¿Cómo calculan los científicos la distancia desde la Tierra a una estrella o galaxia en el espacio?

La técnica más básica se conoce como paralaje , que fue utilizada por primera vez por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel en 1838. El paralaje no es sofisticado; de hecho, sus ojos usan paralaje para producir la percepción de la visión tridimensional. Si cubre un ojo y observa la posición de un objeto cercano, en comparación con objetos más distantes, el objeto cercano se “mueve” cuando lo ve con el otro ojo. Esto es paralaje.
El mismo principio se usa en astronomía, donde en lugar de usar la distancia entre sus dos ojos como línea de base, los investigadores usan el diámetro de la órbita de la tierra alrededor del sol, que es de 2 UA o aproximadamente 300 millones de km (186 millones de millas). A medida que la Tierra viaja alrededor del sol en su órbita, se observa que las estrellas relativamente cercanas se mueven ligeramente, con respecto a otras estrellas “fijas” que evidentemente están mucho más distantes. En la mayoría de los casos, este movimiento es muy leve, solo una fracción de segundo de arco, pero se pueden realizar mediciones de distancia razonablemente precisas para estrellas a una distancia de aproximadamente 10,000 años luz, que abarca más de 100,000,000 estrellas. Este esquema, que se basa en geometría y trigonometría muy básicas, se ilustra en el siguiente diagrama
Se puede ver fácilmente, usando trigonometría básica (¡pruébelo!), Siempre que p sea pequeño (que es para todas las estrellas), que la distancia D a la estrella cercana está dada por 206265 AU / p, donde AU es la unidad astronómica mencionado anteriormente (es decir, la distancia de la tierra al sol, 150 millones de km o 93 millones de millas), y p es el ángulo de paralaje medido en segundos de arco. El valor resultante D cuando p = 1 es una unidad de distancia conocida como parsec , que es equivalente a 3.261 años luz (es decir, 3.085 x 1013 km o 1.879 x 1013 millas).
Un esquema estrechamente relacionado se conoce como paralaje de expansión . Aquí los científicos estudian, digamos, el anillo de nubes en expansión que rodea un objeto como la Nebulosa del Cangrejo, que es el resultado de una explosión de supernova registrada por astrónomos chinos y árabes en 1054 CE. Al comparar la tasa de expansión angular medida con la velocidad medida por el efecto Doppler [Doppler2011], se puede calcular la distancia al objeto.
Es interesante que incluso una forma tan básica de cálculo científico como el paralaje no sea inmune a la mejora. En abril de 2014, los investigadores del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA anunciaron que habían utilizado el Telescopio Espacial Hubble y una técnica conocida como “escaneo espacial” para extender en gran medida el rango en el que se pueden realizar las mediciones de paralaje. Usando esta técnica, han podido medir ángulos de paralaje tan pequeños como cinco billonésimas de grado, lo que permite medir distancias a estrellas a más de 75,000 años luz de distancia.

Fuente: sciencemeetsreligion y wikipedia

La distancia no se mide realmente al saber cuándo se originó la luz de la estrella.
Existen diferentes métodos para medir la distancia, y este ha sido uno de los grandes avances incrementales de la astronomía. Porque antes de poder medir la distancia a las estrellas y más allá, necesitábamos tener una muy buena idea del tamaño de nuestra propia Tierra, luego la distancia de la Tierra a la Luna, luego al Sol, etc.

Uno de los primeros métodos confiables utilizados para medir la distancia a las estrellas (una vez que tiene una medición precisa de la distancia de la Tierra al Sol) se llama paralaje.

Es muy fácil de ver: si mantiene el pulgar frente a la cara, cierre un ojo, luego ábralo y cierre el otro repetidamente. Notarás que el pulgar se “movió” con respecto al fondo. Si conoce la distancia entre sus ojos, midiendo el desplazamiento aparente del pulgar y aplicando una trigonometría muy básica, puede calcular la distancia a su pulgar.

