La mayoría de las galaxias aparecen solo como formas indistintas incluso a través de potentes telescopios terrestres. De hecho, a principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos consideraban a la Vía Láctea como un “universo insular” de estrellas, sin nada observable más allá de sus límites. Andrómeda fue catalogada como una de las muchas manchas de luz tenues y difusas que los astrónomos conocían como “nebulosas espirales”.
En 1923, Edwin Hubble (1889-1953), el famoso astrónomo estadounidense, observó una estrella en Andrómeda que se iluminó y se desvaneció en un patrón predecible, como un faro de faro, y la identificó como V1, una variable cefeida. (Se llama así porque la primera estrella variable de este tipo se descubrió en la constelación de Cefeo, la estrella fue Delta Cephei, descubrió a John Goodricke (1764-1786), un astrónomo aficionado británico en 1784).
La estrella ayudó al Hubble a demostrar que Andrómeda estaba más allá de nuestra galaxia y resolvió el debate sobre el estado de las nebulosas espirales. El universo se convirtió en un lugar mucho más grande después del descubrimiento de Hubble.
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Si bien el paralaje estelar solo se puede usar para medir distancias a las estrellas dentro de cientos de parsecs, las estrellas y supernovas variables Cefeidas se pueden usar para medir distancias más grandes, como las distancias entre galaxias en el espacio profundo. Las estrellas variables cefeidas pulsan de manera predecible. Además, el período de una estrella Cefeida (con qué frecuencia pulsa) está directamente relacionado con su luminosidad o brillo.
Las variables cefeidas son extremadamente luminosas, por lo que incluso las más distantes pueden observarse y medirse. Una vez que se ha medido el período de una Cefeida distante, su luminosidad se puede determinar a partir del comportamiento conocido de las variables Cefeidas. Entonces su magnitud absoluta y su magnitud aparente pueden relacionarse mediante la ecuación del módulo de distancia, y su distancia puede determinarse. (Magnitud aparente m – magnitud absoluta M es el módulo de distancia y es una medida de la distancia al objeto. Un objeto con un módulo de distancia de 0 está exactamente a 10 parsecs de distancia (my M son iguales). Si el módulo de distancia es negativo, el objeto está más cerca de 10 parsecs, y su magnitud aparente es más brillante que su magnitud absoluta. Usando este método, las variables Cefeidas se pueden usar para medir distancias de aproximadamente 1 kilo parsec a 50 megaparsecs.
Solo después del lanzamiento del TELESCOPIO DEL ESPACIO HUBBLE en 1990, los astrónomos comenzaron a resolver estrellas galácticas individuales adicionales. Hubble ha tomado varias imágenes de alta resolución de Andrómeda, nuestra gran galaxia vecina más cercana. En 2010, el telescopio estaba dirigido a una sola estrella variable que en 1923 alteró el curso de la astronomía moderna. V1 – una variable cefeida en Andromeda:
Crédito: NASA, ESA y el equipo de Hubble Heritage (STScI / AURA)
En cuanto a la temperatura de la estrella , generalmente el color de las estrellas revela sus temperaturas. Como si una estrella es de un color azul brillante, hace mucho calor y emite mucha energía. Si es rojo, tiene una temperatura superficial fría. Por lo tanto, la longitud de onda dominante de la luz de una estrella puede indicarnos la temperatura de su superficie.
Y luego, diferentes elementos emiten longitudes de onda específicas y producen lo que llamamos líneas espectrales. Al usar un espectroscopio que divide la luz de esa estrella en diferentes colores, puede ver que ciertos colores no están presentes o hay una gran cantidad de luz en esa longitud de onda particular, y eso le dice que deben emitir átomos de un elemento en particular enciende esa estrella para que puedas saber de qué debe estar hecha esa estrella.
En cuanto al tamaño de las estrellas, una vez que la estrella se resuelva en el telescopio, tome una fotografía. Mida el tamaño angular de la estrella en la imagen, luego multiplique por la distancia para encontrar el verdadero diámetro lineal. Esto se conoce como método de “imagen directa”. Hay varios otros métodos detallados AQUÍ .
