Astronomía

Desplazamiento al rojo del espectro solar

Desplazamiento al rojo del espectro solar


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¿El espectro del Sol expone algún corrimiento hacia el rojo? Es decir, el centro de su área visible (no debido al efecto de las extremidades). Si es así, ¿cuánto es y cumple con la teoría de la relatividad o es mayor / menor de lo que se predice teóricamente?

Escribí al respecto un artículo fechado en 1960 (http://adsabs.harvard.edu/full/1960MNRAS.121… 421H) y no estoy seguro de si los nuevos estudios muestran resultados diferentes. Gracias.


Se observa que la luz de la fotosfera solar tiene un corrimiento al rojo gravitacional. El valor esperado, basado en la relatividad general, es equivalente a un corrimiento al rojo Doppler de 633 m / s. Es difícil medir el valor exacto porque está oscurecido y borroso por los movimientos turbulentos en la atmósfera del Sol.

Hasta donde yo sé, los valores estimados son totalmente consistentes con las predicciones relativistas generales, aunque la precisión no es lo suficientemente alta como para hacer de esta una prueba especialmente sensible (por ejemplo, $ 698 pm 113 $ m / s Takeda & Ueno 2012).


Nuevas mediciones del espectro solar verifican la teoría de la relatividad general de Einstein

Representación artística del Sol, la Tierra y la Luna (no a escala) con la curvatura espacio-temporal de la Relatividad General de Einstein sobre el espectro de la luz solar reflejada por la Luna (en colores del azul al rojo). El espectro se toma con el instrumento HARPS y se calibra con el LFC. Crédito: Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC).

Un equipo internacional de investigadores liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) ha medido, con una precisión sin precedentes, el corrimiento al rojo gravitacional del Sol, un cambio en la frecuencia de las líneas en el espectro solar que se produce cuando la luz se escapa del campo gravitacional del Sol en su camino a la Tierra. Este trabajo, que verifica una de las predicciones de la Relatividad General de Einstein, se publicará en la revista Astronomía y Astrofísica.

La Teoría General de la Relatividad, publicada por Albert Einstein entre 1911 y 1916, introdujo un nuevo concepto de espacio y tiempo, al mostrar que los objetos masivos causan una distorsión en el espacio-tiempo que se siente como gravedad. De esta manera, la teoría de Einstein predice, por ejemplo, que la luz viaja en trayectorias curvas cerca de objetos masivos, y una consecuencia es la observación de la Cruz de Einstein, cuatro imágenes diferentes de una galaxia distante que se encuentra detrás de un objeto masivo más cercano, y cuya luz está distorsionado por ella.

Otros efectos bien conocidos de la Relatividad General son el cambio gradual observado en la órbita de Mercurio debido a la curvatura del espacio-tiempo alrededor del Sol "masivo", o el corrimiento al rojo gravitacional, el desplazamiento al rojo de las líneas en el espectro del Sol debido a su gravitación. campo.

El corrimiento al rojo gravitacional es un efecto importante para los sistemas de navegación por satélite como el GPS, que no funcionaría si la Relatividad General no se incluyera en las ecuaciones. Este efecto depende de la masa y el radio de un objeto astronómico, por lo que aunque es más grande para el Sol que para la Tierra, sigue siendo difícil de medir en el espectro solar.

En 1920, Einstein escribió: "Para el Sol, el corrimiento al rojo teórico predicho es aproximadamente dos millonésimas de la longitud de onda. Si este efecto realmente existe es una pregunta abierta, y los astrónomos están trabajando actualmente para resolverlo. Para el Sol, su existencia es difícil de juzgar porque el efecto es muy pequeño ".

Para medirlo, los científicos han utilizado observaciones del espectro solar reflejado desde la Luna, obtenidas con el instrumento HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher) utilizando la nueva tecnología del peine de frecuencia láser.

“Combinando la precisión del instrumento HARPS con el peine de frecuencia láser, hemos podido medir con gran precisión la posición de las líneas de hierro en el espectro solar”, explica Jonay González Hernández, investigador Ramón y Cajal del IAC y primer autor del artículo. "Esto nos ha permitido verificar una de las predicciones de la teoría de la relatividad general de Einstein, el corrimiento al rojo gravitacional, con una precisión de unos pocos metros por segundo".

