¿Cómo calcular la distancia entre los planetas del universo?

La determinación precisa de la distancia promedio entre la Tierra y el Sol (una unidad astronómica, 1 UA) es la base para medir distancias en el universo.

Según la ley de Kobler, se puede deducir que la distancia más cercana entre Venus y la Tierra es de unas 0,28 A.U. Cuando Venus está más cerca de la Tierra, se puede encontrar el tiempo del eco del radar en la superficie de Venus (el error es menos de un kilómetro)

1 AU = 149.597.870 kilómetros≈ 1,5*108 kilómetros

Alcance: ~1AU.

Paralaje estelar

Usando la distancia promedio entre la Tierra y el Sol como línea de base, la distancia observada desde la estrella, d

d (paralaje, segundos , pc) = 1/p (ángulo de paralaje, segundo de arco)

1 pc se define como la distancia resultante de un ángulo de paralaje de un segundo, que equivale a 3,26 años luz. Las observaciones terrestres están limitadas por el paralaje atmosférico, con una distancia de observación efectiva de aproximadamente 100 pc (unos 300 años luz). El satélite Hipparcos y el telescopio Hubble fuera de la atmósfera terrestre pueden utilizar mediciones de paralaje de estrellas más lejanas, hasta 1.000 pc.

Paralaje espectral

Si la magnitud aparente de una estrella es mV, la magnitud absoluta es MV y la distancia de magnitud absoluta es 1000 pc, entonces la distancia de magnitud absoluta es ∼1000 pc . Si conoce la clasificación espectral y fotométrica de la estrella, puede encontrar la luminosidad de la estrella en el diagrama de Herophon. Además, también puedes calcular la magnitud absoluta de la estrella, o leer la magnitud absoluta de la estrella en el diagrama de Hertz-Rubber y luego sustituirla en la fórmula del módulo de distancia para encontrar la distancia de la estrella.

Dado que la distribución de las estrellas de la secuencia principal está más concentrada en la región del cinturón estelar, el método de paralaje espectral suele utilizar estrellas de la secuencia principal como objetivos. Las estrellas vecinas se utilizan para calibrar las mediciones de paralaje espectral. También se supone que la composición y propiedades de las estrellas distantes son similares a las de las estrellas cercanas. Los errores suelen superar el 25%. (Nota: el diámetro de la Vía Láctea es de aproximadamente 30 Kpc)

Rango de alcance: ~7Mpc.

Ejemplo: si la magnitud aparente de una estrella es +15 y su Se determina que el espectro es una estrella G2 V, luego leo la magnitud absoluta de esta estrella en la tabla de clasificación como +5, y luego la sustituyo en la fórmula del módulo de distancia 15 - 5 = 5 log d - 5, y puedo obtener esta La distancia entre las estrellas es d = 1000 pc = 3260 años luz.

Estrellas variables

Las estrellas posteriores a la secuencia principal en la zona inestable tienen cambios de brillo periódicos (curva de perihelio). Al combinar las relaciones de perihelio de muchas estrellas variables, el período de cambio de brillo es variable. Se pueden encontrar estrellas Directamente proporcional a la luminosidad de la estrella (ver relación del perihelio). Las estrellas variables utilizadas como indicadores de distancia incluyen principalmente variables del Partenón (tipo I y II) y variables de Lyra.

Después de determinar el grado espectral de una estrella variable, su luminosidad (magnitud absoluta) se puede leer directamente en el mapa estelar del perihelio. Según la magnitud aparente y la magnitud absoluta de la estrella variable, la fórmula del módulo de distancia se puede utilizar para determinar la distancia de la estrella variable:

mV - MV = -5 + log10d

La más lejana descubierta hasta ahora La estrella variable madre se encuentra en M 100, a unos 17 Mpc de distancia.

Alcance: ∼17 Mpc.

Supernovas

De media, cada año se pueden observar decenas de supernovas procedentes de galaxias exteriores. La mayoría de las supernovas (Tipo I y II) tienen brillos máximos similares y los astrónomos generalmente las consideran iguales y las utilizan como indicadores de su distancia.

La distancia de la supernova se calibra con la distancia de la estrella variable madre, y se obtiene el brillo máximo promedio de las estrellas de tipo I y de tipo II, respectivamente. La curva de luz de una supernova determina su clasificación. Para las supernovas recién descubiertas, el brillo aparente máximo (mV) y el brillo absoluto máximo teórico (MV) se introducen en la fórmula del módulo de distancia para encontrar la distancia de la supernova.

