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MÉTODOS PARA MEDIR DISTANCIAS Tamaño aparente y leyes de Kepler Tamaño aparente y leyes de Kepler Radar Radar Paralaje Paralaje Periodos de las Cefeidas.

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3 MÉTODOS PARA MEDIR DISTANCIAS Tamaño aparente y leyes de Kepler Tamaño aparente y leyes de Kepler Radar Radar Paralaje Paralaje Periodos de las Cefeidas Periodos de las Cefeidas Luminosidad y magnitud Luminosidad y magnitud Efecto Doppler Efecto Doppler

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5 Radar

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7 EJEMPLOS DE PARALAJE Un dedo delante de nuestros ojos. Un dedo delante de nuestros ojos. El velocímetro de un coche visto desde el asiento del conductor o desde el del acompañante. El velocímetro de un coche visto desde el asiento del conductor o desde el del acompañante.

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13 Unidades de Distancia

14 Because stars are so far away, and their parallax shifts so extremely small, the parallaxes are most conveniently measured in seconds of arc (arc seconds). The angular size of your index finger held at arms length is about 1 degree. Imagine dividing this finger up into 3600 slices. One of these slices would represent the angular size of an arc second! Because stars are so far away, and their parallax shifts so extremely small, the parallaxes are most conveniently measured in seconds of arc (arc seconds). The angular size of your index finger held at arms length is about 1 degree. Imagine dividing this finger up into 3600 slices. One of these slices would represent the angular size of an arc second!

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18 La primera paralaje estelar se realizó en la estrella 61 del cisne por Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 calculando una distancia de 10,9 a/l, el 10% de la distancia real conocida ahora. La paralaje mas pequeña que se puede medir desde la Tierra debido a las alteraciones ópticas producidas por la atmósfera es de 0.01 segundo de arco (como el ancho de un dedo visto a 200 Km.), lo cual ha sido mejorado con observaciones de los telescopios orbitales (Hiparcos y Hubble) que han logrado medir ángulos de paralaje de segundo de arco llegando a estrella tan lejanas como 3000 Parsecs. A pesar de estas mejoras este es un método limitado para estrellas lejanas. La primera paralaje estelar se realizó en la estrella 61 del cisne por Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 calculando una distancia de 10,9 a/l, el 10% de la distancia real conocida ahora. La paralaje mas pequeña que se puede medir desde la Tierra debido a las alteraciones ópticas producidas por la atmósfera es de 0.01 segundo de arco (como el ancho de un dedo visto a 200 Km.), lo cual ha sido mejorado con observaciones de los telescopios orbitales (Hiparcos y Hubble) que han logrado medir ángulos de paralaje de segundo de arco llegando a estrella tan lejanas como 3000 Parsecs. A pesar de estas mejoras este es un método limitado para estrellas lejanas.

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20 Estrellas más cercanas a la Tierra #DesignaciónDistancia años luz SistemaEstrella Sol 0, (8 minutos luz y 19,005 segundos luz) 1Alfa CentauriPróxima Centauri (V645 Centauri)4,2420 Alfa Centauri A (Rigil Kentaurus; Toliman)4,3649 Alfa Centauri B (HD ) 2Estrella de Barnard (BD+04°3561a)5, Wolf 359 (CN Leonis)7, Lalande (BD+36°2147)8,2903 5SirioSirio A (α Canis Majoris)8,5826 Sirio B

21 1 cm = 1º

22 Variabilidad de las Cefeidas

23 Luminosidad La luminosidad es la cantidad de luz emitida por segundo. Si podemos conocer la luminosidad podremos conocer diversas características de las estrellas como su historia, estructura interna, evolución futura y distancia. La luminosidad es la cantidad de luz emitida por segundo. Si podemos conocer la luminosidad podremos conocer diversas características de las estrellas como su historia, estructura interna, evolución futura y distancia. Ley Inversa del Cuadrado: Ley Inversa del Cuadrado: El brillo de una fuente lumínica es menor en la medida que este localizado mas lejos debido a que se dispersa en mayor escala. El brillo de una fuente lumínica es menor en la medida que este localizado mas lejos debido a que se dispersa en mayor escala. El brillo disminuye inversamente proporcional al cuadrado de la distancia El brillo disminuye inversamente proporcional al cuadrado de la distancia b = L/4πd2