“Nuevas medidas con el peine de frecuencia láser acoplado al espectrógrafo ESPRESSO, en los telescopios VLT de 8,2 m, nos permitirían mejorar estas medidas”, añade Rafael Rebolo, investigador y director del IAC y coautor del artículo.


La hipótesis de Einstein sobre el sol demostró tener la mayor precisión hasta el momento

Representación artística del Sol, la Tierra y la Luna con la curvatura espacio-temporal de la Relatividad General de Einstein sobre el espectro de la luz solar reflejada por la Luna (en colores del azul al rojo). Gabriel Pérez Díaz, SMM (IAC).

Por el Dr. Alfredo Carpineti

Los investigadores han medido el corrimiento al rojo gravitacional del Sol con la mayor precisión hasta el momento, lo que confirma una predicción teórica hecha por Einstein en 1920.

Los fotones son partículas de luz que se ven afectadas por campos gravitacionales. La trayectoria de los fotones puede ser doblada por cuerpos densos y su longitud de onda puede estirarse a medida que salen de un pozo de potencial gravitacional. Esta longitud de onda de luz que escapa de un pozo gravitacional se desplaza ligeramente hacia el rojo y se denomina corrimiento al rojo gravitacional. Como se informó en Astronomy & amp Astrophysics, el efecto es pequeño pero medible incluso para el sol.

Einstein escribió hace un siglo: "Para el Sol, el corrimiento al rojo teórico predicho es aproximadamente dos millonésimas de la longitud de onda. Si este efecto existe realmente es una pregunta abierta, y los astrónomos están trabajando actualmente para resolverlo. Para el Sol, su existencia es difícil de juzgar porque el efecto es muy pequeño ".

La medición del corrimiento al rojo gravitacional solar requirió un enfoque ingenioso. El primer paso fue observar el espectro del Sol. En términos simples, esto es como usar un prisma y revelar todos los colores que componen la luz del sol. En el espectro, hay líneas oscuras creadas por elementos en el Sol.

El corrimiento al rojo gravitacional mueve estas líneas a longitudes de onda más largas de lo que aparecerían en el laboratorio. El equipo se centró en algunas de las líneas de hierro y utilizó la luz que rebotaba en la Luna para realizar la medición. El instrumento que utilizaron fue el buscador de planetas de velocidad radial de alta precisión (HARPS), calibrado con un peine de frecuencia láser de última generación, lo que le permitió realizar mediciones extremadamente precisas.

Las mediciones son muy consistentes con las predicciones teóricas del corrimiento al rojo gravitacional solar.

"Combinando la precisión del instrumento HARPS con el peine de frecuencia láser, hemos podido medir con alta precisión la posición de las líneas de hierro en el espectro solar", dijo el autor principal, el Dr. Jonay González Hernández, del Instituto de Astrofísica de Canarias, dijo en un comunicado. "Esto nos ha permitido verificar una de las predicciones de la teoría de la relatividad general de Einstein, el corrimiento al rojo gravitacional, con una precisión de unos pocos metros por segundo".

El fenómeno de desplazamiento al rojo gravitacional también se ha confirmado para las estrellas que orbitan el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, que fue parte del trabajo de los ganadores del Premio Nobel 2020 Reinhard Genzel y Andrea Ghez.


La teoría del cambio al rojo

Durante casi una década como director de tecnología de Sun Microsystems, Greg Papadopoulos ha reflexionado sobre la mejor manera de construir y vender computadoras de alto rendimiento y, más recientemente, sobre cómo sacar a la empresa de su depresión financiera. A principios de este año, después de varias conversaciones con los clientes de Sun y otros CIO, Papadopoulos dice que tuvo una idea increíble: que un grupo de élite de empresas está consumiendo cantidades desmesuradas de infraestructura de TI, mucho más allá de la mayoría de las otras empresas, y que su demanda es creciendo exponencialmente. Esta tendencia, sostiene Papadopoulos, tiene implicaciones no solo para los consumidores más insaciables de TI, sino también para la estructura de la industria informática en sí y, naturalmente, para Sun.

