Astronomia

Quais são os seis métodos diferentes para medir distâncias em Astronomia?

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Quais são os seis métodos diferentes para medir distâncias em Astronomia em relação ao seu respectivo alcance em termos de objetos astronômicos?

Até agora posso citar 4: método de paralaxe, alcance do radar, ajuste da sequência principal, variáveis ​​cefeidas.


Usando curvas de luz de supernova tipo Ia.

A relação período-luminosidade RR Lyrae.

Movendo a paralaxe estatística do cluster.

Flutuações de brilho da superfície.

Relação Redshift-distância.

Usando a fusão de fontes de ondas gravitacionais como sirenes padrão.

Estes e outros podem ser acessados ​​neste link. https://en.m.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder


Quais são os seis métodos diferentes para medir distâncias em Astronomia? - Astronomia

As distâncias aos planetas podem ser calculadas e refinadas usando as leis de Kepler. O período orbital dos planetas é proporcional ao comprimento do semieixo maior de suas órbitas. Como sabemos esse valor para a Terra, podemos computá-lo para os outros planetas com base em seus períodos orbitais. Nas últimas décadas, valores mais precisos foram obtidos por poderosos sinais de radar e voos de espaçonaves.

Existem vários métodos usados ​​para medir distâncias interestelares. Para estrelas mais próximas, podemos usar a triangulação direta: a posição de uma estrela em relação a estrelas de fundo mais distantes é medida e, em seguida, medida novamente seis meses depois. Como a Terra está no lado oposto de sua órbita do que estava seis meses antes, a mudança minúscula na posição aparente da estrela (conhecida como "paralaxe") é uma medida direta de sua distância do nosso Sistema Solar. É daí que vem o termo "parsec". Significa "PARallax de um SEGUNDO" em outras palavras, a distância na qual uma partida terá uma paralaxe de um segundo de arco (que é cerca de 3,26 anos-luz).

Para estrelas mais distantes, as propriedades de seus espectros podem ser usadas. Diferentes classes espectrais de estrelas têm diferentes faixas de brilho conhecidas, portanto, comparando seu brilho aparente com a faixa de brilho conhecida, a distância pode ser estimada.

Certos tipos de estrelas têm outras propriedades que permitem que suas distâncias sejam medidas com muita precisão. Um tipo de estrela chamada de "variável cefeida" fica mais brilhante e escurecida em um ciclo fixo. O brilho máximo se correlaciona com a taxa do ciclo. Portanto, se você consegue ver uma variável Cefeida, pode saber sua distância apenas medindo o tempo de ciclo de seu brilho. Este método tem sido usado para medir a distância a aglomerados de estrelas próximos fora de nossa galáxia.

Certos tipos de supernovas também têm propriedades de brilho conhecidas. Eles são tão brilhantes que podem ser vistos quando aparecem em galáxias próximas - e nos permitem medir a distância até essas galáxias.

Para galáxias mais distantes, podemos determinar sua distância por seu "redshift". Uma vez que o universo está se expandindo mais ou menos uniformemente em grande escala, quanto mais longe uma galáxia está, mais rápido ela parece estar se afastando de nós. A luz dessas galáxias é deslocada por Doppler para o vermelho por esse movimento aparente. Este redshift pode ser medido em um espectrógrafo e, usando a constante de Hubble, este redshift pode ser convertido em uma distância.


Medindo distâncias

Não é o método mais prático
Crédito: NSO Medir a distância de objetos no Universo é muito importante para os astrônomos por uma série de razões. Infelizmente, também é muito difícil - você não pode simplesmente usar uma régua!

Por causa disso, muitos astrônomos nas últimas centenas de anos trabalharam duro para encontrar novas maneiras de medir a distância de estrelas e galáxias.

Esses métodos vêm em dois tipos:

  • Métodos diretos: Aqui você mede a distância ao objeto diretamente, sem ter que compará-lo com mais nada.
  • Métodos relativos: Com esses métodos, você só pode medir relativo distâncias - por exemplo, você pode ser capaz de dizer que a estrela A está 4 vezes mais longe do que a estrela B, mas não pode dizer a distância em quilômetros ou anos-luz. Claro, se você pode medir a distância até a estrela A usando um método direto, você pode calcular uma distância direta da Estrela B. Isso é chamado calibração.