Ahora imagine que sus ojos son los extremos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y el pulgar es la estrella a la que desea medir la distancia:

Si mide el desplazamiento aparente de la estrella contra las estrellas de fondo (que se consideran “infinitamente lejanas”) mientras la Tierra está en posiciones opuestas, puede calcular la distancia a la estrella.

Este método, por supuesto, funciona solo para estrellas cercanas, pero es el primer paso en lo que se llama “escala de distancia”, donde primero mide la distancia a los objetos cercanos, y con esa base, puede usar diferentes métodos para los objetos que están más lejos lejos en cada paso.

Hay muchas técnicas que usamos para medir qué tan lejos están los objetos en el espacio. Las variaciones más antiguas y algunas de las más efectivas son el paralaje : medir la diferencia angular en la posición aparente de un objeto visto desde dos ubicaciones diferentes a una distancia conocida.

La diferencia en la posición aparente de la Luna con respecto a las estrellas, vista desde dos lugares en sitios opuestos de un país pequeño, le permite medir la distancia a la Luna. El astrónomo griego Hiparco hizo esto c. 150 a. C., aunque su medición estaba desactivada en ~ 7%. La diferencia en la posición aparente de Venus mientras transitaba a través del Sol como se ve desde lugares en lados opuestos de la Tierra permitió que la distancia de la Tierra al planeta y de la Tierra al Sol se midiera a más del 1% en el siglo XVIII. Y la diferencia en las posiciones aparentes de las estrellas cercanas con respecto a las más distantes vistas desde un lado de la órbita de la Tierra alrededor del Sol y desde el otro lado permitió mediciones precisas de las distancias a las estrellas a partir del siglo XIX. Ahora podemos hacer mediciones precisas de paralaje para distancias a objetos en gran parte de la Vía Láctea.

Para los objetos dentro del sistema solar, ahora podemos obtener una mayor precisión que el paralaje con varias formas de radio y láser. Esto funciona de dos maneras: enviando una señal desde la Tierra y midiendo el reflejo de la superficie del objeto (con precisión de hasta <10 m en algunos casos) o enviando una nave espacial al objeto que refleja o transmite activamente hacia la Tierra (puede ser exacto hasta ~ 1 cm).

Para objetos fuera del sistema solar, podemos usar mediciones de distancia de paralaje a objetos cercanos para calibrar otras formas de medir las distancias a objetos similares que están más distantes. Por ejemplo, hay una clase de estrellas variables llamadas Cefeidas que tienen una relación relativamente consistente entre su brillo absoluto y su período de oscilación. Las mediciones de paralaje nos dan una calibración de las distancias y el brillo absoluto de las cefeidas localmente. Luego podemos medir el brillo aparente y el período de oscilación de las cefeidas distantes, y medir qué tan lejos están. Esa técnica se ha utilizado para medir las distancias a una gran cantidad de galaxias. Para las galaxias demasiado distantes para ver Cefeidas, las supernovas Tipo Ia sirven como velas estándar. Y podemos ver supernovas en una gran fracción del volumen del universo visible.

Un par de formas populares diferentes:

• Paralaje: midiendo las ubicaciones aparentes de la estrella en el cielo durante dos períodos diferentes en la órbita de la Tierra, podemos determinar cuánto se movió. Como sabemos cuánto nos movimos, podemos relacionar las dos figuras y usar trigonometría para calcular su distancia.
• Estrellas variables: algunas de las más conocidas son las variables cefeidas y las variables RR Lyrae. Existe una correlación muy fuerte entre su luminosidad absoluta y el período de pulsación (básicamente, cuánto tiempo lleva pasar de brillante a oscuro a brillante, etc.). Entonces, todo lo que tienes que hacer es calcular su período, a partir de ahí puedes deducir qué tan brillante crees que es, luego compararlo con lo brillante que realmente se ve en el cielo, y puedes averiguar qué tan lejos está la estrella.
• Tipo Ia Supernovas: la misma idea general que la anterior. Básicamente, todas las Supernovas Tipo Ia alcanzan aproximadamente la misma luminosidad. La razón es que el mecanismo que causa Ia supernova también asegura que las condiciones iniciales sean más o menos las mismas (es decir, la masa de la enana blanca que está acumulando masa siempre alcanzará la misma masa crítica). Una vez que haya establecido ese criterio estándar, nuevamente descubra cuál es la luminosidad relativa de la supernova en comparación con lo que cree que es la luminosidad absoluta y de allí puede deducir la distancia. Esto es útil en distancias más largas ya que las supernovas son muy brillantes. De hecho, podemos usar esto para determinar la distancia de algunas galaxias distantes.
• Redshift: sobre una distancia cosmológica, la velocidad a la que un objeto se aleja de nosotros es directamente proporcional a su distancia de nosotros (la constante de proporcionalidad es la constante de Hubble). Al medir el desplazamiento al rojo aparente, es fácil descubrir su velocidad relativa y, por lo tanto, su distancia aproximada de nosotros. Esto es particularmente útil para calcular la distancia a los cuásares y otros objetos primordiales.

Esa es una especie de guía para principiantes. ¡Hay muchos otros métodos elegantes por ahí!

• paralaje
• paralaje espectroscópico
• estrellas variables
• supernovas

Parallax es el cambio aparente de una estrella (cercana). Si observamos una estrella en algún punto del cielo en algún momento t_1, y luego la observamos nuevamente en el momento t_2, parecerá que se ha movido por el cielo. Por lo general, t_1 es la salida del sol en un día aleatorio y t_2 es ​​la puesta del sol en un día 6 meses después de t_1. Esto crea lo que se llama una línea de base, y podemos usar trigonometría para determinar la distancia.
(Nota: el paralaje no es práctico para estrellas distantes)

Paralaje espectroscópico no tiene nada que ver con paralaje.
Para entender sp, tienes que entender los tipos espectrales. En un sentido breve, las estrellas se clasifican en clases según sus temperaturas. Estas categorías, en orden, son OBAFGKM. Cada clase contiene subclases, que van desde 0-9. Así que hay estrellas de tipo B0, B1, … B9 , F0, F1, … F9, etc. El paralaje espectroscópico se basa entonces en la premisa de que las estrellas del mismo tipo espectral tendrán la misma luminosidad intrínseca.

Ejemplo : Supongamos que observamos un tipo A2 que es 10,000 veces más débil que una estrella A2 cercana. Si conocemos la distancia a la estrella cercana, digamos que es 5 pc, entonces, según la ley del cuadrado inverso, el inicio distante sería sqrt (10000) = 100 veces más lejos y, por lo tanto, estaría a 500 pc de distancia.

Sin embargo, ¿cómo medimos 10.000 veces más débil?

Podemos usar la idea de magnitud aparente y magnitud absoluta .

La magnitud aparente nos dice cuán brillante parece ser una estrella. Obviamente, una estrella muy brillante que está muy lejos puede parecer igual a una estrella más débil y más cercana.
Si todas las estrellas estuvieran a la misma distancia, entonces el brillo de cada estrella sería una verdadera indicación de su luminosidad. La magnitud absoluta es la medida de cuál sería la magnitud aparente de una estrella si realmente estuviera a una distancia fija, que los astrónomos eligen como 10 pc.

Podemos convertir entre absoluto y aparente con una fórmula o dos, que no escribiré aquí.

Te daré un ejemplo más concreto para paralaje espectroscópico. Nuestro sol es una estrella tipo G2. Su magnitud absoluta (de nuevo, la magnitud absoluta es lo que la aplicación. Mag. Estaría a una distancia de 10 pc) es +4.8. Digamos que observamos otro tipo de estrella G2 con una magnitud aparente de 14.8. Esa es una diferencia de 10 magnitudes. (Cada 5 magnitudes corresponde a una relación de brillo de 100. No lo he explicado, pero confía en mí por ahora). Como tenemos 10 magnitudes de diferencia, eso corresponde a una relación de brillo de 100 * 100 = 10,000. Por la ley del cuadrado inverso, es sqrt (10000) = 100 veces más lejos que 10 pc , y por lo tanto está a 1000 pc de distancia.