Papadopoulos llama a esta teoría el "corrimiento al rojo". En astronomía, el término se refiere a lo que sucede con la longitud de onda de la luz emitida por un objeto que se aleja del observador: se alarga y se mueve hacia el extremo más rojo del espectro visible. Predicho por Christian Andreas Doppler, quien fue el primero en observar el fenómeno en ondas sonoras, Edwin Hubble utilizó el desplazamiento óptico hacia el rojo para demostrar que el universo se está expandiendo.

No se trata solo de cuántos ciclos de CPU usa una empresa. Papadopoulos sostiene que las empresas de cambio al rojo disfrutarán de un crecimiento comercial exponencial en los próximos años. Las empresas de turno azul, aquellas cuyas necesidades de procesamiento no se disparan, crecerán aproximadamente al mismo ritmo que el PIB, dice.

Hay una aparente contradicción en esta teoría. Será difícil para las empresas que cambian al rojo crecer a tasas exponenciales si deben gastar masivamente para expandir sus infraestructuras. La respuesta de Papadopoulos a ese dilema es, naturalmente, centrada en el sol: un cambio a la informática de servicios públicos de menor costo y menor riesgo, principalmente en servidores sofisticados de "gran hierro", permitirá a estas empresas superar las limitaciones inherentes de la Ley de Moore, mantiene.

Sin duda, la teoría del desplazamiento al rojo es en parte una visión tecnoeconómica y en parte una exageración. En las charlas sobre el tema de Papadopoulos, un ex profesor del MIT, se puede detectar un indicio del feliz pedagogo que expone su tesis favorita. Pero también hay evidencia sólida: principalmente en el crecimiento de los proveedores de plataformas de computación en la nube, de gigantes como Amazon.com, cuyo servicio de almacenamiento bajo demanda, llamado Amazon S3, contiene 5 mil millones de objetos, frente a cero hace menos de un año. en el lanzamiento, a jugadores menos conocidos como 3tera, que está experimentando un crecimiento trimestral del 100% para su servicio informático de utilidad. El negocio de venta de software como servicio de suscripción también es explosivo, con un crecimiento anual del 43%, según un informe reciente de RBC Capital Markets.

Al mismo tiempo, las empresas que enfrentan los crecientes costos de alimentación, refrigeración y mantenimiento de los racks de servidores en los centros de datos convencionales están ampliando sus recursos de TI más allá de su capacidad y buscando alternativas. Papadopoulos utiliza una metáfora de la utilidad de energía para capturar este cambio: "¿Por qué construir su propio generador en su patio trasero cuando puede conectarse a la red eléctrica?"


Cambio rojo

cambio rojo
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cambio rojo o corrimiento al rojo, en astronomía, el desplazamiento sistemático de líneas individuales en el espectro de un objeto celeste hacia el extremo rojo, o de longitud de onda más larga, del espectro visible. El efecto fue descubierto por V. M. Slipher del Observatorio Lowell.

Cambio rojo Se cree que las mediciones son un método indirecto pero fiable para establecer distancias de galaxias.

Cambio al rojo El alargamiento de la longitud de onda de la radiación electromagnética resultante de una o más de tres causas: Desplazamiento al rojo Doppler: resultante de cuerpos que se alejan unos de otros en el espacio. Desplazamiento al rojo gravitacional: resultante de campos gravitacionales intensos.

- cambio a la luz de un objeto en retirada hacia longitudes de onda rojas, causado por el efecto Doppler
Reflector: un telescopio que forma una imagen con espejos.
Refractor: un telescopio que forma una imagen con una lente.