Às vezes, um método relativo precisa ser calibrado por outro método relativo, que por sua vez é calibrado por um método direto. Quando existem vários estágios ou "etapas" como este, às vezes é chamado de Escada de distância.

A tabela abaixo tem alguns exemplos de métodos de estimativa de distância usados ​​por astrônomos.


Astrônomos encontram uma nova maneira de medir distâncias cósmicas

Estrelas cefeidas em galáxias como M81, mostradas aqui. As estrelas podem oferecer uma nova maneira de medir distâncias a objetos no universo. Imagem cortesia da Ohio State University. & # 8221 width = & # 8221580 & # 8243 height = & # 8221535 & # 8243 wp-image-32187 & # 8243 /> hio astrônomos da State University estão usando o Grande Telescópio Binocular para procurar cefeidas de período ultralongo estrelas em galáxias como M81, mostradas aqui. As estrelas podem oferecer uma nova maneira de medir distâncias a objetos no universo. Imagem cortesia da Ohio State University.
Usando um tipo raro de estrelas variáveis ​​Cefeidas gigantes como marcadores cósmicos de milhas, os astrônomos encontraram uma maneira de medir distâncias a objetos três vezes mais distantes no espaço do que era possível anteriormente. As cefeidas clássicas são estrelas que pulsam em brilho e há muito tempo são usadas como pontos de referência para medir distâncias no Universo próximo. Mas os astrônomos encontraram uma maneira de usar variáveis ​​Cefeidas de “período ultralongo” (ULP) como balizas para medir distâncias de até 300 milhões de anos-luz e além.

As cefeidas clássicas são brilhantes, mas além de 100 milhões de anos-luz da Terra, seu sinal se perde entre outras estrelas brilhantes, disse Jonathan Bird, estudante de doutorado em astronomia no estado de Ohio, que discutiu suas descobertas na conferência da American Astronomical Society na segunda-feira.

Mas as ULPs são uma classe rara e extra-brilhante de Cefeidas, que pulsam muito lentamente.

Os astrônomos também pensam há muito tempo que as cefeidas ULP não evoluem da mesma forma que outras cefeidas. Neste estudo, no entanto, os astrônomos encontraram a primeira evidência de uma cefeida ULP evoluindo da mesma forma que uma cefeida clássica.

Existem vários métodos para calcular a distância às estrelas, e os astrônomos geralmente precisam combinar métodos para medir uma distância indiretamente. A analogia usual é uma escada, com cada novo método um degrau mais alto acima do outro. A cada novo degrau da escada de distância cósmica, os erros se somam, reduzindo a precisão da medição geral. Portanto, qualquer método único que possa pular os degraus da escada é uma ferramenta valiosa para sondar o universo.

Krzysztof Stanek, professor de astronomia no estado de Ohio, aplicou uma técnica de medição direta em 2006, quando usou a luz emergente de um sistema estelar binário na galáxia M33 para medir a distância até aquela galáxia pela primeira vez. M33 está a 3 milhões de anos-luz da Terra.

Esta nova técnica usando cefeidas ULP é diferente. É um método indireto, mas este estudo inicial sugere que o método funcionaria para galáxias que estão muito mais distantes do que M33.

“Descobrimos que as cefeidas de período ultralongo são um indicador de distância potencialmente poderoso. Acreditamos que eles poderiam fornecer as primeiras medições diretas de distância estelar para galáxias na faixa de 50-100 megaparsecs (150 milhões e # 8211 326 milhões de anos-luz) e muito além disso ”, disse Stanek.

Como os pesquisadores geralmente não tomam nota das cefeidas de período ultralongo, há poucas delas no registro astronômico. Para este estudo, Stanek, Bird e o estudante de doutorado do estado de Ohio, Jose Prieto, descobriram 18 cefeidas ULP da literatura.

Cada um estava localizado em uma galáxia próxima, como a Pequena Nuvem de Magalhães. As distâncias a essas galáxias próximas são bem conhecidas, então os astrônomos usaram esse conhecimento para calibrar a distância até as cefeidas ULP.

Eles descobriram que podiam usar as cefeidas ULP para determinar a distância com um erro de 10-20 por cento & # 8212 uma taxa típica de outros métodos que compõem a escada da distância cósmica.

“Esperamos reduzir esse erro à medida que mais pessoas observarem as cefeidas ULP em suas pesquisas estelares”, disse Bird. “O que mostramos até agora é que o método funciona em princípio e os resultados são encorajadores.”