(Nota: los cálculos de paralaje espectroscópico pueden verse afectados significativamente por el polvo)

Las estrellas variables son estrellas cuyas propiedades varían. Entre otras cosas, su tamaño, área de superficie, temperatura y luminosidad oscilan de un lado a otro durante un período constante. Lo que más nos importa son los cambios de luminosidad; esencialmente hace que las estrellas palpiten. El brillo de estas estrellas está relacionado con el período con el que varían en brillo .

Algunas estrellas variables se llaman velas estándar. Las velas parpadean, o palpitan, como estas estrellas. Similar al paralaje espectroscópico, al conocer la distancia de una vela estándar, es decir, sabemos la distancia de la estrella y su período de oscilación, entonces podemos deducir la distancia de una vela más débil y más lejana que tiene el mismo período de oscilación.

Otro tipo de estrella variable es una variable cefeida. Una distinción importante acerca de las cefeidas es que la relación entre período y luminosidad es mucho más precisa.

(Nota: las estrellas variables son opciones sólidas, especialmente las cefeidas).

Supernovas
Esta es ciertamente una forma más técnica y más escasa de medir distancias, pero de todos modos funciona. Si podemos observar una supernova que no está de frente , entonces podemos hacer una medición de la estrella explotada y otras estrellas cercanas.

Digamos que observamos una supernova en algún ángulo. Hay un anillo de eyección alrededor de la estrella antes de que se llene de nova, y la supernova hace que brille. (Imagine una rosquilla alrededor de una canica, y luego la rosquilla se enciende cuando explota la canica).

Observaremos la parte del anillo que se ilumina que nos alcanza primero. Digamos arbitrariamente que es la parte ‘más oriental’. Llega a la hora t_1. Se deduce que la parte más occidental llegará en un momento t_2, porque la luz tuvo que viajar la misma distancia que la parte más oriental más el diámetro del anillo, es decir, la distancia desde la parte más occidental hasta la parte más oriental. Luego podemos usar algunos trigonométricos simples para determinar el radio del anillo alrededor de la ‘estrella’ y, por lo tanto, el diámetro. Si también conocemos el tamaño angular, entonces podemos determinar la distancia a través de una fórmula simple, D = d / θ.

Además de las respuestas mencionadas, otros métodos de medición son el uso de:
1) Variables cefeidas.

Estas son estrellas radiales pulsantes con una variación bien definida en el brillo durante un período de tiempo.

El gráfico de período-luminosidad se traza para una variable Cefeida y luego se traza la curva de luz.
La variación de la magnitud aparente con el tiempo se traza en la curva de luz.

Fuente: hiperfísica

Esto ayuda en la identificación de “m” y “M”, magnitud aparente y absoluta.
Luego usamos la fórmula simple de módulo de distancia para encontrar la distancia:

d = 10 ^ ( m – M + 5) / 5

Un punto que debe tenerse en cuenta son los supuestos que se incluyen en la fórmula. Las correcciones fotométricas deben tenerse en cuenta.

2) Uso de Supernovas Tipo 1a, su curva de luz también se puede usar para encontrar la distancia.

Hay muchas formas de encontrar la distancia de un planeta. Lo más fácil es obtener el período orbital alrededor de la estrella (digamos el Sol en nuestro sistema planetario) y luego aplicar la ley de Keppler.

Sobre las estrellas, para las estrellas cercanas, utilizamos un método llamado paralaje. Esto es similar a cómo percibimos la profundidad. Usando los dos puntos extremos de la Tierra alrededor del Sol, descubra el ángulo que se extiende la estrella (con respecto a las estrellas distantes u otras fuentes). Usando la relación simple, s = r sin (theta), podemos encontrar la distancia r. En este caso, s = 2 radio de la órbita de la Tierra = 1 unidad astronómica (1AU).

