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17 de junio de 2010

La distancia a las estrellas: cefeidas

Recuerdo que hace tiempo alguien me preguntó algo sobre cómo se miden las distancias en el Universo. Hace mucho tiempo que pasó esto, así que no recuerdo ni quién, ni cuándo, ni dónde. Seas quien seas, y estés donde estés, aquí está tu respuesta.

Los pocos que os pasáis por el blog (gracias por vuestra fidelidad, robots de los buscadores) a lo mejor sabéis, o recordáis haber sabido durante 10 segundos, que mediante el desplazamiento al rojo podemos saber la distancia del cuerpo que observamos por el telescopio. Aquí se plantea el clásico dilema del huevo y la gallina: ¿qué fue antes?. Por suerte en esta ocasión sí tenemos la solución: primero se supo calcular las distancias. Para ello se usan las cefeidas, que son unas estrellas con unas características muy peculiares.

Pero antes de pasar a ellas, vamos a ver dos conceptos muy sencillos: magnitud aparente y magnitud absoluta. La cosa es bien sencilla: la magnitud aparente es una medida de la cantidad de luz que nos llega de la estrella a una distancia determinada y la magnitud absoluta es lo mismo pero medido para una distancia específica: 10 pársec, la unidad de distancia de la ciencia ficción por excelencia. Estas cantidades son medidas en espacios vacíos que no atenúan la luz, por lo que tener un telescopio en órbita como el Hubble ayuda mucho, ya que evita parte de la absorción de la atmósfera. Magnitud absoluta y aparente del objeto y distancia al mismo están relacionados, y si sabemos dos de ellas, podemos calcular la otra. La magnitud aparente es fácil de calcular, basta con mirar la estrella y ya está. La absoluta es algo más difícil. Aquí es donde entran en juego las mejores amigas de los astrónomos.

Las cefeidas son estrellas intermitentes, es decir, su luminosidad va variando periódicamente. Su período (el tiempo que transcurre en pasar de luminosidad máxima a mínima y volver a máxima) está relacionado con su luminosidad, tal y como se descubrió a principios del siglo XX. Cuanto mayor sea el período, más brillante es la estrella (un brillo mayor es una magnitud absoluta menor, incluyendo números negativos).

Imagen de una cefeida en la galaxia Messier 100
Cefeida en la galaxia Messier 100. Fuente: HubbleSite.

La magnitud aparente de la estrella la medimos con los aparatos que tenemos en los observatorios, al igual que el período. Con este, calculamos la magnitud absoluta, y ya tenemos los dos ingredientes para nuestra receta: con la magnitud aparente y la absoluta calculamos la distancia.

Y así de simple es la cosa: cuando los astrónomos quieren saber la distancia de un cúmulo, una galaxia o lo que sea, buscan cefeidas dentro de él y realizan el proceso que ya he explicado.

Esta entrada se la dedico a una amiga que me encontré el otro día por la calle después de mucho tiempo sin vernos y que me dijo que echaba de menos que actualizara el blog.

2 comentarios:

  1. Anónimo dijo...

    Muy buena actualización!! Se echaban de menos! Muy interesante y comprensible para las mentes menos desarrolladas como la mia! XD

    Me alegró verte! :)

    María.

  2. Jorge dijo...

    No está claro ni mucho menos. ¿Por qué al establecer el período puedo conocer el brillo de la estrella si estuviera a diez parsecs, esto es, la magnitud absoluta? ¿Cuál es la relación? Supongamos que la cefeida pasa de una magnitud aparente 10 a una de 20 (números abstractos) en un período de 30 días. ¿Qué me permite suponer su paralaje? Lo que he comprobado es siempre el cambio de magnitud aparente, pero no la magnitud absoluta. Suele ocurrir que quienes saben mucho enseñan mal. En la exposición se ha dado por sabido algo que no se explicó al ignorante. ¿Se sugiere tal vez que la magnitud absoluta es aquélla que se ve en la mitad del período? Ello me parece arbitrario. En suma: ¿por qué el período me permite, per se, establecer la magnitud absoluta? Algún alma caritativa me lo ha de aclarar. Si publican la aclaración , avísenme a jvpetery@gmail.com, por favor.

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