Bird explicou por que os astrônomos ignoraram as cefeidas ULP no passado.

As cefeidas de curto período, aquelas que brilham e escurecem a cada poucos dias, são bons marcadores de distância no espaço porque seu período está diretamente relacionado ao seu brilho & # 8212 e os astrônomos podem usar essa informação de brilho para calcular a distância. Polaris, a Estrela do Norte, é uma cefeida bem conhecida e clássica.

Mas os astrônomos sempre pensaram que as cefeidas ULP, que brilham e escurecem ao longo de alguns meses ou mais, não obedecem a essa relação. Eles são maiores e mais brilhantes do que as cefeidas típicas. Na verdade, eles são maiores e mais brilhantes do que a maioria das estrelas neste estudo, por exemplo, as 18 cefeidas ULP variaram em tamanho de 12 a 20 vezes a massa do nosso sol.

O brilho os torna bons marcadores de distância, disse Stanek. As cefeidas típicas são mais difíceis de detectar em galáxias distantes, pois sua luz se mistura com outras estrelas. As cefeidas ULP são brilhantes o suficiente para se destacarem.

Os astrônomos também suspeitam há muito tempo que as cefeidas ULP não evoluem da mesma forma que outras cefeidas. Neste estudo, no entanto, a equipe do estado de Ohio encontrou a primeira evidência de uma cefeida ULP evoluindo como uma cefeida mais clássica.

Uma cefeida clássica ficará mais quente e mais fria muitas vezes ao longo de sua vida. No meio, as camadas externas da estrela tornam-se instáveis, o que causa as mudanças no brilho. Acredita-se que as cefeidas ULP passem por esse período de instabilidade apenas uma vez, indo em apenas uma direção & # 8212, do mais quente para o mais frio.

Mas enquanto os astrônomos juntavam dados de diferentes partes da literatura para este estudo, eles descobriram que uma das cefeidas ULP & # 8212 uma estrela na Pequena Nuvem de Magalhães apelidada de HV829 & # 8212 está claramente se movendo na direção oposta.

Há quarenta anos, o HV829 pulsava a cada 87,6 dias. Agora ele pulsa a cada 84,4 dias. Duas outras medições encontradas na literatura confirmam que o período tem diminuído continuamente nas décadas intermediárias, o que indica que a própria estrela está encolhendo e ficando mais quente.

Os astrônomos concluíram que as cefeidas ULP podem ajudar os astrônomos não apenas a medir o universo, mas também a aprender mais sobre como estrelas massivas evoluem.

Alguns desses resultados foram relatados no Astrophysical Journal em abril de 2009. Desde que esse artigo foi escrito, os astrônomos do estado de Ohio começaram a usar o Grande Telescópio Binocular em Tucson, Arizona, para procurar mais cefeidas ULP. Stanek diz que encontraram alguns bons candidatos na galáxia M81, mas esses resultados ainda não foram confirmados.


Quais são os seis métodos diferentes para medir distâncias em Astronomia? - Astronomia

Como as distâncias entre as estrelas são tão vastas, medir essas distâncias com unidades familiares como quilômetros ou milhas seria impraticável. Na astronomia, uma medida comum de distância é a distância que a luz percorre em um ano: 9,46 e vezes 10 12 km, ou aproximadamente 6 trilhão milhas. Podemos realmente compreender essa distância, mas vamos tentar de qualquer maneira. Considere o seguinte: a velocidade da luz é tão rápida que até mesmo a velocidade do som é um rastejar de lesma em comparação. Se você voasse em um jato na velocidade do som, sem parar para reabastecer, levaria 32 horas apenas para dar a volta na Terra uma vez. Mas, à velocidade da luz, você pode circundar a Terra 7 vezes em menos de um segundo.

O sol está tão longe que sua luz leva 8 minutos para chegar até nós! No entanto, essa vasta distância não é nada comparada com as distâncias de outras estrelas. A estrela mais próxima, Proxima Centauri, está a pouco mais de 4 anos-luz de distância. Em outras palavras, se você pudesse viajar na velocidade incompreensivelmente rápida da luz, ainda levaria mais de 4 anos para chegar lá. A teoria da relatividade especial de Einstein prevê que, se você estivesse viajando à velocidade da luz, não experimentaria qualquer passagem do tempo. Portanto, o tempo decorrido deve ser entendido em relação ao quadro de referência da Terra. E se você olhar para aquela estrela através de um telescópio, você pode & rsquot ver como ela se parece hoje - você só vê como era 4 anos atrás.

