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>Escala das distancias cósmicas</title> 12<indexterm 13><primary 14>Escala das distancias cósmicas</primary 15></indexterm> 16<para 17>A escala das distancias cósmicas refírese á sucesión de distintos métodos empregados polos astrónomos para medir as distancias aos obxectos do ceo. Algúns métodos, como o da <link linkend="ai-parallax" 18>paralaxe</link 19> funcionan ben só cos obxectos próximos. Outros métodos, como o uso do <firstterm 20>desprazamento ao vermello cosmolóxico</firstterm 21> só funcionan con galaxias moi afastadas. Debido a isto existen diversos métodos, cada un coa súa validez limitada, e por iso o nome. </para> 22<sect2> 23<title 24>Medicións directas</title> 25<para 26>O fondo da escala consiste nos obxectos cuxas distancias poden medirse directamente, como a lúa (vexa <ulink url="https://gl.wikipedia.org/wiki/Reflector_Lunar" 27>Reflector lunar</ulink 28>). A mesma técnica, empregando ondas de radio, se aplica tamén para atopar as distancias aos planetas. </para> 29 30<para 31>Para as estrelas próximas é posíbel medir a <link linkend="ai-parallax" 32>paralaxe</link 33>, o que indica a distancia á estrela. </para> 34</sect2> 35 36<sect2> 37<title 38>Velas estándar</title> 39<para 40>As «velas estándar» ou «candelas estándar» son obxectos cuxo brillo intrínseco coñecemos de maneira segura. A <link linkend="ai-magnitude" 41>magnitude</link 42> aparente, que é doada de medir, indica como aparece de brillante un obxecto, non como realmente o é. Os obxectos distantes aparecen menos brillantes porque a súa luz espállase por unha área maior. </para 43><para 44>Segundo a <firstterm 45>lei do inverso do cadrado</firstterm 46> da intensidade da luz, a cantidade de luz que recibimos dun obxecto diminúe co cadrado da distancia. Segundo isto, pódese calcular a distancia a un obxecto sabendo cal é o seu brillo real (a magnitude absoluta, «M») e como de brillante nos aparece a nós na Terra (a magnitude aparente, «m»). Podemos definir o <firstterm 47>módulo da distancia</firstterm 48> como segue: </para 49><para 50>Módulo da distancia = M - m = 5 log<subscript 51>10</subscript 52> d - 5 </para 53><para 54>Onde «d» é a distancia medida en <link linkend="ai-parallax" 55>parsecs</link 56>. </para> 57<para 58>Para estes obxectos velas estándar dispomos doutra maneira de saber o seu brillo intrínseco, polo que podemos calcular a súa distancia. </para> 59<para 60>Algunhas «velas estándar» frecuentemente empregadas na astronomía son: <itemizedlist> 61 62<listitem 63><para 64>As estrelas variábeis cefeidas: un tipo de estrela variábel periódica cuxo período de variación está relacionado coa luminosidade</para 65></listitem> 66 67<listitem 68><para 69>As estrelas variábeis Lira RR: Outra estrela variábel periódica similar cunha relación ben coñecida entre período e luminosidade</para 70></listitem> 71 72<listitem 73><para 74>As supernovas tipo Ia: Estas supernovas teñen unha luminosidade moi ben definida como resultado da física que as goberna e por isto serven de velas estándar.</para 75></listitem> 76 77</itemizedlist> 78</para> 79</sect2> 80 81<sect2> 82<title 83>Outros métodos</title> 84<para 85>Existen moitos outros métodos. Algúns deles descansan sobre a física das estelas, como a relación entre a luminosidade e a cor de distintos tipos de estrelas (isto represéntase normalmente nun <firstterm 86>diagrama de Hertzsprung-Russel</firstterm 87>). Algúns deles funcionan cos cúmulos de estrelas, como o <firstterm 88>método do cúmulo de estrelas</firstterm 89> e o <firstterm 90>método de axuste da secuencia principal</firstterm 91>. A <firstterm 92>relación Tully-Fisher</firstterm 93>, que relaciona o brillo dunha galaxia espiral coa súa rotación, pode empregarse para atopar o módulo da distancia, dado que a rotación dunha galaxia é doada de medir empregando o <firstterm 94>desprazamento Doppler</firstterm 95>. As distancias ás galaxias afastadas pódense atopar medindo o <firstterm 96>desprazamento cara o vermello cosmolóxico</firstterm 97>, que é o desprazamento cara o vermello da luz das galaxias distantes que resulta da expansión do universo. </para> 98<para 99>Para máis información, consulte <ulink url="https://gl.wikipedia.org/wiki/Escala_das_distancias_cósmicas" 100>Wikipedia sobre a escala das distancias cósmicas</ulink 101>. </para> 102</sect2> 103</sect1> 104