El desplazamiento de las líneas espectrales hacia el extremo rojo del espectro, debido al retroceso del movimiento o la gravedad.
Telescopio reflectante Un telescopio con un espejo primario reflectante cóncavo.
Reflexión: retorno de la radiación de una superficie, sin cambios en la longitud de onda.

es un aumento en la longitud de onda de la luz que emite un objeto que se aleja de nosotros. Este aumento en la longitud de onda hace que el objeto parezca más rojo de lo que realmente es.

es causado por el estiramiento del espacio a medida que el universo se expande.

y el desplazamiento azul explican cómo la luz cambia de longitud de onda a medida que los objetos en el espacio se acercan o alejan unos de otros. A medida que un objeto se aleja de nosotros, la luz se desplaza hacia el extremo rojo del espectro de colores. A su vez, a medida que se acerca, la luz se desplaza hacia el extremo azul del espectro.

debido al efecto Doppler para objetos que viajan cerca de la velocidad de la luz.
Poder de resolución
La capacidad de un telescopio para revelar detalles finos. depende del diámetro del objetivo del telescopio.

en una foto de portada de la revista Yachting.
Anne encontró el amor en la Universidad de Alaska. Comenzó a estudiar agricultura y se pasó a la gestión de la vida silvestre. “Luego me ofrecieron un trabajo en el instituto geológico y me enamoré de la geofísica.


Cambio de Perhihelio de Mercurio
Una prueba no matemática de la dilatación del tiempo gravitacional
Ilustración del efecto Shapiro (retardo gravitacional)
El efecto Shapiro
Poniendo la relatividad a prueba.

Un aumento en la longitud de onda de la radiación recibida de un cuerpo celeste en retroceso como consecuencia del efecto Doppler un cambio hacia el extremo de longitud de onda larga (rojo) del espectro.

En astronomía, el desplazamiento de las líneas espectrales observadas hacia las longitudes de onda más largas del extremo rojo del espectro. Compare el enrojecimiento espacial.

Los astrónomos describen el espectro como

ed o azul desplazado. Esto solo significa que la luz se ha desplazado debido, respectivamente, al movimiento relativo alejándose de usted o hacia usted. El grado del cambio depende de la velocidad del movimiento. Puede determinar la velocidad usando esta fórmula -.

Una predicción de la teoría de la relatividad general de Einstein. Los fotones pierden energía cuando escapan del campo gravitacional de un objeto masivo.

Cuando un objeto, como una galaxia, se aleja de usted, la luz que emite parece alargarse en longitud de onda, es decir, desplazarse hacia el extremo rojo (largo) del espectro. Cuanto más rápido se aleja el objeto, mayor grado de desplazamiento al rojo.

s en los espectros de los cuerpos celestes ", Phil. Mag., Vol. 45, págs. 303-319.
^ Helge Kragh, Cosmología y controversia: el desarrollo histórico de dos teorías del universo (1999) ISBN 0-691-00546-X.

Un astrónomo del Observatorio Lowell llamado Vesto Slipher observó un "

es la descripción de cómo el patrón de luz o espectro de un objeto se desplaza hacia el extremo rojo del espectro a medida que se aleja de la Tierra.

Normalmente uso "The Sky" de Software Bisque para planificar mis sesiones de observación y para ayudarme a encontrar objetos, pero solo tiene las lunas galileanas para Júpiter, así que usé

(versión 3 en ese momento) que también tenía en mi computadora.

Para que las pulsaciones imiten esto, la estrella tendría que pulsar regularmente con un

y el azul se desplaza en un patrón sinusoidal y luego de alguna manera desarrolla una mancha solar directamente después del desplazamiento al azul que persiste exactamente durante el mismo tiempo que le toma a un planeta cruzar frente al disco estelar.

El estudio del espectro de luz de nebulosas como Andrómeda proporcionaría en última instancia la información sobre qué eran exactamente estos objetos. Varios astrónomos trabajaron en este tema a principios del siglo XX.

Al contrario de los espectros de la mayoría de las otras galaxias que muestran un distintivo

, el espectro de M90 ​​está desplazado al azul, lo que significa que la galaxia se está acercando a nosotros.

La Teoría General de la Relatividad predice que la luz proveniente de un campo gravitacional fuerte debería tener su longitud de onda desplazada a valores mayores (lo que los astrónomos llaman un "

de año en año, pero actualmente las carreras de warbuggy, pilote, parapente, caminatas de supervivencia, guerra virtual y canasta son las más populares.

La mitad de las estrellas muestran cambios azules en sus espectros, la otra mitad

s. Sin embargo, el término de una sola palabra "desplazamiento al rojo" está reservado para las galaxias.