Como os astrônomos medem essas distâncias? Vários métodos diferentes são usados. A distância ao sol e às estrelas próximas pode ser medida por cálculos geométricos simples, graças a um fenômeno chamado. Paralaxe é a mudança aparente nas posições relativas de objetos vistos de diferentes locais. Por exemplo, se você mover a cabeça de um lado para o outro, os objetos próximos a você parecem se mover para frente e para trás em relação aos objetos que estão mais distantes. A mesma coisa acontece quando objetos em nosso sistema solar são vistos de diferentes locais da Terra. Por exemplo, quando o planeta Vênus está diretamente entre a Terra e o sol, sua silhueta aparece mais perto do polo norte do sol e rsquos quando visto do polo sul da Terra e rsquos, e mais perto do polo sul do sol e rsquos quando visto do polo norte da Terra e rsquos.

Quando Vênus está diretamente entre a Terra e o sol, sua silhueta aparece mais perto do pólo norte do sol quando vista do pólo sul da Terra e mais perto do pólo sul do sol quando vista do pólo norte da Terra.

Já em 1760, os astrônomos navegaram para diferentes lugares do globo para observar um evento antigo no qual a silhueta de Vênus passou na frente do sol. (Aqui está a história de uma dessas expedições, na qual o capitão britânico James Cook liderou uma equipe de cientistas ao Taiti com o propósito expresso de ver o trânsito de Vênus de um ângulo diferente.) Como esperado, a silhueta de Vênus apareceu mais distante e perto do sul, & rdquo em relação ao sol por trás dele, quando visto de lugares na Terra & rsquos hemisfério norte e apareceu mais longe & ldquonorth & rdquo quando visto de uma exuberante ilha tropical no sul do Pacífico.

Seu navegador não suporta a tag de vídeo. Trânsito de Vênus 2012

Este vídeo mostra o trânsito de Vênus em 2012 visto do Solar Dynamics Observatory (SDO), um satélite da NASA que monitora constantemente o sol. O vídeo é reproduzido muito mais rápido do que a velocidade real: o trânsito levou aproximadamente 7 horas.

Quando os astrônomos se reuniram novamente para comparar as notas, eles usaram a paralaxe observada para calcular a distância entre Vênus e a Terra. Uma vez que essa distância fosse conhecida, as leis de Newton e Rsquos poderiam ser usadas para calcular os tamanhos das órbitas planetárias, a massa do Sol e várias outras quantidades com notável precisão. Em um artigo publicado pela Royal Society of London em 1771, o astrônomo Thomas Hornsby calculou com precisão a distância média entre a Terra e o Sol com menos de 1% de erro. Thomas Hornsby, & ldquoA quantidade do sol & rsquos paralaxe, conforme deduzido das observações do trânsito de Vênus, em 3 de junho de 1769, & rdquo Transações filosóficas da Royal Society 61 (1771), 575-579. (Disponível aqui.) Na página 579, Hornsby estima que a distância média entre a Terra e o Sol é 93.726.900 milhas e estimativa de mdashan que difere das medições contemporâneas do século 21 em apenas 0,8%, como apontado neste interessante artigo de Donald Teets. Impressionante!

Depois que a distância entre a Terra e o sol foi determinada, um método semelhante poderia ser usado para medir as distâncias às estrelas próximas. À medida que a Terra faz sua jornada anual ao redor do Sol, as estrelas mais próximas de nosso sistema solar parecem mudar de posição em relação às estrelas mais distantes. Isso permite que os astrônomos calculem as distâncias às estrelas próximas, quase da mesma forma que determinaram a distância entre a Terra e Vênus. A diferença, claro, é que os astrônomos não precisam viajar para lugares diferentes na Terra para observar a paralaxe estelar; eles apenas têm que esperar seis meses até que a Terra esteja do lado oposto do sol, para ver as estrelas de outra perspectiva.

