1<sect1 id="ai-cosmicdist"> 2<sect1info> 3<author 4><firstname 5>Akarsh</firstname 6> <surname 7>Simha</surname 8> </author> 9</sect1info> 10<title 11>La escalera de distancias cósmicas</title> 12<indexterm 13><primary 14>La escalera de distancias cósmicas</primary 15></indexterm> 16<para 17>La escalera de distancias cósmicas hace referencia a la sucesión de diferentes métodos que usan los astrónomos para medir distancias a los objetos del cielo. Algunos métodos, como la <link linkend="ai-parallax" 18>paralaje</link 19>, solo son correctos para objetos cercanos. Otros métodos, como el uso del <firstterm 20>corrimiento al rojo cosmológico</firstterm 21>, funcionan bien para galaxias muy lejanas. Por este motivo existen diversos métodos, cada uno con su propia validez limitada, y de ahí la denominación. </para> 22<sect2> 23<title 24>Mediciones directas</title> 25<para 26>La parte inferior de la escalera consta de objetos cuyas distancias se pueden medir directamente, como la Luna (vea <ulink url="http://es.wikipedia.org/wiki/Laser_Ranging_Retro-Reflector" 27>Laser Ranging Retro-Reflector</ulink 28>). La misma técnica, usando ondas de radio, se aplica también para conocer las distancias a los planetas. </para> 29 30<para 31>Para las estrellas cercanas, la medida de la <link linkend="ai-parallax" 32>paralaje</link 33> es posible, lo que nos da la distancia a la estrella. </para> 34</sect2> 35 36<sect2> 37<title 38>Candelas estándar</title> 39<para 40>Las «candelas estándar» son objetos cuyo brillo intrínseco conocemos con seguridad. La <link linkend="ai-magnitude" 41>magnitud</link 42> aparente, que es fácil de medir, nos dice la cantidad de brillo con la que aparece el objeto, no lo brillante que es en realidad. Los objetos distantes aparecen con menos brillo debido a que su luz se esparce a lo largo de una gran área. </para 43><para 44>De acuerdo con la <firstterm 45>ley de la inversa del cuadrado</firstterm 46> para las intensidades de la luz, la cantidad de luz que recibimos de un objeto disminuye con el cuadrado de la distancia. Así, podemos calcular la distancia a un objeto si sabemos cuál es su brillo real (su magnitud absoluta, «M») y cuál es su brillo aparente desde la Tierra (su magnitud aparente, «m»). Podemos definir el <firstterm 47>módulo de la distancia</firstterm 48> como sigue: </para 49><para 50>Módulo de la distancia = M - m = 5 log<subscript 51>10</subscript 52> d - 5 </para 53><para 54>Aquí, «d» es la distancia medida en <link linkend="ai-parallax" 55>parsecs</link 56>. </para> 57<para 58>Para estos objetos de candelas estándar especiales, disponemos de otro modo de conocer su brillo intrínseco, por lo que podemos calcular su distancia. </para> 59<para 60>Algunas «candelas estándar» usadas en astronomía son: <itemizedlist> 61 62<listitem 63><para 64>Las variables cefeidas: un tipo de estrella variable periódica cuyo periodo de variación está relacionado con la luminosidad</para 65></listitem> 66 67<listitem 68><para 69>Las variables RR Lyrae: otra estrella variable periódica con una relación periodo-luminosidad bien conocida</para 70></listitem> 71 72<listitem 73><para 74>Supernovas de tipo Ia: estas supernovas tienen una luminosidad muy bien definida como resultado de la física que las gobierna, por lo que sirven como candelas estándar</para 75></listitem> 76 77</itemizedlist> 78</para> 79</sect2> 80 81<sect2> 82<title 83>Otros métodos</title> 84<para 85>Existen más métodos. Algunos de ellos dependen de la física de las estrellas, como la relación entre luminosidad y color para varios tipos de estrellas (esto se suele representar en un <firstterm 86>diagrama de Hertzsprung-Russel</firstterm 87>). Otros valen para cúmulos de estrellas, como el <firstterm 88>método del cúmulo en movimiento</firstterm 89> y el <firstterm 90>método de pertenencia a la secuencia principal</firstterm 91>. La <firstterm 92>relación Tully-Fisher</firstterm 93>, que relaciona el brillo de una galaxia espiral con su rotación, se puede usar para hallar el módulo de la distancia, ya que la rotación de una galaxia es fácil de medir usando el <firstterm 94>corrimiento Doppler</firstterm 95>. La distancia a las galaxias lejanas se puede calcular midiendo el <firstterm 96>corrimiento al rojo cosmológico</firstterm 97>, que es el corrimiento al rojo de la luz de galaxias distantes como resultado de la expansión del universo. </para> 98<para 99>Para más información, consulte la <ulink url="https://es.wikipedia.org/wiki/Escalera_de_distancias_cósmicas" 100>Escalera de distancias cósmicas en la Wikipedia</ulink 101> </para> 102</sect2> 103</sect1> 104