Escalera de distancia cósmica
La escala de distancia cósmica (también conocida como escala de distancia extragaláctica ) es la sucesión de métodos mediante los cuales los astrónomos determinan las distancias a los objetos celestes. Una medición de distancia directa real de un objeto astronómico solo es posible para aquellos objetos que están "lo suficientemente cerca" (dentro de unos mil parsecs ) de la Tierra. Todas las técnicas para determinar distancias a objetos más distantes se basan en varias correlaciones medidas entre métodos que funcionan a distancias cercanas y métodos que funcionan a distancias más grandes. Varios métodos se basan en una vela estándar , que es un objeto astronómico que tiene una luminosidad conocida..
La analogía de la escalera surge porque ninguna técnica puede medir distancias en todos los rangos encontrados en astronomía. En cambio, se puede usar un método para medir distancias cercanas, un segundo método se puede usar para medir distancias cercanas a intermedias, y así sucesivamente. Cada peldaño de la escalera proporciona información que se puede utilizar para determinar las distancias en el siguiente peldaño más alto.
En la base de la escalera hay medidas de distancia fundamentales , en las que las distancias se determinan directamente, sin suposiciones físicas sobre la naturaleza del objeto en cuestión. La medición precisa de las posiciones estelares es parte de la disciplina de la astrometría .
Las mediciones directas de distancia se basan en la unidad astronómica (AU), que se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol .Las leyes de Kepler proporcionan proporciones precisas de los tamaños de las órbitas de los objetos que orbitan alrededor del Sol, pero no proporcionan ninguna medida de la escala general del sistema de órbitas. El radar se utiliza para medir la distancia entre las órbitas de la Tierra y de un segundo cuerpo. A partir de esa medida y la relación de los dos tamaños de órbita, se calcula el tamaño de la órbita de la Tierra. La órbita de la Tierra se conoce con una precisión absoluta de unos pocos metros y una precisión relativa de unas pocas partes en 100 mil millones (1 × 10 −11 ).
Históricamente, las observaciones de los tránsitos de Venus fueron cruciales para determinar la UA; en la primera mitad del siglo XX, las observaciones de asteroides también fueron importantes. Actualmente, la órbita de la Tierra se determina con alta precisión utilizando mediciones de radar de distancias a Venus y otros planetas y asteroides cercanos, [2] y rastreando naves espaciales interplanetarias en sus órbitas alrededor del Sol a través del Sistema Solar .
Las medidas de distancia fundamentales más importantes provienen de la paralaje trigonométrica . A medida que la Tierra gira alrededor del Sol, la posición de las estrellas cercanas parecerá cambiar ligeramente contra el fondo más distante. Estos cambios son ángulos en un triángulo isósceles , con 2 AU (la distancia entre las posiciones extremas de la órbita de la Tierra alrededor del Sol) que forman el cateto base del triángulo y la distancia a la estrella son los catetos largos de igual longitud. La cantidad de desplazamiento es bastante pequeña, midiendo 1 segundo de arco para un objeto a una distancia de 1 parsec (3,26 años luz).) de las estrellas más cercanas, y luego disminuyendo en cantidad angular a medida que aumenta la distancia. Los astrónomos suelen expresar las distancias en unidades de parsecs (segundos de arco de paralaje); Los años luz se utilizan en los medios populares.
- Cajas de color verde claro: Técnica aplicable a las galaxias en formación estelar .
- Cajas celestes: Técnica aplicable a galaxias de Población II .
- Cajas Light Purple: Técnica de la distancia geométrica.
- Caja roja clara: La técnica de la función de luminosidad de la nebulosa planetaria es aplicable a todas las poblaciones del supercúmulo de Virgo .
- Líneas negras sólidas: escalón de escalera bien calibrado.
- Líneas negras discontinuas: escalón de escalera de calibración incierto.
