Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (Español)
acerca de la imagen
debido a que habitamos dentro de la Vía Láctea, es imposible para nosotros tomar una foto de su estructura espiral desde el exterior. Pero sabemos que nuestra Vía Láctea tiene una naturaleza espiral de las observaciones hechas desde dentro de nuestra Galaxia (aunque si es o no una espiral barrada todavía se está debatiendo)., Para representar esto, se utilizó la hermosa galaxia espiral Messier 74, ya que se pensaba que era una galaxia similar a la nuestra.
a continuación se muestra una imagen de la Vía Láctea real tomada por el satélite COBE. El disco y la región central de nuestra galaxia son fácilmente reconocibles. Esta imagen hace que la Vía Láctea se parezca mucho más a una galaxia y menos a la mancha de estrellas que vemos extendiéndose a través de nuestro cielo nocturno. Es posible imaginar cómo se vería nuestra Vía Láctea mirando hacia abajo desde afuera.,
Distance Information
aunque el año luz es una unidad comúnmente utilizada, los astrónomos prefieren una unidad diferente llamada parsec (pc). Un parsec, igual a 3.26 años luz, se define como la distancia a la que 1 unidad astronómica subtienda un ángulo de 1 segundo de arco (1/3600 de un grado) cuando usamos el parsec para distancias realmente grandes, a menudo ponemos un prefijo delante de él, como kiloparsecs (KPC), que son iguales a 1000 parsecs – o Megaparsecs (Mpc), igual a un millón de parsecs.,
la Vía Láctea tiene aproximadamente 1,000,000,000,000,000,000 km (aproximadamente 100,000 años luz o aproximadamente 30 kpc) de ancho. El sol no se encuentra cerca del centro de nuestra Galaxia. Se encuentra a unos 8 kpc del centro de lo que se conoce como el brazo de Orión de la Vía Láctea.
cómo calculamos distancias de esta magnitud
Los Paralajes nos dan distancias a estrellas de hasta unos pocos miles de años luz. Más allá de esa distancia, los paralajes son tan pequeños que no pueden medirse con instrumentos contemporáneos. Los astrónomos utilizan métodos más indirectos más allá de unos pocos miles de años luz.,
los métodos para medir distancias estelares mayores que unos pocos miles de años luz incluyen:
movimientos propios: todas las estrellas se mueven a través del cielo, pero solo para las estrellas cercanas son estos movimientos perceptibles, e incluso entonces toma décadas o siglos para medir. Estadísticamente, las estrellas se mueven aproximadamente a la misma velocidad; por lo tanto, las estrellas que parecen tener movimientos más grandes están más cerca. Midiendo los movimientos de un gran número de estrellas de una clase dada, podemos estimar su distancia promedio de su movimiento promedio.,
cúmulos en movimiento: los cúmulos de estrellas, como las Pléyades y las Hyades, viajan juntos. Analizar el movimiento aparente del cúmulo puede darnos la distancia a él.
líneas interestelares: el espacio entre estrellas no está vacío, sino que contiene una escasa distribución de gas. A veces esto deja líneas de absorción en el espectro que observamos de estrellas que se encuentran más allá del gas interestelar. (Las líneas de absorción son colores que faltan en un espectro continuo debido a su absorción por átomos o iones., El espectro es la matriz de colores o longitudes de onda que se obtiene cuando la luz se dispersa. Cuanto más lejos esté una estrella, más absorción se observará, ya que la luz ha pasado a través de más del medio interestelar.
Ley del cuadrado inverso: el brillo o magnitud aparente de una estrella depende tanto de su brillo o luminosidad intrínseca (cuán brillante es realmente la estrella en lugar de cuán brillante parece) como de su distancia de Nosotros. La ley del cuadrado inverso dice que el flujo de un objeto luminoso disminuye como el cuadrado de su distancia., Si conocemos la luminosidad de una estrella (por ejemplo, tenemos un paralaje medido para una estrella del mismo tipo y sabemos que otras del mismo tipo tendrán luminosidades similares), podemos medir su brillo aparente y luego resolver su distancia. Hay varias variaciones sobre esto, muchas de las cuales se utilizan para medir distancias a estrellas en otras galaxias.