Paralaxe estelar

A paralaxe estelar é difícil de observar, no entanto, porque mesmo as estrelas mais próximas são muito Longe. O diâmetro da órbita da Terra é de aproximadamente 300 milhões de km (186 milhões de milhas), o que parece muito. Mas a distância até a estrela mais próxima é cerca de 130.000 vezes maior, então mesmo as estrelas mais próximas não parecem mudar muito quando nosso ponto de vista muda em 300 milhões de km! No entanto, com telescópios suficientemente poderosos, a paralaxe estelar pode ser observada mesmo para algumas estrelas relativamente distantes. NASA & rsquos Hubble Space Telescope permite aos astrônomos medir distâncias de até 10.000 anos-luz de distância usando o método paralaxe. Veja este comunicado de imprensa da NASA.

Para medir distâncias maiores do que isso, os astrônomos contam com estrelas conhecidas (ou). A luminosidade de uma estrela é seu brilho real - a quantidade total de luz que ela emite em uma determinada unidade de tempo. Para alguns tipos especiais de estrelas, a luminosidade pode ser determinada sem saber a que distância a estrela está. Estrelas assim são chamadas. A distância até uma vela padrão pode ser medida simplesmente comparando seu brilho aparente (visto da Terra) com seu brilho real conhecido: quanto mais fraca a estrela parece, mais longe ela está.

Henrietta Leavitt
(1868 - 1921) Fonte da foto: Wikimedia commons, public domain.

Mas como os astrônomos descobrem a luminosidade da estrela e rsquos em primeiro lugar, sem saber a que distância está? Bem, isso depende do tipo de estrela. Existem diferentes tipos de velas padrão - isto é, diferentes tipos de estrelas cuja luminosidade pode ser determinada sem saber a que distância a estrela está. Uma das velas padrão mais importantes é um tipo de estrela chamada a. As variáveis ​​cefeidas são estrelas que pulsam a uma taxa consistente, tornando-se mais brilhantes, depois mais escuras e depois mais brilhantes novamente. No início de 1900, a astrônoma americana Henrietta Leavitt (que também era cristã, aliás) descobriu que a luminosidade de uma variável Cefeida está correlacionada com sua taxa de pulsação: as variáveis ​​Cefeidas brilhantes pulsam mais lentamente do que as escuras. Consulte este artigo para obter mais informações sobre a descoberta de Leavitt & rsquos. A importância da descoberta de Leavitt & rsquos dificilmente pode ser exagerada. Simplesmente cronometrando a taxa de pulsação, os astrônomos podem determinar a luminosidade de uma variável Cefeida distante e então estimar sua distância comparando essa luminosidade com seu brilho aparente.

Variável Cefeida mais próxima: a Estrela Polar

Polaris A, comumente conhecida como Estrela do Norte, é a variável Cefeida mais próxima de nosso sistema solar. Ele está localizado a aproximadamente 430 anos-luz acima da Terra e do Pólo Norte. A Estrela do Norte é na verdade um sistema de 3 estrelas que consiste em uma enorme variável Cefeida (Polaris A) orbitada por duas estrelas anãs. Consulte este artigo para obter mais informações. Nesta foto de lapso de tempo, outras estrelas parecem circundar a Estrela do Norte, devido à rotação da Terra e rsquos.

O insight de Leavitt & rsquos rapidamente levou a muitas novas descobertas, incluindo uma descoberta famosa chamada Lei de Hubble & rsquos, que por sua vez permitiria aos astrônomos estimar distâncias muito maiores do que qualquer um pensava ser possível. Mas estou me adiantando. Vamos conversar sobre a lei de Hubble e rsquos mais adiante neste capítulo. Nós também falamos sobre outro tipo importante de vela padrão & mdasha tipo Ia supernova & mdashafter aprendemos o que são supernovas. Primeiro, vamos dar uma olhada na estrutura em grande escala do universo.


Descobrindo por você mesmo

Suponha que pudéssemos medir a distância até uma galáxia usando uma das técnicas de distância listadas na Tabela 26.2 e descobrisse que era 200 milhões de anos-luz. O desvio para o vermelho da galáxia nos diz que sua velocidade de recessão é de 5000 km / s. Qual é a constante de Hubble?

Calcule a razão massa-luz para um aglomerado globular com luminosidade de 10 6 eusol e 10 5 estrelas. (Suponha que a massa média de uma estrela em tal aglomerado seja 1 Msol.)

Calcule a relação massa-luz para uma estrela luminosa de 100 Msol tendo a luminosidade de 10 6 eusol.