Una misión lanzada por la NASA se dedicó a obtener las distancias de las estrellas, llamada Hiparco, que lleva el nombre de un astrónomo griego. Esta misión podría obtener ángulos del orden de milisegundos de arco.

La distancia de una estrella que subtiende un ángulo de 1 arco segundo se llama parsec, que es aproximadamente 3 años luz.

Por lo tanto, Hipparchus podría obtener distancias del orden de 1000 parsec o kilo parsec o 3000 años luz.

Hay varios otros métodos como velas estándar, la relación entre la variabilidad y la luminosidad de ciertas variables como las variables de Mira, etc. se utilizan para obtener las distancias.

El desplazamiento rojo de las líneas es otra forma de obtener la distancia. Google simple le proporcionará más información sobre estos métodos.

Paralaje y medición de distancia, es una forma brillante de determinar la distancia a las estrellas y los planetas. El efecto de paralaje es el desplazamiento aparente de un objeto debido a un cambio en el punto de vista del observador. Hace cientos de años, Copérnico usó este método gracias a la trigonometría, luego Kepler trabajó en él.
Todas las distancias se encontraron en relación con la distancia entre la Tierra y el Sol, la unidad astronómica (UA) . Usando trigonometría, los astrónomos ahora saben que la unidad astronómica = 149,597,892 kilómetros. Para establecer una escala de distancia absoluta, se tuvo que medir la distancia real a uno de los planetas. Los observadores de diferentes partes de la Tierra midieron las distancias a Venus y Marte a partir del efecto de paralaje cuando los planetas estaban más cerca de la Tierra.

Después de la invención del radar, la distancia a Venus se pudo determinar con mucha precisión. Al saber cuánto tiempo tarda el haz del radar en viajar a la velocidad de la luz para recorrer la distancia a un objeto y viceversa, la distancia al objeto se puede encontrar desde la distancia = (velocidad de la luz) × (tiempo total) / 2. El tiempo total se reduce a la mitad para obtener solo la distancia de la Tierra al objeto.

Este increíble grado de precisión es posible porque la velocidad de la luz se conoce con mucha precisión y se utilizan relojes muy precisos. Sin embargo, no puede usar el radar para determinar la distancia al Sol directamente porque el Sol no tiene una superficie sólida para reflejar el radar de manera eficiente.

1. Un método es el uso de ‘Lente gravitacional’. Esto se debe hacer cuando hay una galaxia masiva entre el observador y la fuente distante (tal vez un cuásar o una galaxia), la luz se doblará por el campo gravitacional alrededor de la galaxia. Esto se debe a la gravedad de la galaxia intermedia que actúa como lente para doblar / redirigir los rayos de luz.
Como mencionó Gwdiyon, esto no es más que el método de paralaje (que, según han propuesto muchos investigadores) que se ha utilizado para descubrir distancias de gran cantidad de cuerpos. Además, este método no se puede utilizar para distancias muy grandes.

2. Otra es la contribución del gran telescopio espacial Hubble (que nos dio el maravilloso campo ultra profundo de Hubble) a través de dos de sus instrumentos integrados, a saber, la cámara avanzada para encuestas (ACS) y la cámara de infrarrojo cercano y multi- El espectrómetro de objetos (NICMOS) que se utiliza para examinar las características espectrales para ayudar a identificar su tipo y luminosidad.
Esto se usó para distancias más lejanas (del desplazamiento al rojo 7 a 12).

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Lente gravitacional / Parallax:

http://en.wikipedia.org/wiki/Gra …
http://earthguide.ucsd.edu/virtu …

NICMOS Y ACS:
http://en.wikipedia.org/wiki/Nea …
http://en.wikipedia.org/wiki/Adv …

Los astrónomos usan el método de “Velas estándar”.
Las velas estándar son los objetos de referencia con luminosidad conocida. El objeto distante, para el cual se calculará la distancia, se compara con estas velas estándar, y utilizando una fórmula estándar se calcula la distancia.