relación período-luminosidad: algunas estrellas son pulsadores regulares, lo que significa que su intensidad cambia periódicamente. La física de sus pulsaciones es tal que el período de una oscilación está relacionado con la luminosidad de la estrella., Si medimos el período de dicha estrella, podemos calcular su luminosidad. A partir de esto, y de su magnitud aparente, podemos calcular su distancia. La relación período-luminosidad fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908 cuando estudiaba estrellas variables cefeidas en las nubes de Magallanes. Las cefeidas, llamadas así por Delta Cephei, las primeras y más luminosas de su clase en ser identificadas, son excelentes indicadores de distancia, debido a su periodicidad y brillo extraordinario., No solo se pueden encontrar en los confines de nuestra galaxia, también se pueden resolver en galaxias fuera de la nuestra. Las cefeidas más luminosas se pueden utilizar para estimar distancias a objetos de hasta 12.000.000 años luz de distancia.
existen complicaciones en el uso de la relación periodo-luminosidad. En primer lugar, la relación en sí depende de la composición química de la estrella. En segundo lugar, la absorción de ciertas longitudes de onda de la luz por el medio interestelar puede afectar el brillo aparente de la estrella y, por lo tanto, debe tenerse en cuenta., Incluso con estas (y otras) complicaciones, las Variables cefeidas proporcionan una excelente manera de medir las distancias relativas. Para convertir a distancias absolutas, idealmente necesitamos medir la distancia a una Cefeida cercana con otro método más directo. Hay mucho debate en la actualidad en esta área, en particular con respecto a las mediciones de Hipparcos de distancias a Cefeidas cercanas. (Consulte la página de estrellas más cercana para obtener más información sobre las mediciones de Hipparcos.)
curiosamente, el tamaño de nuestra propia galaxia fue debatido durante mucho tiempo., No fue hasta principios del siglo XX que Harlow Shapley utilizó observaciones de estrellas variables RR Lyrae para estimar el tamaño de nuestra Galaxia. Las estrellas RR Lyrae son similares a las Variables cefeidas. Tienen períodos relativamente cortos, típicamente de alrededor de un día o menos, y todas las estrellas RR Lyrae tienen aproximadamente la misma luminosidad. Por lo general, las estrellas RR Lyrae son menos luminosas que las cefeidas, pero son mucho más comunes. Cúmulos globulares de estrellas-enjambres de estrellas viejas estrechamente unidas por la gravedad y orbitando en las afueras de las galaxias, contienen muchas estrellas variables, incluyendo RR Lyraes.,
Shapley fue capaz de utilizar estos para encontrar la distancia a los cúmulos globulares que rodean nuestra Galaxia. No solo estaban los cúmulos globulares a grandes distancias, sino que el sol no se encontraba en el Centro de su distribución, lo que situaba al sol lejos del centro de la galaxia. La primera estimación de Shapley del radio de la Vía Láctea estaba equivocada por un factor de 2, pero dio un primer paso importante en la comprensión de la naturaleza de nuestra Galaxia.
Se han utilizado varios métodos más modernos para mapear nuestra galaxia con mayor precisión., El gas hidrógeno neutro en nuestra Galaxia emite luz a una longitud de onda de 21 cm; mientras que esta luz es invisible para nuestros ojos, es observable por los radiotelescopios. Otras moléculas como el monóxido de carbono también emiten ondas de radio. Esto es muy útil para mapear la porción de disco de nuestra Galaxia.
¿por qué estas distancias son importantes para los astrónomos?
la distancia es una herramienta útil en la escala galáctica. Si puedes medir la velocidad media de las estrellas a medida que se mueven alrededor del Centro Galáctico y su distancia desde el Centro Galáctico, puedes hacer una gráfica llamada «curva de rotación»., La curva de rotación, que describe el movimiento de la galaxia se puede utilizar para determinar la cantidad de masa dentro de un radio dado desde el centro. Las curvas de rotación predichas para muchas galaxias (en particular, galaxias espirales como la Vía Láctea) no coinciden con las observadas, lo que llevó al descubrimiento de la materia oscura como explicación de esta discrepancia. Se cree que estas galaxias consisten en un gran halo redondo de materia oscura, con la materia visible concentrada en un disco en su centro.
tiempo de viaje
La nave espacial Voyager está viajando lejos del sol a una velocidad de 17.,3 km / s. Si la Voyager viajara al centro de nuestra Galaxia, tomaría más de 450.000.000 de años viajar con los 8 kpc. Si pudiera viajar a la velocidad de la luz, una imposibilidad debido a la Relatividad Especial, todavía tomaría más de 26.000 años para llegar!
a 17,3 km / s, le tomaría a la Voyager más de 1.700.000.000 años atravesar toda la longitud de la Vía Láctea. ¡Incluso viajando a la velocidad de la luz, tomaría casi cien mil años!
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