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    • Autores: Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Editor / site: OpenStax
    • Título do livro: Astronomia
    • Data de publicação: 13 de outubro de 2016
    • Local: Houston, Texas
    • URL do livro: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL da seção: https://openstax.org/books/astronomy/pages/26-figuring-for-yourself

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    • Mais tempo Período = Mais alto Luminosidade
    • P = 3 dias, L

    • Meça o período de pulsação (P)
    • Usando a relação P-L, leia a Luminosidade (L)
    • Calcule a distância de luminosidade (deu) de Brilho aparente e luminosidade inferida.
    • Nada de cefeidas com paralaxes precisas (algumas agora têm paralaxes de baixa qualidade medidas pelo Hipparcos, mas estão apenas no limite do que o Hipparcos pode fazer).
    • Dois tipos de Cefeidas com diferentes relações P-L (estrelas delta Cephei e W Virginis, respectivamente).

    Algumas palavras sobre o mundo real

    Livros introdutórios como o nosso trabalham arduamente para apresentar o material de maneira direta e simplificada. Ao fazer isso, às vezes prestamos um péssimo serviço aos nossos alunos, fazendo com que as técnicas científicas pareçam muito limpas e indolores. No mundo real, as técnicas que acabamos de descrever revelam-se confusas e difíceis e costumam causar aos astrônomos dores de cabeça que duram até o dia.

    Por exemplo, as relações que descrevemos, como a relação período-luminosidade para certas estrelas variáveis, não são exatamente linhas retas em um gráfico. Os pontos que representam muitas estrelas se espalham amplamente quando plotados e, portanto, as distâncias derivadas deles também têm uma certa dispersão ou incerteza embutida.

    As distâncias que medimos com os métodos que discutimos são, portanto, precisas apenas dentro de uma certa porcentagem de erro - às vezes 10%, às vezes 25%, às vezes até 50% ou mais. Um erro de 25% para uma estrela estimada em 10.000 anos-luz de distância significa que ela pode estar em qualquer lugar entre 7.500 e 12.500 anos-luz de distância. Esta seria uma incerteza inaceitável se você estivesse carregando combustível em uma nave espacial para uma viagem até a estrela, mas não é uma primeira figura ruim para trabalhar se você for um astrônomo preso no planeta Terra.

    Nem é a construção de diagramas H – R tão fácil quanto você pode pensar a princípio. Para fazer um bom diagrama, é necessário medir as características e distâncias de muitas estrelas, o que pode ser uma tarefa demorada. Como nossa própria vizinhança solar já está bem mapeada, as estrelas que os astrônomos mais desejam estudar para avançar nosso conhecimento provavelmente estão distantes e fracas. Pode levar horas de observação para obter um único espectro. Os observadores podem ter que passar muitas noites no telescópio (e muitos dias em casa trabalhando com seus dados) antes de fazer a medição da distância. Felizmente, isso está mudando porque pesquisas como Gaia vão estudar bilhões de estrelas, produzindo conjuntos de dados públicos que todos os astrônomos podem usar.

    Apesar dessas dificuldades, as ferramentas que discutimos nos permitem medir uma gama notável de distâncias - paralaxes para as estrelas mais próximas, estrelas variáveis ​​RR Lyrae o diagrama H – R para aglomerados de estrelas em nossas próprias galáxias e galáxias próximas e cefeidas a distâncias de 60 milhões de anos-luz. A Figura 2 descreve os limites de distância e sobreposição de cada método.

    Cada técnica descrita neste capítulo baseia-se em pelo menos um outro método, formando o que muitos chamam de escada de distância cósmica. Paralaxes são a base de todas as estimativas de distância estelar, métodos espectroscópicos usam estrelas próximas para calibrar seus diagramas H – R, e as estimativas de distância de RR Lyrae e cefeida são baseadas em estimativas de distância de diagrama H – R (e até mesmo em uma medição de paralaxe para uma cefeida próxima , Delta Cephei).

    Essa cadeia de métodos permite que os astrônomos ultrapassem os limites ao procurar estrelas ainda mais distantes. Um trabalho recente, por exemplo, usou estrelas RR Lyrae para identificar galáxias companheiras de nossa própria Via Láctea a distâncias de 300.000 anos-luz. O método do diagrama H – R foi recentemente usado para identificar as duas estrelas mais distantes da Galáxia: estrelas gigantes vermelhas no halo da Via Láctea com distâncias de quase 1 milhão de anos-luz.

