La astronomía, del griego: άστρον (astro) + νόμος (nomos) es la ciencia que se ocupa del estudio de los astros, sus movimientos y fenómenos asociados, mediante la información que llega de ellos a través de las ondas electromagnéticas.
57. Concepto de Onda Una onda es la perturbación de alguna propiedad de un medio, que se propaga por el espacio, transportando energía. Lo que se perturba puede ser por ejemplo, la densidad, la presión o el campo eléctrico magnético. El medio perturbado puede ser de naturaleza diversa como aire, agua, un trozo de metal, el espacio o el vacío.
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59. Propiedades de una onda 1 La onda más sencilla o fundamental es la armónica o sinusoidal.
60. Propiedades de una onda 2 En ella distinguimos tres parámetros fundamentales: su amplitud (y) , que indica la intensidad de la onda su longitud de onda ( l ) , que es la distancia entre crestas o valles sucesivos, y su frecuencia que es el número de perturbaciones por segundo.
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62. Unidades astronómicas de distancia 1 En astronomía se utilizan varias unidades de distancia. Las más comunes son: ua : unidad astronómica de distancia pc : Parsec al : Año luz
63. Unidades astronómicas de distancia 2 La ua (unidad astronómica de distancia) es la distancia media entre el Sol y la Tierra. O sea, 149.597.870 km. Aproximadamente 150 x 10 6 km
64. Unidades astronómicas de distancia 3 El Parsec (pc): Su nombre se deriva del inglés par allax of one arc sec ond (paralaje de un segundo de arco). En sentido estricto pársec se define como la distancia a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1"). En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco. Equivales a 3,09 × 10 13 km ó 3,09 x 10 15 m, ó 3,09 Pm
66. Unidades astronómicas de distancia 5 Año luz (al): es la distancia que recorre la luz en un año. Un año luz no es una unidad de tiempo , sino de longitud El al equivale aproximadamente a 9,46 × 10 12 km
76. Determinación de distancias en el Universo 8 Alcance de los principales métodos Cefeidas: Hasta 24 M al Galaxias con Cefeidas y Supernovas del tipo Ia: Hasta 100 M al Galaxias con Supernovas de tipo Ia: Hasta 1000 M al Corrimiento hacia el Rojo/efecto Doppler: 13.700 M al (o sea, el Universo visible)
82. Espectro de emisión y de absorción 1 Los espectros anteriores son los emitidos por las sustancias al calentarse y se llaman por ello espectros de emisión Si una luz de espectro continuo pasa a través de un gas, el gas absorbe una series de frecuencias concretas. Este es el espectro de absorción Los espectros de absorción y de emisión de una determinada sustancia son complementarios http://jersey.uoregon.edu/vlab/elements/Elements.html
85. Espectro de emisión y de absorción 4 Los espectros de absorción permiten reconocer la composición de las nubes de gases y de las atmósferas de los componentes del universo
86. Determinación de distancias en el Universo 9 El desplazamiento hacia el rojo Las líneas negras que se observan en el espectro superior están desplazadas hacia el rojo en el espectro inferior
89. Determinación de distancias en el Universo 10 El efecto Doppler 3 f = Frecuencia observada f 0 = Frecuencia emitida v s,r = Velocidad del emisor respecto al receptor c = Velocidad de la luz
90. Determinación de distancias en el Universo 11 Comparación entre la velocidad de alejamiento de cefeidas y supernovas, y su distancia a la Tierra: La constante de Hubble H 0 = 70 km/s/Mpc ó 21,5 km/s/M años luz
91. ¿Cómo medir la distancia de un objeto celeste mediante el corrimiento hacia el rojo? 1.- Calcular la velocidad a la que se aleja de la Tierra en km/seg, según su corrimiento hacia el rojo y el efecto Doppler. 2.- Dividir la velocidad calculada entre la constante de Hubble (70 km/seg/Mpa) 3.- El cociente obtenido será su distancia a la Tierra expresada en Mpc
93. Determinación de distancias en el Universo 13 Resumen: utilidad de los métodos Palaraje , hasta 100 al o 30 pc Cefeidas , hasta 24 M al o 8 Mpc Supernovas 1a , hasta 1000 M al o 325 Mpc Efecto Doppler , hasta 13.700 M al o 4.200 Mpc, o sea, el radio del Universo Visible