapando la gráfica teórica (M) con la
experimental (m), podemos saber la correspondencia
entre m y M, y de ahí deducir la distancia a la que está
la supernova (i.e. la galaxia que la alberga).
Son eventos extraodinariamente luminosos (mucho
más que las cefeidas), así que nos permiten calcular
distancias a galaxias muy lejanas.
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