    Podemos combinar as distâncias que encontramos para estrelas com medidas de sua composição, luminosidade e temperatura - feitas com as técnicas descritas em Analyzing Starlight and The Stars: A Celestial Census. Juntos, eles constituem o arsenal de informações de que precisamos para rastrear a evolução das estrelas, desde o nascimento até a morte, assunto que abordaremos nos capítulos que se seguem.

    Figura 2. Faixa de distância dos métodos de medição celestial
    Método Alcance de distância
    Paralaxe trigonométrica 4-30.000 anos-luz quando a missão Gaia estiver completa
    RR Lyrae estrelas Até 300.000 anos-luz
    Diagrama H – R e distâncias espectroscópicas Até 1.200.000 anos-luz
    Estrelas cefeidas Até 60.000.000 anos-luz


    1. Use uma régua para medir a distância entre os dois lugares. Se a linha que você está tentando medir for bastante curva, use um barbante para determinar a distância e, em seguida, meça o barbante.
    2. Encontre a escala para o mapa que você vai usar. Eles normalmente estão localizados em um dos cantos do mapa. Pode ser pictórico - uma escala de barra de régua ou uma escala escrita - em palavras ou números.
    3. Se a escala for um declaração verbal (ou seja, "1 polegada é igual a 1 milha"), determine a distância simplesmente medindo-a com uma régua. Por exemplo, se a escala diz 1 polegada = 1 milha, então para cada polegada entre os dois pontos no mapa, a distância real no solo é esse número em milhas. Se a sua medição no mapa for 3 5/8 polegadas, seriam 3,63 milhas no solo.
    4. Se a escala for um fração representativa (e se parece com 1 / 100.000), multiplique a distância da régua pelo denominador (100.000 neste caso), que denota a distância nas unidades da régua. As unidades serão listadas no mapa, como 1 polegada ou 1 centímetro. Por exemplo, se a fração do mapa é 1 / 100.000, a escala diz polegadas e seus pontos estão separados por 6 polegadas, na vida real eles estarão separados por 6x100.000, então 600.000 centímetros ou 6 quilômetros de distância.
    5. Se a escala for um Razão (e se parece com 1: 100.000), você multiplicará as unidades do mapa pelo número após os dois pontos. Por exemplo, se você vir 1: 63.360, significa que 1 polegada no mapa representa 63.360 polegadas no solo, o que é 1 milha.
    6. Com um escala gráfica, você precisará medir o gráfico, por exemplo, barras brancas e pretas, para determinar o quanto a distância da régua é igual à distância na realidade. Você pode medir a distância entre seus dois pontos com a régua e colocá-la na escala para determinar a distância real ou pode usar o papel de rascunho e ir da escala ao mapa.
      Para usar papel, você colocará a borda da folha ao lado da escala e fará marcas onde ela mostra as distâncias, transferindo assim a escala para o papel. Em seguida, rotule as marcas quanto ao que significam, em distância real. Finalmente, você colocará o papel no mapa entre seus dois pontos para determinar a distância real entre eles.
    7. Depois de descobrir sua medida e compará-la com a escala, converta suas unidades de medida nas unidades mais convenientes para você (ou seja, converta 63.360 polegadas em 1 milha ou 600.000 cm em 6 km e assim por diante).

    Fique atento aos mapas que foram reproduzidos e tiveram sua escala alterada. Uma escala gráfica mudará com a redução ou ampliação, mas outras escalas ficarão erradas. Por exemplo, se um mapa foi reduzido para 75 por cento em uma copiadora para fazer um folheto e a escala diz que 1 polegada no mapa equivale a 1 milha, não é mais verdade que apenas o mapa original impresso a 100 por cento é preciso para aquela escala .


    Paralaxe

    Este método usa o mesmo método usado pelos topógrafos para calcular distâncias, tomando rumos no mesmo objeto de dois locais diferentes separados por uma distância conhecida.

    Neste caso, a linha de base será o diâmetro da órbita da Terra (300 milhões de km). Um rumo é obtido em um determinado momento e, seis meses depois, quando a Terra está "além" de sua órbita, outro rumo é obtido.