24 Magnitud Todos los objetos que observamos en el cielo no brillan con la misma intensidad debido a las diferentes distancias que nos separan de ellos y a su brillo intrínseco. Hiparco fue el primero en catalogar las estrellas por su magnitud dejando como de primera magnitud a aquellas mas brillantes y de sexta magnitud a aquellas que casi escapaban a su vista. Durante el día el elemento mas brillante del cielo es el Sol, durante la noche es la Luna seguida por planetas como Venus, Júpiter y Saturno, estrellas, satélites artificiales, cúmulos, nebulosas, galaxias y otros. Todos los objetos que observamos en el cielo no brillan con la misma intensidad debido a las diferentes distancias que nos separan de ellos y a su brillo intrínseco. Hiparco fue el primero en catalogar las estrellas por su magnitud dejando como de primera magnitud a aquellas mas brillantes y de sexta magnitud a aquellas que casi escapaban a su vista. Durante el día el elemento mas brillante del cielo es el Sol, durante la noche es la Luna seguida por planetas como Venus, Júpiter y Saturno, estrellas, satélites artificiales, cúmulos, nebulosas, galaxias y otros. Se ha definido la Magnitud como la unidad de medida de la luminosidad, en otras palabras, es una escala para cuantificar las diferencias de brillo entre los diferentes objetos del cielo. Esta escala no es matemática sino logarítmica, esto quiere decir que las relaciones entre una magnitud a otra no es de una sino de veces más o menos brillante. Si dos objetos difieren en 5 magnitudes su intensidad de brillo difiere 100 veces (definición propuesta por Norman R. Pogson del Observatorio de Oxford). Se ha definido la Magnitud como la unidad de medida de la luminosidad, en otras palabras, es una escala para cuantificar las diferencias de brillo entre los diferentes objetos del cielo. Esta escala no es matemática sino logarítmica, esto quiere decir que las relaciones entre una magnitud a otra no es de una sino de veces más o menos brillante. Si dos objetos difieren en 5 magnitudes su intensidad de brillo difiere 100 veces (definición propuesta por Norman R. Pogson del Observatorio de Oxford).

25 Pogson realizó una aproximación matemática a la magnitud: Pogson realizó una aproximación matemática a la magnitud: m1 - m2 = 2.5 log10 (b1/b2) En esta escala paradójicamente entre menor (o negativo) sea el numero, el objeto es mas brillante, el Sol por ejemplo es –26, por el contrario, una nebulosa tenue puede tener una magnitud 30. Vale decir que el ojo humano es capaz de observar una magnitud de 6 y con la ayuda de un telescopio para aficionado se pueden observar objetos de hasta magnitud 14 pero con telescopios grandes se han visto objetos de magnitud 29. Este sistema de graduación "invertido" tiene una explicación histórica, Hiparco realizó el primer catálogo estelar con el ojo desnudo, con el advenimiento del telescopio al observarse estrellas mas tenues se siguieron creando nuevas magnitudes. En esta escala paradójicamente entre menor (o negativo) sea el numero, el objeto es mas brillante, el Sol por ejemplo es –26, por el contrario, una nebulosa tenue puede tener una magnitud 30. Vale decir que el ojo humano es capaz de observar una magnitud de 6 y con la ayuda de un telescopio para aficionado se pueden observar objetos de hasta magnitud 14 pero con telescopios grandes se han visto objetos de magnitud 29. Este sistema de graduación "invertido" tiene una explicación histórica, Hiparco realizó el primer catálogo estelar con el ojo desnudo, con el advenimiento del telescopio al observarse estrellas mas tenues se siguieron creando nuevas magnitudes.

26 La Magnitud puede ser : Aparente (mv). El brillo de un objeto visto desde la Tierra. Aparente (mv). El brillo de un objeto visto desde la Tierra. Absoluta (MV). Brillo de una estrella cuando se coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz). Esto elimina el factor distancia como determinante, por ejemplo la Magnitud Absoluta del Sol es 4.87, es decir, que si el Sol estuviera localizado a 32.6 años luz lo veríamos como una estrella de esta magnitud. En la actualidad la medida del brillo se realiza a través de métodos de fotometría. Absoluta (MV). Brillo de una estrella cuando se coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz). Esto elimina el factor distancia como determinante, por ejemplo la Magnitud Absoluta del Sol es 4.87, es decir, que si el Sol estuviera localizado a 32.6 años luz lo veríamos como una estrella de esta magnitud. En la actualidad la medida del brillo se realiza a través de métodos de fotometría.

27 La ley de Hubble


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