Así, la teoría del Big Bang fue propuesta por el sacerdote belga Georges Lema "tre en 1927, que posteriormente fue corroborada por el descubrimiento de Edwin Hubble del

en 1929 y más tarde por el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas cósmica por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en 1964.

Técnica ideada por Sir Martin Ryle y Allan Sandage para medir el espectro

de quásares sospechosos. Fue este proceso el que resultó en el descubrimiento de objetos cuasi estelares. [A84]
Estrellas Ga ultravioleta.

La historia del cuásar comenzó a principios de la década de 1960, cuando se definió con gran precisión la posición de una fuente de radio potente y se descubrió que su diámetro angular era inferior a un segundo de arco. Los objetos

de las líneas espectrales indicaron una distancia de 3.000 millones de años luz.

Un astrónomo estadounidense que vivió entre 1889 y 1953. Hubble descubrió la expansión del universo midiendo la

s de muchas galaxias. También descubrió que la velocidad de recesión de una galaxia dada es proporcional a su distancia de la Vía Láctea. El Telescopio Espacial Hubble lleva su nombre.
Hyades.

Resultó que en realidad se trataba de longitudes de onda de emisión comunes, severamente desplazadas por Doppler porque sus fuentes se alejaban de nosotros, a velocidades que podrían ser una fracción apreciable de c. De hecho, este "

"parecía una característica universal,.

la velocidad radial de expansión, VR, utilizando el desplazamiento Doppler de las líneas emitidas desde la parte delantera y trasera de la capa en expansión. Cuando se apunta un espectrógrafo al centro del remanente, se ve una línea doble, con el

ed emisión procedente de la parte posterior de la carcasa, mientras que la emisión desplazada azul proviene de la.

Efecto Doppler. El cambio en la frecuencia (o longitud de onda) de la luz (u otra radiación) causado por el movimiento de un objeto o del observador. Un objeto que se aleja de un observador exhibiría un cambio de frecuencia hacia una frecuencia más baja (

Tiene un diámetro de unos 165.000 años luz y contiene al menos 200.000 millones de estrellas. Sus dos galaxias compañeras más brillantes son M32 y M110. La luz que llega a la tierra desde la galaxia de Andrómeda se desplaza hacia el extremo azul del espectro, mientras que la luz de todas las demás fuentes cósmicas exhibe

Esto provoca un cambio en el espectro del objeto hacia el violeta. La cantidad de cambio en el espectro de un objeto está determinada por la rapidez con que se mueve el objeto. Todas las galaxias distantes tienen tremendas

s. Con base en estos datos, los científicos creen que el universo todavía se está expandiendo hacia afuera.

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La mayoría de las galaxias tienen bastante

s, lo que significa que parecen alejarse muy rápidamente de nosotros. Hubble descubrió que existe una relación directa entre el cambio (y por lo tanto la velocidad) y la distancia de la galaxia a nosotros. estrella doble Es común encontrar estrellas en pares o grupos más grandes.


Todo sobre la astronomía

Lo básico de la espectroscopia Star & # 8217s

La espectroscopia es un estudio de rama de la astronomía que se centra en los objetos astronómicos y el espectro # 8217. Del espectro podemos obtener información, como sus temperaturas, composición química, velocidad de movimiento, etc. Por eso la espectroscopia puede ser considerada como uno de los campos fundamentales de la astronomía. El espectro de una estrella (o cualquier otro objeto astronómico) se adquiere utilizando un instrumento llamado espectrógrafo.

Una de las leyes fundamentales en espectroscopia es la Ley de Kirchoff (1859) que establece que:

  1. Si se enciende un líquido o gas a alta presión, emitirán energía en todas las longitudes de onda que producirán un espectro continuo .
  2. Si se enciende un gas a baja temperatura, solo emitirá energía en cierto rango de longitud de onda y producirá un espectro que tiene un fondo oscuro y algunas líneas brillantes. Ese tipo de espectro se llama espectro de emisión. La longitud de onda de cada línea brillante es el indicador preciso de qué gas las produce. Entonces, el mismo gas producirá líneas brillantes en cierta longitud de onda exacta.
  3. Si se pasa una luz blanca (que es una mezcla igual de todos los colores) a través de un gas frío a baja temperatura, el gas absorberá energía a cierta longitud de onda. El espectro resultante será un espectro continuo como fondo con algunas líneas oscuras en cierta longitud de onda exacta. Las líneas oscuras llamadas líneas de absorción y ese tipo de espectro se llama absorción espectro. La longitud de onda de cada línea oscura es el indicador preciso de qué gas las produce. Entonces, el mismo gas producirá líneas oscuras en cierta longitud de onda exacta.