    Isso só pode ser usado para estrelas "próximas", mas foi realizado pela primeira vez em 1831 por Bessel na antiga cidade alemã de K & oumlnigsberg (a atual cidade russa de Kalinningrado). Esta foi a primeira prova formal de que o Sol é o centro do Sistema Solar - cerca de 300 anos após a ideia ter sido levantada pela primeira vez por Copérnico. A estrela que ele usou foi 61 Cygni, que era conhecida por ter um grande movimento próprio.

    Pouco depois da conquista de Bessel, Thomas Henderson mediu a distância até Alpha Centauri.

    A relevância deste método foi estendida ainda mais pela sonda espacial Hipparcos.

    Parsec

    Se um objeto tem uma paralaxe de um segundo de arco (onde 1 segundo = 1/3600 grau), ele está a uma distância de 1 parsec. Por paralaxe, quero dizer o método descrito na seção anterior, em que as direções são feitas em um objeto com seis meses de intervalo, sendo a paralaxe o ângulo subtendido pelo objeto.

    distância da estrela (em parsecs) = 1 / paralaxe (indicada em segundos)

    Um parsec é igual a 3,26 anos-luz.

    1 grau = 60 minutos
    1 minuto = 60 segundos

    Cefeidas

    Esses tipos de estrelas são mencionados em Evolução. Uma vez que suas pulsações são uma indicação de sua magnitude intrínseca, eles podem ser usados ​​como indicadores de distância, comparando sua magnitude intrínseca com sua magnitude aparente vista da Terra.

    As cefeidas foram usadas por Hubble em seu trabalho para mostrar que as galáxias existiam fora da nossa. Ele colocou M31, a Galáxia de Andrômeda, a uma distância de cerca de 1 milhão de anos-luz. Durante a guerra, Walter Baade modificou essa distância para cerca de 2 milhões de anos-luz, dobrando o tamanho do Universo no processo e também eliminando o problema de por que a Via Láctea parecia ser tão anamolamente grande. Baade havia sido dispensado do serviço de guerra como um "alienígena" e também aparentemente tinha a vantagem de usar o telescópio Mount Wilson com as luzes de Los Angeles apagadas. Hubble havia feito originalmente sua medição de distância quando eles não sabiam que havia diferentes tipos de Cefeidas.

    Hoje em dia, M31 é colocado em cerca de 2,2 milhões de anos-luz.

    As cefeidas têm períodos de 1 a 50 dias. Seu período de pulsação está diretamente relacionado à sua luminosidade intrínseca. Quanto mais brilhante uma estrela é intrinsecamente, mais longo é o seu período de pulsação.

    Isso foi descoberto pela primeira vez por Henrietta Swan Leavitt em 1912. Ela descobriu a lei estudando as Cefeidas na Pequena Nuvem de Magalhães e usou a suposição válida de que todas as Cefeidas que ela estava estudando estavam à mesma distância. Mas ainda era necessário escalar antes que essa descoberta pudesse ser usada para fins práticos. Na época, eles não tinham ideia da distância até as Nuvens de Magalhães.

    A cefeida mais próxima é a Polaris. Varia entre magnitudes 2,5 e 2,6 a cada 4 dias.

    Vários subgrupos de Cefeidas são agora reconhecidos. As cefeidas clássicas ocorrem em uma área do diagrama de Hertzsprung-Russel conhecida como Faixa de Instabilidade.

    Consulte Distance Ladder para obter informações sobre a aplicação de Cepheids para determinação de distância.

    Do ponto de vista histórico, devo mencionar que a primeira Cefeida foi descoberta em 1784 por um adolescente John Goodricke (que, como sempre se menciona nos comentários, também era surdo e mudo). Este foi & delta Cephei


    RR Lyrae

    RR Lyrae são semelhantes às Cefeidas, mas seus períodos são muito mais curtos, medidos em horas. They are Population II of spectral type A or F - about half are found in globular clusters.

    Red Shift

    Measuring the Doppler Shift produces a measure of the Red Shift - a 'Red Shift' because practically all galaxies are moving away from us. Only objects near to us are likely to exhibit a Blue Shift if their motion towards us is greater than the overall universal tendency to move away from us.

    This red shift produces an accurate measurement of relative distances to bodies over very large distances, in other words it could tell accurately that a particular object is twice as far away as another object and the like, but it relies for its absolute values of distance on the methods used for smaller distances. If these other methods that it bases itself on are producing inaccurate or uncertain values for distance, then the red shift is likely to be out as well, by virtue of the knock-on effect.