No estoy seguro de la razón por la que desea calcular la derivada del tiempo, pero desde mi comprensión de las variables pulsantes, se utiliza para derivar la relación período-radio a partir de la cual se puede determinar el modo de pulsación de las variables y, por lo tanto, calibrar la luminosidad del período relación. Si quisieras hacerlo, continúa.
Simplemente no es posible prescindir de los datos experimentales para el diámetro angular y la velocidad radial de las estrellas variables. Para medir las variaciones en el diámetro angular en una estrella pulsante, potentes interferómetros ópticos capaces de mantener una coordinación precisa del tiempo entre los diferentes telescopios, un ancho de banda alto y una comunicación de baja tasa de error desde los telescopios hasta el sitio de procesamiento de datos.
Estoy seguro de que nunca es una cosa de aficionados. Para aquellos que no tienen idea de la naturaleza compleja de la interferometría. Aquí está.
- ¿En qué medida la gravedad de la Luna domina en su región del sistema solar, aparte de la Tierra?
- ¿Quién inventó el sol?
- ¿Cómo orbita la Tierra al Sol sin perder energía?
- ¿Una supernova crea elementos mediante la captura de neutrones o mediante la fusión?
- ¿Qué hay al final del universo?
Para obtener información de múltiples detectores, necesita una diferencia de longitud de ruta precisa entre las dos ondas interferentes para lograr un buen patrón de interferencia. Requiere hardware y no solo potencia informática para hacer interferometría.
Además, a medida que el objeto se mueve en el cielo debido a la rotación de la Tierra, el patrón marginal cambiará debido al cambio en la diferencia de fase. Por lo general, los interferómetros tendrán dispositivos para que la franja central se rastree cambiando la longitud de la ruta de uno de los haces. Uno de los problemas con la interferometría óptica es que las longitudes de onda son muy pequeñas, por lo que se habla de hacer las cosas con mucha precisión. Incluso en la radio, donde la interferometría se usa ampliamente, la extracción de información de las franjas observadas requiere mucho trabajo. No es tan simple como tomar dos imágenes de telescopios y combinarlas.
Otro instrumento es la espectroscopía óptica de alta resolución, que posee otro problema, especialmente cuando se miden las estrellas variables que tienen menos diámetro angular. El poder de resolución de la espectroscopía basada en aficionados todavía no es suficiente para estudiar las variables por encima de un cierto límite.
Si de alguna manera obtiene los datos experimentales, el ciclo de pulsación puede determinarse mediante el método Baade-Wesselink .
No es fácil proporcionar las derivaciones y los cálculos aquí. Entonces, la información se puede encontrar en Introducción a la Astrofísica Estelar, Bohm-Vitense, E. 1986, ApJ, v. 303, p. 262-272 y E. 1989, ApJ, v. 343, p. 343-351.
