Bueno, el volumen es bastante fácil. La mayoría de estos cuerpos son aproximadamente elipsoides, por lo que una vez que tenga un par de dimensiones básicas, como radios mayor y menor, puede calcular el volumen con bastante facilidad.
El peso, por otro lado, generalmente es solo una forma de representar la masa del objeto en términos más fáciles de entender para las personas. Después de todo, estos cuerpos están en caída libre, por lo que su masa es la métrica relevante. Esto se puede estimar aplicando nuestro conocimiento general de la composición de los cuerpos celestes, pero también es extremadamente común medir las interacciones gravitacionales entre los cuerpos para estimar su tamaño: la gravedad es, después de todo, un producto de la masa. Cuando describimos un cuerpo celeste como “pesando” una cierta cantidad, generalmente es justo lo que pesaría en la gravedad estándar de la Tierra.
¿Cómo medimos el radio de cuerpos distantes como estrellas?
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Los radios de algunas estrellas se han determinado por observación directa, pero con otras, debe conocer la temperatura, la luminosidad y la distancia. La temperatura se puede determinar a través del análisis espectral, y si tiene una estimación de distancia, puede usar el brillo observado para calcular la luminosidad. Dado que la luminosidad es un producto del área de superficie y la temperatura, puede usar la información que tiene para resolver el radio.
Existen otros métodos más precisos, pero puede usar esta ecuación para la luminosidad de un cuerpo negro, que es una aproximación decente para una estrella:
L = 4πR ^ 2 σT ^ 4
donde L es luminosidad, R es radio, σ es la constante de Stefan-Boltzmann y T es temperatura. (Esto es solo un área de superficie, que es 4πR ^ 2 para una esfera, multiplicada por la luminosidad por metro cuadrado).
Luego puede reorganizar eso para obtener el radio al cuadrado:
R ^ 2 = L / (4π σ T ^ 4)
Y solo toma la raíz cuadrada de eso para resolver el radio. El valor que calculé para el Sol (695,887.5 km) a partir de esa ecuación es un poco más grande que la definición de IAU del radio solar (695,700 km), pero es solo una diferencia de 0.03%, lo cual es una buena opción si solo desea un idea general del tamaño de la estrella.
¿La actividad inusual de las manchas solares u otros eventos tendrían un efecto en la luminosidad promedio de una estrella durante los períodos de medición?
¿Y cómo determinan la masa de nebulosas y otras nubes de material espacial menos unidas? (Debe ser una mejor frase)
Las nebulosas son lo suficientemente grandes como para que podamos ver visualmente su tamaño.
Tenga en cuenta que tenemos hermosos telescopios que tomaron imágenes de nebulosas, cuando casi todas las imágenes de estrellas son un punto en la oscuridad o dibujos de artistas.
Existen varios métodos que sondean directamente la densidad numérica de las partículas de gas, la densidad numérica al cuadrado o la densidad de la columna de partículas. Si bien las distribuciones de gas pueden ser no uniformes, le dan una idea de cuál podría ser la masa si conoce el tamaño de la región (específicamente la profundidad a lo largo de la línea de visión).
Los mejores interferómetros astronómicos pueden llegar a resoluciones de aproximadamente un miliar segundo. Eso es como leer la fecha de una moneda a 100 millas. Resoluciones como esa permiten mediciones directas de estrellas cercanas o extremadamente grandes, como Betelgeuse.
Los astrónomos también usan ocultaciones, donde un cuerpo cercano (la luna, otro planeta) pasa frente a una estrella. Usando fotómetros sensibles, puede medir la cantidad de tiempo que tarda la luz de la estrella en estar completamente bloqueada y calcular el diámetro aparente de la estrella usando parámetros del movimiento de la luna. A partir de ahí, si conoce la distancia (más trucos involucrados allí), puede encontrar el diámetro real con trigonométrico.
Además, muchos de los modelos teóricos de dinámica estelar también pueden permitir el cálculo de diámetros aproximados y estos modelos han sido calibrados para estrellas con diámetros medidos directamente, lo que permite estimaciones algo decentes de estrellas demasiado distantes para la medición directa.