Serie Balmer
Balmer, científico suizo, establece una ecuación en serie para predecir la longitud de onda de las líneas de absorción del gas hidrógeno. La ecuación es ampliamente conocida como Serie Balmer ecuación.

con: λ: la longitud de onda de las líneas de absorción [cm]
RH : Constante de Rydberg (= 109678)

Planck postula que la luz se irradia en forma de un pequeño paquete discreto llamado cuántico. Esta teoría es la base del nacimiento de un nuevo campo de la física llamado física cuántica.

Planck afirma que la energía de cada fotón

h: Constante de Planck & # 8217s (h = 6,63 x 10 ^ -34 J.s)
f: frecuencia del fotón [Hz]
c = velocidad de la luz (= 3,10 ^ 5 km / s)
λ = fotón & # 8217s longitud de onda

Espectro estrella y # 8217s
El patrón de espectro de Star & # 8217s es muy variado. En 1863, un astrónomo llamado Angelo Secchi clasificó el espectro de estrellas en 4 grupos basándose en las similitudes de sus líneas de absorción.

La señorita A. Maury del Observatorio de Harvard estableció otra forma de clasificar el espectro de estrellas y # 8217 y fue revisada por la señorita Annie J. Cannon. La clasificación de Miss Cannon es la más adoptada en la actualidad.

Tabla 1: Resumen de la clasificación de la estrella y el espectro # 8217s (para recordarlo, use el puente de burro: O h B e A F ine G irl (o G uy), K iss M e). (Puede hacer clic en la figura para obtener una versión más grande y clara de la tabla de arriba.

Subclasificación de estrella y espectro # 8217s
La clasificación de espectro Star & # 8217s O, B, A, F, G, K, M se divide nuevamente en varias subclases:
B0, B1, B2, B3,. . . . . . . . ., B9
A0, A1, A2, A3,. . . . . . . . ., A9
F0, F1, F2, F3,. . . . . . . . . ., F9

¡Un número más grande representa una temperatura más baja! El uso de esta subclase es para reducir la especificación & # 8217s rango y ser más preciso.
(para obtener más información, consulte este sitio).

Clasificación M-K (Estrella y clase de luminosidad n. ° 8217s)

Se encuentra que las estrellas con la misma clase de espectro y # 8217s tienen diferentes luminosidades. En 1913, Adam dan Kohlscutter del Observatorio Mount Wilson demostró que el ancho del espectro y las líneas # 8217 se pueden utilizar para estimar la luminosidad de las estrellas.
Basado en estos hechos. en 1943 Morgan y Keenan del Observatorio Yerkes dividieron las estrellas en varias clases de luminosidad como se muestra en la siguiente tabla.

Clase 1b

Clase II

Clase III

Clase IV

Clase V

Morgan Keenan & # 8217s Clase de luminosidad (Clase M-K) se dibuja en un diagrama de Hertzprung-Russell (diagrama H-R) a continuación.

Ahora, las clasificaciones de estrellas # 8217s usan la combinación de clase de espectro y clase de luminosidad. Por ejemplo : Una estrella G2 V es una estrella de secuencia principal que pertenece a la clase de espectro G2

Movimiento de estrella & # 8217s
Contrariamente a la creencia generalizada de que la estrella no se mueve en el espacio, la estrella SÍ se mueve en el espacio. Sin embargo, el movimiento de las estrellas es difícil de rastrear. Debido a su inmensa distancia, el movimiento de la estrella solo produce un movimiento aparente extremadamente pequeño en el cielo. Tenemos que esperar varios años (¡o décadas!) Para rastrear el movimiento de las estrellas en el cielo. Advertencia: ¡el movimiento de la estrella & # 8217s que se discutió anteriormente no es el movimiento diario aparente de la estrella!