– Las técnicas para determinar distancias a objetos más distantes se basan en varias correlaciones medidas entre métodos que funcionan a distancias cortas y métodos que funcionan a distancias más grandes.

– 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, se puede usar un segundo para medir distancias cercanas a intermedias, y así sucesivamente. Cada peldaño de la escalera proporciona información que puede usarse para determinar las distancias en el siguiente peldaño más alto.

Casi todos los objetos astronómicos utilizados como indicadores de distancia física pertenecen a alguna clase que tiene un brillo conocido. Al comparar esta luminosidad conocida con el brillo observado de un objeto, la distancia al objeto se puede calcular utilizando la ley del cuadrado inverso . Estos objetos de brillo conocido se denominan velas estándar .
En astronomía, el brillo de un objeto se da en términos de su magnitud absoluta.
Esta cantidad se deriva del logaritmo de su luminosidad como se ve desde una distancia de 10 parsecs. La magnitud aparente, o la magnitud vista por el observador, se puede usar para determinar la distancia D al objeto en kiloparsecs (donde 1 kpc equivale a 1000 parsecs) de la siguiente manera:
donde m la magnitud aparente y M la magnitud absoluta. Para que esto sea preciso, ambas magnitudes deben estar en la misma banda de frecuencia y no puede haber movimiento relativo en la dirección radial.
También se necesitan algunos medios para explicar la extinción interestelar, que también hace que los objetos parezcan más tenues y más rojos, especialmente si el objeto se encuentra dentro de una región polvorienta o gaseosa. La diferencia entre las magnitudes absolutas y aparentes se llama módulo de distancia, y las distancias astronómicas, especialmente las intergalácticas, a veces se tabulan de esta manera.

De wiki: http://en.wikipedia.org/wiki/Cos …

Las distancias a los objetos cercanos se pueden determinar geométricamente: al medir sus posiciones aparentes con seis meses de diferencia, se determina efectivamente un triángulo, donde la base es el diámetro de la órbita de la Tierra, y el ápice es el objeto al que se encuentra la distancia. Tiene los dos ángulos de base y la altura se calcula fácilmente.

Este enfoque se vuelve menos preciso cuanto más lejos está el objeto. Otro enfoque es usar ‘velas estándar’, tipos de estrellas (u otros objetos) que siempre tienen el mismo brillo real. Una vez que sepa la distancia de uno de estos, puede calcular la distancia de todos los demás, porque el brillo aparente disminuye por la ley del cuadrado inverso. También hay formas más complicadas de calcular el brillo de un objeto, lo que permite hacer un cálculo similar para cosas que no son velas estándar.

La distancia también se puede estimar midiendo el desplazamiento hacia el rojo de un objeto: el universo se está expandiendo, por lo que los objetos más distantes se alejan más rápidamente y tendrán un desplazamiento hacia el rojo mayor. Claramente, esto es algo inexacto porque los objetos pueden estar moviéndose debido a otros factores además de la expansión del universo, pero da una suposición razonable para objetos muy distantes.

Utilizamos diferentes métodos, dependiendo de qué tan lejos esté el objeto.

CERCA – PARALLAX

Parallax se usa para determinar la distancia a las estrellas más cerca de ~ 650 años luz. El proceso está limitado por la resolución del equipo y el ángulo producible desde el diámetro de la órbita de la Tierra. Actualmente el límite es ~ 0.005 segundos de arco. Si pusiéramos un observatorio en Marte podríamos usarlo para estrellas más distantes.

Nota: La escala utilizada en este diagrama no tiene la más mínima precisión. Y enero y julio son arbitrarios para la ilustración.

