Si quiere decir cómo se define un año luz, es la distancia que recorre la luz en el vacío en un año, lo que significa el producto de la velocidad a la que viaja la luz en el vacío multiplicado por el tiempo de un año. El medidor se define de modo que la velocidad de la luz sea exactamente 299 792 458 m / s. El año es más problemático, porque hay varias definiciones diferentes de lo que constituye un año (tropical, sideral, anómalo, …) y tienen duraciones ligeramente diferentes. Para propósitos de sus cálculos, la Unión Astronómica Internacional utiliza el año juliano (basado en el calendario juliano que precedió al calendario gregoriano actual) que se define exactamente como 365.25 d = 365.25 × 86 400 s = 31 557 600 s. Por lo tanto, el año luz es exactamente (299 792 458 m / s) × 31 557 600 s =
9 460 730 472 580 800 m.
Si te refieres a cómo los astrónomos miden las distancias astronómicas en años luz, podría sorprenderte saber que generalmente no lo hacen, sino que usan una unidad llamada parsecs (símbolo de PC). El concepto de año luz es como la unidad de medida para largas distancias que los astrónomos tienen más facilidad para que el público en general esté satisfecho con la explicación. Si los astrónomos hablan de nueve billones y medio de kilómetros o, para los estadounidenses, seis billones de millas, la gente realmente no tiene ningún tipo de sensación de cuán lejos está; el número es demasiado grande para que el público en general lo entienda. El parsec se vuelve demasiado complicado de explicar al público en general: unidades astronómicas, paralaje, … Ahora, gran parte del público en general tampoco comprende bien qué tan lejos está un año luz, pero de alguna manera se sienten mejor al respecto. .
Dentro del Sistema Solar, las distancias se miden con una combinación de unidades astronómicas y kilómetros usando radar para cuerpos más cercanos y fijando órbitas planetarias usando el tiempo de ocultación de estrellas y cálculos de efemérides que explican las interacciones gravitacionales de los diversos cuerpos y las leyes keplerianas para determinar la distancias de forma iterativa.
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Para distancias a estrellas relativamente cercanas, se utiliza paralaje. El parpadeo alternativo de los ojos izquierdo y derecho hace que los objetos cercanos se muevan hacia la izquierda y hacia la derecha (que el cerebro ajusta de forma automática e inconsciente cuando mira con ambos ojos), debido al desplazamiento espacial de los dos ojos, y el cerebro utiliza la cantidad de separación entre las imágenes de los dos ojos para generar perspectiva y una sensación de distancia de los objetos de los ojos). Del mismo modo, cuando la Tierra está en puntos opuestos en su órbita alrededor del Sol, una estrella cercana parece estar en posiciones ligeramente diferentes en el cielo. En esencia, el parsec se define como la distancia de una estrella que tiene un desplazamiento aparente de 1 ″ (segundo de arco, (1/3600) °, aproximadamente 4,85 µrad) cuando la Tierra se mueve de una posición en su órbita a otra posición astronómica unidad de distancia (la distancia nominal Tierra-Sol). Este cambio en la posición angular se llama paralaje de la estrella, y el nombre parsec proviene del par allax de un segundo de arco. Si se determina una posición de estrella con dos veces de separación de seis meses, la Tierra habrá movido 2 unidades astronómicas, por lo que el movimiento angular aparente de la estrella debe dividirse por 2 para determinar el paralaje. El paralaje y la distancia de la estrella son inversamente proporcionales. Por lo tanto, una estrella de 1 pc de distancia tiene una paralaje de 1 ″, una estrella de 2 pc de distancia tiene una paralaje de 0.5 ″ y una estrella de 10 pc de distancia tiene una paralaje de 0.1 ″. Por lo tanto, mide el paralaje de una estrella en segundos de arco, toma el recíproco del número de segundos de arco y tienes el número de parsec para la distancia a la estrella. El paralaje se puede medir solo con un cierto nivel de precisión, y las estrellas no necesitan estar muy lejos para que su paralaje sea menor o aproximadamente igual a ese nivel de precisión, lo que hace que el método de paralaje sea adecuado solo para las estrellas más cercanas. Para la medición basada en la Tierra, donde la atmósfera difumina las mediciones de posición, uno puede salir a aproximadamente 100 pc en el mejor de los casos; Los telescopios en órbita terrestre pueden empujarse hasta cerca de 1000 pc. En ambos casos, cuanto mayor es la distancia, mayor es el nivel de incertidumbre del resultado. La estrella más cercana que no sea el Sol es Proxima Centauri, que tiene una paralaje de (0.7681 ± 0.0010) ″, está a una distancia de (1.302 ± 0.002) pc de la Tierra. Una estrella importante que se discutirá en el siguiente párrafo es δ Cephei, que tiene una paralaje de (0.003 77 ± 0.000 16) ″ para una distancia de (272 ± 8) pc de la Tierra. Ahora, si un astrónomo quiere describir esto en una presentación para el público en general, usará la conversión de que 1 pc está aproximadamente a 3.26 años luz, entonces Proxima Centauri está a (4.246 ± 0.006) años luz de distancia y δ Cephei está ( 887 ± 26) a años luz de distancia.
Para distancias moderadamente largas, las estrellas variables Cefeidas se utilizan para determinar distancias. Estas estrellas en realidad vienen en dos categorías y es importante saber de qué categoría es una estrella dada: los conceptos son cualitativamente los mismos para las dos categorías, pero existen diferencias cuantitativas críticas. Las variables cefeidas oscilan periódicamente en magnitud. Determinar el período de una estrella variable Cefeida permite determinar con bastante precisión el brillo absoluto de la estrella. Observar el brillo aparente le permite a uno estimar la distancia. La importancia de δ Cephei mencionada en el párrafo anterior es que es una variable Cepheid (y fue la base de la variable de nomenclatura Cepheid) cuya distancia es bastante conocida por paralaje, por lo que puede usarse para calcular los factores de escala para el período relacionado a magnitud absoluta. Esta técnica parece funcionar bien a alrededor de 50 Mpc (megaparsecs).
Para largas distancias, se utiliza la supernova Tipo Ia. (Este es un evento cuando una estrella enana blanca ha usado todo su propio hidrógeno pero tiene una estrella compañera de la cual está aspirando material. Cuando la primera estrella alcanza una masa crítica de aproximadamente 1.44 masas solares, explota, sin hidrógeno pero una gran cantidad de silicio ionizado individualmente aparece en su espectro). Tal supernova alcanza su punto máximo en una magnitud absoluta muy característica alrededor de -19.3. Nuevamente, observar su magnitud aparente produce una determinación de la distancia. Nuevamente, para el consumo público general, estos valores parsec generalmente se convierten en años luz.
Las distancias más lejanas se estiman comparando los desplazamientos Doppler (rojos) de espectros de numerosos objetos con sus distancias basadas en la variable Cefeida y las mediciones de supernovas de Tipo Ia para correlacionar y calibrar la distancia versus el desplazamiento rojo espectral y extrapolar a distancias que las otras técnicas no pueden manejar. El grado de desplazamiento hacia el rojo se expresa comúnmente a través de un parámetro z , que es adecuado para la mayoría de los propósitos para los astrónomos que trabajan con tales objetos, pero donde sea necesario se convertirá en parsecs (generalmente gigaparsecs para estas distancias), y nuevamente años luz si es necesario para el general público.
