LIBRO 1 –TEMA 5 –Aptdº 5 –MEDICIÓN DE DISTANCIAS A LAS ESTRELLAS CON LA
ECLÍPTICA– UNIDADES DE MEDIDA – AÑO LUZ – PARSEC
Entrada
nº 25 del: ensayocosmologico.blogspot.com
bayodjose@gmail.com
En
el Tema 3 de este libro, dedicado a los medidores del Universo, principalmente
a Tycho Brahe, vimos que, a pesar de tener los conocimientos trigonométricos y
geométricos necesarios para calcular distancias y tamaños de Astros, solamente
los podíamos aplicar a Astros cercanos. Vimos que el problema radicaba en que
al quererlos aplicar a objetos lejanos (Estrellas) los instrumentos de que
disponían, no tenían la precisión suficiente para medir los ángulos de
“paralaje”, concepto este, que ya quedó definido en dicho Tema 3 (Volvemos a
ello en Fig.4-12) Y esto era así, porque se desconocía el largo trayecto que La
Tierra recorría alrededor del Sol. Ésta seguía siendo fija. Por tanto, no había
en la Tierra puntos de observación lo suficientemente alejados como para poder
medir el “paralaje”(Ángulos de fracciones de segundo de grado)
Fig.4-12
Recordatorio
A
partir del Modelo Copérnico-Kepler, con una Tierra girando alrededor del Sol,
teníamos ya puntos de observación lo suficientemente alejados en la Eclíptica
(Órbita elíptica), como para poder hacer estas mediciones posibles. El concepto paralaje variaba ahora,
ya que los ángulos los mediríamos desde puntos distantes de la tierra en su
recorrido orbital. Esto nos permitía medir distancias mayores con mejores precisiones.
También el desarrollo de aparatos más modernos, principalmente el telescopio,
que inventaría Galileo, mejoraría considerablemente el estudio y medidas de los
astros.
Hablaremos
del nuevo concepto de paralaje, pero antes es importante pararnos a contemplar
una característica muy importante de la eclíptica terrestre. Dicha eclíptica,
naturalmente forma un plano orbital. Pues bien, el eje terrestre Norte-Sur,
estaba inclinado respecto al dicho plano 23,4º (grados sexagesimales) Veamos
las
figura
4-10ª y
4-13
En
ambas vemos que el eje terrestre está inclinado respecto al plano orbital 23,4º
(grados sexagesimales)
En
la fig.4-15 vemos una posible forma de medir esta declinación, comparando, en el hmisferio norte, la
altura del sol, el día en que está más alto (Afelio-24 Junio) con el que está
más bajo (Perihelio-24 de Diciembre)
Esta
declinación es la causa de las estaciones del año, como veremos más adelante.
Fig.
4-15
Este
detalle es fundamental para medir el ángulo de observación de la estrella con
respecto al plano orbital. Conociendo el ángulo medido respecto al horizonte,
la declinación dicha del eje terrestre y
el ángulo de la latitud desde la que medimos, sabemos el ángulo respecto al
plano orbital. Esto nos permite medir el:
Ángulo abarcado a la estrella, cuya mitad, es
el paralaje – ángulo “p” en el dibujo-
Ver
figura 4-16
Se
deduce pues que la distancia a una
estrella “d”=EC, es igual a Unidad Astronómica
(Ua=OC) dividida por el ángulo
de paralaje <p, o sea:
d = EC =Ua/<p
Ua = la mitad del eje mayor de la elipse o eclíptica = 149.600.000
Km.
La distancia “d”, de la estrella, es pues inversamente
proporcional al ángulo de paralaje
<p. Es decir, a doble <p,
mitad de distancia. A mitad de <p, doble distancia.
Nota: Para ángulos muy pequeños, como es el caso, la
tangente del ángulo se considera igual al ángulo. Ello simplifica la ecuación,
cometiendo un error inapreciable.
PARSEC
Si el
paralaje <p = 1`` (un segundo d grado),
la distancia “d” de la estrella se llama Parsec - d= Pc (Parsec = 3,8
años luz). Con ello, tenemos una fórmula simple de calcular distancias, pues
estas, ya hemos dicho que son inversas proporcionales al paralaje. Si el
paralaje es 2” de arco, la distancia es la mitad del parsec = 3,8/2 años luz.
Si
<p = 2´´ --- d = ( ½)Pc = 1,9 años luz. Si <p = (½)`` --- d = 2 Pc = 7,6 años luz. Y en general :
d = 1/<p medida en Parsecs.
NOTA:
Este método de medida solo sirve para estrellas cercanas, con distancias no
mayores a 1.000 años luz, con los medios modernos. La mayoría de las estrellas
están tan lejanas que la medida del paralaje requiere de una precisión no
conseguible.
Para
medidas lejanas, hay que utilizar otros métodos, como por ejemplo “el
brillo-real y aparente”. Para ello debemos de construir una escala de brillos
que servirá de referencia para este menester.
Fig. 4-17
NOTA: En la constelación Osa menor, se encuentra la estrella polar. Desde cualquier punto de la tierra, nos indica siempre el norte. Esta pues, es una buena referencia para otros cálculos estelares.
Fig 4-18-Osa menor. Estrella polar.
La
estrella más cercana a nosotros es Centauro, en La Constelación Alfa Centauro
que se encuentra a 4,3649 años luz. Consideremos que hoy se detectan estrellas,
o galaxias a millones de años luz. La cifra más lejana que conozco es la
captada en el observatorio de Maura Kea en Hawai, que está a 13.000 millones de
años luz.
Convenido de momento por la ciencia, que nuestro Universo tiene
13.500 mill. de años luz, en que se produjo el Big-bang, esto supone que
estamos viendo casi el origen del universo.
Imagen
del observatorio de Maura Kea
Estaciones del año
Para
terminar este tema, veamos las consecuencias de la inclinación del eje
terrestre respecto al plano de la eclíptica. Dicha inclinación hace que en el
afelio, los rayos caigan más perpendiculares al hemisferio norte de la tierra y
más inclinados en el hemisferio sur. En el perihelio sucede exactamente lo contrario.
En el afelio pues, hace más calor en el hemisferio norte y menos en el sur. Así
pues, es verano en el norte e invierno en el sur. En el perihelio es al
contrario. Durante el recorrido de afelio a perihelio, se suceden los estados
intermedios, otoño, primavera.
Veamos
las figuras 4-19 y 4-14
Fig. 4-14
En
la fig. 4-14 podemos ver que en el círculo polar ártico, en verano, será de día
las 24h y en invierno será de noche las mismas 24h
En
el círculo polar antártico, sucederá al contrario.
Fin
del Tema 4-5
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