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