MEDIO – BRILLO

El color de una estrella está fuertemente correlacionado con su brillo intrínseco. Si una estrella de cierto color parece más brillante o más tenue de lo esperado, eso es una indicación de que está más cerca o más lejos. Calcular cuánto más tenue sería una estrella a una distancia diferente es bastante sencillo.

LEJOS – REDSHIFT

El efecto Doppler nos dice que si un objeto se mueve hacia nosotros, las ondas que emite se comprimen y si se aleja de nosotros, las ondas se alargan. Puede notar esto cuando un automóvil policial o una ambulancia lo pasan, que la sirena suena diferente cuando el vehículo se acerca a usted que cuando se aleja. Lo mismo sucede con el color.

El espectro de luz visible se ve así:

Entonces, si un objeto se acerca, la luz que está emitiendo se desplazará ligeramente en la dirección del azul. Si el objeto se aleja, se desplazará ligeramente en dirección al rojo.

Si comenzamos con la premisa de que ocurrió el Big Bang: que el universo, al principio, era infinitamente pequeño y se ha expandido desde entonces, podemos imaginar que las galaxias se están alejando unas de otras. La elección de palabras aquí puede ser un poco delicada. No es necesariamente tanto que las galaxias estén siendo expulsadas, pero el espacio se está expandiendo, entre esas galaxias, por lo que se están separando más.

Eso significa que si miramos una galaxia muy lejana, debería aparecer más roja de lo que cabría esperar. Podemos analizar los componentes de una galaxia y, en función de su tamaño, masa, temperatura y actividad, determinar de qué color debería ser naturalmente. La diferencia entre el color que debería ser y el color que nos parece se llama desplazamiento al rojo. Si entendemos correctamente qué tan rápido se expande el espacio, podemos derivar la distancia entre los dos objetos. Esa tasa de expansión se llama la Constante de Hubble (H0) . H0 = v / d donde v es la velocidad radial de la galaxia que estamos observando yd es la distancia desde la Tierra.

Existen varios métodos utilizados para medir distancias en astronomía. Para las estrellas cercanas (500 años luz cuentan como cercanas) los astrónomos usan paralaje.

(Crédito: Wikimedia Commons / Booyabazooka)

Mides la posición de la estrella contra las estrellas de fondo distantes. Espere seis meses y luego vuelva a medirlo. Se habrá movido ligeramente porque la Tierra se ha movido en su órbita. Sabiendo cuánto se ha movido en relación con las estrellas de fondo y el diámetro de la órbita de la Tierra, puede hacer un poco de trigonometría para calcular su distancia.

Para tener una idea de cómo funciona esto, cierre un ojo y sostenga un dedo frente a su cara. Ahora intercambie los ojos y verá que su dedo se mueve con relación al fondo. Mueva su dedo más cerca y más lejos de su cara e inténtelo nuevamente y verá que su dedo se mueve más cuanto más se acerca. La brecha entre tus ojos juega el papel de la órbita de la Tierra.

No estaba seguro, así que investigué un poco y encontré estos artículos interesantes:

Paralaje y medición de distancia

Sección del artículo anterior:

“Los astrónomos pueden medir la posición de una estrella una vez, y luego nuevamente 6 meses después y calcular el cambio aparente en la posición. El movimiento aparente de la estrella se llama paralaje estelar . La distancia d se mide en parsecs y el ángulo de paralaje p se mide en segundos de arco. ”

Otro articulo:

Distancias estelares: cálculo de la distancia

Y otro:

Distancias estelares

¡Espero que esto ayude!

Comience con Parallax y luego suba la Escala de Distancia Cósmica:

• Cajas de color verde claro: técnica aplicable a las galaxias formadoras de estrellas.
• Cajas de color azul claro: técnica aplicable a las galaxias de la Población II.
• Cajas de color morado claro: técnica de distancia geométrica.
• Cuadro rojo claro: la técnica de 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: paso de escalera de calibración incierto.