Las supernovas de tipo II están interferidas por materia exterior y la incertidumbre en el brillo promedio es mayor. Las supernovas de tipo I son más adecuadas como indicadores de distancia.

Alcance: > 1000 Mpc.

Relación Tulley-Fisher

La línea de hidrógeno de 21 cm de la galaxia espiral está ensanchada mediante Doppler debido a la rotación de la galaxia.

Según el grado de ampliación de la línea espectral, podemos calcular el desplazamiento Δλ de la línea espectral y la velocidad Vr del brazo espiral de la galaxia en la dirección de la línea de visión.

Δλ/λo = Vr/c = Vsin i/c

i es el ángulo entre la línea de visión del observador y la normal al disco galáctico, desde el cual la galaxia espiral puede se calculará la velocidad de giro.

Tulley y Fisher descubrieron que la luminosidad de las galaxias espirales es proporcional a la velocidad de rotación. Tulley y Fisher descubrieron que la luminosidad de las galaxias espirales es proporcional a la velocidad de rotación, lo que ahora se conoce como relación Tulley-Fisher.

Después de medir la velocidad de rotación de la galaxia espiral, podemos conocer la luminosidad de la galaxia espiral y luego, usando la fórmula del módulo de distancia, podemos encontrar la distancia de la galaxia espiral.

La distancia calculada por la relación Touré-Fisher es aproximadamente la misma que la distancia de las supernovas de Tipo I, y se pueden comparar entre sí.

Nota: Hoy en día, se suelen observar líneas espectrales en la región infrarroja para evitar la absorción.

Alcance: > 100 Mpc.

Ley de Hubble

Casi todas las galaxias se están alejando de la Vía Láctea, y sus velocidades radiales alejándose de la Vía Láctea se pueden medir mediante el efecto Doppler. El efecto Doppler mide el corrimiento al rojo de una galaxia y luego descubre qué tan rápido se aleja la galaxia de la Vía Láctea.

En 1929, Edwin Hubble obtuvo la relación entre la velocidad radial de una galaxia lejana y su distancia

Ley de Hubble

Vr=H*d

Donde

Vr=velocidad radial de la galaxia

H=Constante de Hubble=87 kilómetros/(segundo* Mpc)

d=distancia de la tierra, en Mpc. Distancia a la Tierra en Mpc.

La ley de Hubble es un indicador de distancia muy importante. La ley de Hubble se puede utilizar para determinar la distancia de una galaxia midiendo su velocidad lejos de la Tierra.

Ejemplo:

La velocidad radial de alejamiento del Cúmulo de Galaxias Vigloo es Vr = 1180 km/s, y la distancia entre el Cúmulo de Galaxias Vigloo y la Tierra es d = Vr /H = 1180/70 = 16,8MHz.

Alcance: borde del universo.

Otros métodos de medición

Supergigante roja

Suponiendo que el brillo absoluto de la supergigante roja más brillante en cada galaxia es MV = -8, sujeto a limitaciones del análisis, el rango de alcance es el mismo que el del método de paralaje espectral.

Rango de alcance: ∼7Mpc.

Nova

Supongamos que el brillo absoluto de la nova más brillante de cada galaxia es MV=-8.

Alcance: ~20 Mpc.

Región HII

Supongamos que las regiones HII más brillantes de otras galaxias son comparables en tamaño a nuestra galaxia. (El límite de la región HII es difícil de determinar y no es exacto).

Nebulosas planetarias

Suponiendo que hay nebulosas planetarias en la galaxia, entonces el pico de la distribución de luminosidad está en MV = -4,48.

Alcance: ∼30 Mpc.

Cúmulos de estrellas globulares

Supongamos que hay cúmulos de estrellas globulares alrededor de la galaxia y que el pico de la distribución de luminosidad está en MV = - 6,5.

Suponiendo que hay cúmulos globulares de estrellas alrededor de la galaxia, el pico de la distribución de luminosidad está en MV = - 6,5.

Rango de aplicación: ~50 Mpc.

Relación Faber-Jackson, relación D-σ

La relación Faber-Jackson es similar a la relación Tulley-Fisher de las galaxias elípticas, y es proporcional a la luminosidad de la galaxia.

Relación D-σ: El ancho de la distribución de tasa marginal σ de una galaxia elíptica es proporcional al tamaño D de la galaxia.

Alcance: > 100 Mpc.

Galaxias

Supongamos que otros cúmulos de galaxias más distantes tienen la misma luminosidad MV = -22,83 que la galaxia más brillante del cúmulo de Virgo.

Alcance: ∼4.000 Mpc

Alcance: ∼4.000 Mpc

Alcance: ∼4.000 Mpc.