Preguntas de astronomía...urgente!?
-Comparar 2 aspectos del telescopio y el ojo humano
-Mencione 2 metodopara determinar la distancia a una estrella y explique una de ellas
-Indiquen qué detectan de una estrella las sgtes.radiaciones: RADIACION INFRAROJA Y ULTRAVIOLETA
Porfavor ayuda!!!!! las busque y no las encontré...
Porfa pongan las respuestas o las paginas directas con las respuestas ...
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Bien, vamos a darte una mano en esto...
Comparciones entre el Telescopio Astronómico y Ojo Humano.
Básicamente los telescopios nos permiten ver los objetos más lejanos e imágenes más brillantes que a simple vista, algo que se va haciendo más evidente a medida que aumentamos el diámetro del objetivo del telescopio (espejos y/o lentes). Pero ahí no acaba todo; además, podremos ampliar dichas imágenes obtenidas por el instrumento y detallarlas de manera que, ante nuestros ojos, aparecerán rasgos que se escaparían a la vista más aguda.
2 Aspectos:
1 La cantidad de luz que es capaz de colectar o “La Luminosidad”:
Esta propiedad, está basada en consideraciones puramente geométricas que dependen directamente del área del objetivo; vamos a aclararlo con un ejemplo: Imaginemos que tenemos dos lentes o espejos, uno de ellos con un diámetro de 50 mm y el otro de 100 mm. Aplicaremos la conocida fórmula para calcular la superficie (longitud) de una circunferencia ( S = π . R² ) y comparando las superficies resultantes, comprobaremos que la segunda captará unas cuatro veces más luz que la primera.
Siendo: S la Superficie total del objetivo y R el Radio del Objetivo.
50mm: π .25² = 1962,5
100mm: π .50² = 7850
7850/1962,5 = 4
Teniendo en cuenta que el ojo viene a ser como un pequeño objetivo, es fácil comprender por qué con el telescopio se ven objetos más débiles e imágenes más brillantes; el objetivo del telescopio es mucho más grande que nuestra pupila (que dilatada mide como promedio unos 7 mm) y por tanto, recoge mayor cantidad de luz.
2 La resolución:
Ella depende directamente del diámetro del objetivo del telescopio y la podríamos explicar con el ejemplo del poder de separación de estrellas muy próximas o la capacidad de mostrar detalles en algunos cuerpos celestes. Muchas de las estrellas visibles a simple vista son estrellas “dobles telescópicas” (se pueden resolver con un telescopio fácilmente), pero el ojo humano sólo es capaz de distinguir una, cuando en realidad hay dos.
Para calcular la resolución de un telescopio en particular podremos utilizar la siguiente fórmula matemática: Resolución = 120 / D, Siendo D el diámetro del objetivo.
De esto podemos concluir que un telescopio con un objetivo de 70 mm tendrá unas 10 veces más poder de resolución que el ojo humano.
Métodos para determinar la distancia a una estrella:
Existen varios métodos para medir distancias pero los más utilizados a escala “local” son la Paralaje y el uso de las estrellas variables tipo Cefeidas, para nuestra propia galaxia y el grupo local de galaxias.
La Paralaje: (Cito textualmente a Wikipedia)
Es la desviación angular de la posición aparente de un objeto, dependiendo del punto de vista elegido. (Y en términos Astronómicos) Es el ángulo formado por la dirección de dos visuales relativas a la observación de un mismo objeto desde dos puntos distintos, suficientemente alejados entre sí y no alineados con él.
La más usadas son la Paralaje Anual y la Paralaje Trigonométrica (ver enlace para una mayor explicación) ya que permiten medir con mayor precisión la distancia de un objeto que no se halle a más de 100 años luz.
http://es.wikipedia.org/wiki/Paralaje
Variables Cefeidas para medir distancias:
Las Variables Cefeidas son estrellas gigantes o supergigantes, y por tanto bastante luminosas, aunque algo escasas. Poseen una luminosidad que varía de un modo altamente regular y obtienen su nombre a partir de la estrella delta Cephei (ubicada en la constelación de Cefeo), la cual fue el primer ejemplo conocido de este tipo particular de estrella variable. Los periodos de pulsación de las Cefeidas varían aproximadamente entre un día y unos cuatro meses, y sus variaciones de luminosidad pueden ser de 0,5 a 2 magnitudes; esto es, un cambio de luminosidad de entre un 50 y un 600% entre el máximo y el mínimo.
En el año de 1912, la astrónoma Henrietta Leavitt descubrió una relación entre el brillo intrínsico y el periodo de pulsación de las variables Cefeidas, y mostró que las Cefeidas intrínsicamente más brillantes tienen períodos más prolongados. Ésta relación entre la luminosidad media y el periodo de pulsación se conoce como "relación periodo-luminosidad".
Por medio de la observación del período de cualquier Cefeida, es posible deducir su brillo intrínsico y por lo tanto evaluar de una forma razonablemente segura, la Magnitud Absoluta (1) de la estrella. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la Magnitud Aparente (2) observada desde la tierra. Así al observar una cefeida en una galaxia del grupo local y al medir su período de pulsación, permite conocer inmediatamente su distancia, y con ella la de la galaxia misma; pero para galaxias muy alejadas se deben tomar ciertos factores en consideración, como por ejemplo, la expansión del universo.
1 Magnitud Aparente:
Desde la antigüedad se mide el brillo de las estrellas por una escala, la escala de magnitudes. Se dice que el primero en hacer esto fue Hiparco de Nicea (190 – 120 a.C. aprox.), quién clasificó a las estrellas más brillantes como de primera magnitud y así hasta las más débiles que se podían ver a simple vista como de sexta magnitud. La moderna escala de magnitudes, perfectamente establecida, se basa en el brillo aparente de las estrellas en unas condiciones determinadas, de esta forma una estrella de primera magnitud es 2,512 veces más brillante que una de segunda, y ésta 2,512 más brillante que una de tercera, y así sucesivamente, así por término medio, la intensidad luminosa de las estrellas de primera magnitud es cien veces superior a las de sexta magnitud.
2 Magnitud Absoluta:
A diferencia de la magnitud aparente que se basa en el brillo de las estrellas que apreciamos a simple vista, la magnitud absoluta tiene como base a la luminosidad real de las estrellas y toma en cuenta las distancias que nos separan de estas. En definición La magnitud absoluta es el brillo aparente que tendría una estrella si estuviera a una distancia de 10 parsecs (32.616 años luz) en un espacio completamente vacío y sin absorción interestelar.
Para saber un poco más sobre éstos métodos de medición: http://www.astrocosmo.cl/b_p-tiempo/b_p-tiempo-02....
Ahora bien, tu última pregunta no la comprendí, pues no la formulaste correctamente y ciertamente no quiero ponerme a adivinar. Si me aclaras la duda probablemente te deje otra respuesta detallada.
Saludos de amistad.
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NGC 5128
Saludos!!
tu pregunta es muy tediosa... la verdad porque son 3... y son temas muy diferentes...
ojalá alguien se anime a responderte... pero si las haces de a una seguro que si!!
Pero queres que te hagamos la tarea vos...