(Fuente: http://en.m.wikipedia.org/wiki/C …)

Parallax es como mirar un árbol distante más allá de su pulgar en su brazo extendido y cambiar a través de qué ojo mira. Para distancias estelares, la técnica utiliza el movimiento de la Tierra alrededor del Sol como la base del triángulo en lugar de la distancia entre los ojos: 300 millones de kilómetros en lugar de 0.1 metros.

La medición directa de paralaje funciona solo hasta el orden de mil años luz. Más allá de eso, se requieren suposiciones sobre el brillo y las propiedades de varios objetos astronómicos para crear las técnicas enumeradas en el diagrama.

Para medir distancias entre estrellas simplemente triangula sus posiciones en tres dimensiones. Debe permitir la inexactitud tanto en la distancia como en la dirección medida.

Buena vieja trigonometría.
Usando galaxias distantes como referencias fijas, mida los ángulos de las estrellas (más cercanas). Espere 6 meses hasta que la Tierra se haya movido unos 185 millones de millas y mida los ángulos de la misma estrella.
Ahora tiene 3 ángulos y 1 longitud y puede calcular las longitudes de los otros 2 lados. (aproximadamente igual y esta es la distancia)
La precisión de este método depende de cuán pequeños y cuán precisos se puedan medir los ángulos a medida que más lejos esté la estrella, más imprecisa será la distancia.
Otros pueden saber a qué distancia están las estrellas más distantes que podemos medir con este método.
Con un rango y orientación celeste a las estrellas, más trigonometría le permitirá calcular distancias y demoras entre las estrellas.

año luz

sustantivo

Astronomía

sustantivo plural: años luz

1. una unidad de distancia astronómica equivalente a la distancia que recorre la luz en un año, que es 9.4607 × 1012 km (casi 6 billones de millas) .Informala larga distancia o gran cantidad “. El nuevo rango los coloca en años luz
2. Año luz – Wikipedia Los años luz son distancia / espacio (no tiempo)
3. Comparando brillos de estrellas cuyas distancias pueden medirse directamente con estrellas aparentemente similares a distancias mayores. Debido a que existe mucha incertidumbre sobre si una estrella “aparentemente” similar es realmente similar en brillo intrínseco, debe usar muchos tipos diferentes de estrellas y hacer muchas verificaciones cruzadas. Esto da como resultado la escala de distancia cósmica. Una referencia particularmente útil es la clase de estrella variable Cefeida que resulta tener una relación precisa y explotable entre el brillo y la frecuencia de pulso.
4. Para objetos cercanos podemos usar paralaje. A medida que orbitan el Sol, continuamente vemos las estrellas desde diferentes ángulos.
5. De las respuestas anteriores!
6. http://spaceplace.nasa.gov/revie …
7. ¿Cómo calculan los científicos la distancia desde la Tierra a una estrella o galaxia en el espacio? Respuesta de alguien de la NASA sobre paralaje con imágenes.

O AU la distancia entre la tierra y el Sol aprox. 93 millones de millas o años luz la distancia que viaja la luz en un año. La luz viaja aprox. 186 mil millas por segundo. Como referencia, la estrella más cercana a la nuestra es de aprox. A 4 años luz de distancia y tomaría un cohete químico 10s de miles de años en llegar, la mitad del tiempo acelerando la otra mitad desacelerando.

Las UA se utilizan para distancias relativamente “cercanas” y años luz para distancias más largas. La mayoría de estas mediciones son de Joseph Silks “THE BIG BANG”, que sigue siendo una excelente novela interesante para los cosmólogos principiantes.

Puede usar paralaje, el movimiento aparente de la estrella a medida que la Tierra se mueve, eso es bueno durante aproximadamente 30 a 300 años luz como máximo.

Para distancias más largas puede usar variables Cefeidas, estrellas con una curva de período de brillo razonablemente ajustada. A partir de su tiempo de variación en el brillo, puede hacer una estimación cercana de su brillo, y a partir de su brillo aparente versus su brillo real, puede estimar la distancia.

Para las cosas que están REALMENTE lejos, puedes usar su desplazamiento al rojo.