El movimiento angular de la estrella de una estrella se llama movimiento propio (μ). El movimiento adecuado generalmente se mide en segundos de arco por año. La estrella con mayor movimiento propio es Estrella de Barnard con μ = 10 ”, 25 por año (En 180 años, esta estrella (solo) se moverá en extensión como Luna llena & # 8217s disco).

Relación entre la velocidad tangencial (Vt) y el movimiento propio (μ):

Vt = velocidad tangencial de la estrella [km / s]

μ = movimiento propio de la estrella [“/ año]

la ecuación anterior también se puede establecer como:

con p es el paralaje de la estrella (en segundo de arco).

El movimiento propio se mide en dos cantidades: el ángulo de posición y el movimiento propio en sí. La primera cantidad indica la dirección del movimiento adecuado en la esfera celeste (con 0 grados que significa el movimiento hacia el norte, 90 grados hacia el este, etc.), y la segunda cantidad da la magnitud del movimiento & # 8217s, en segundos de arco por año.

Las ecuaciones utilizadas para encontrar la cantidad de movimiento propio de la estrella son:

con :
μα = movimiento propio en ascensión recta
μδ = movimiento propio en declinación
μα y μδ es medible & # 8211 & gt μ y θ pueden determinarse.

Además del movimiento adecuado, la información sobre el movimiento de la estrella # 8217 se puede obtener de su movimiento radial , cual es el componente del movimiento de la estrella que se encuentra paralelo a nuestra línea de visión.
La velocidad radial (Vr) se puede medir por sus líneas de espectro que cambian ( desplazamiento Doppler ). Para una estrella cuya velocidad radial (Vr) es significativa en comparación con la velocidad de la luz:

Para que Vr sea mucho más pequeño en comparación con la velocidad de la luz (c), la ecuación se puede simplificar a:

con :
Δλ = la diferencia entre la longitud de onda estática (λo) y longitud de onda observada (λ). [Å o nm]
λo = longitud de onda estática. [Å o nm]
Vr = velocidad radial [km / s]
c = velocidad de la luz (300.000 km / s)

Ahora, podemos calcular Vt y Vr como se discutió anteriormente y podremos calcular el movimiento real de la estrella y # 8217s ( movimiento lineal ):


CÓMO LOS ASTRÓNOMOS Miden LA VELOCIDAD Y LA DISTANCIA

Incluso en esta era de telescopios gigantes, telescopios infrarrojos y ultravioleta, conjuntos de telescopios y telescopios en el espacio, el negocio de estimar la distancia de los objetos lejanos sigue siendo asombrosamente incierto.

El progreso de las últimas generaciones ha significado superar algunos problemas incorporados del razonamiento circular. A los astrónomos les gustaría usar el conocimiento sobre el brillo para calcular qué tan lejos está una galaxia. Les gustaría utilizar el conocimiento sobre la distancia a la que se encuentran las galaxias para calcular su brillo típico. Pueden usar la distancia para calcular la velocidad y la velocidad para calcular la distancia, pero no ambas a la vez.

El movimiento lateral a través del cielo no se puede calcular en absoluto, porque los objetos lejanos se mueven demasiado lentamente para cambiar su posición apreciablemente dentro de la vida humana. Lo mejor que puede hacer un astrónomo es medir las velocidades directamente hacia la Tierra o alejándose de ella.

Al observar cualquier galaxia, los astrónomos pueden saber qué tan rápido está retrocediendo midiendo su "cambio rojo", un cambio en las longitudes de onda percibidas de la radiación que emite. La analogía habitual para este fenómeno es la bocina de una locomotora: cuando se acerca un tren, el sonido de la bocina parece aumentar de tono a medida que el tren retrocede, el tono disminuye. En astronomía, cuanto mayor es el corrimiento hacia el rojo, mayor es la velocidad de la recesión.

Como parte de la idea de que todo el universo se está expandiendo uniformemente, los astrónomos también se han dado cuenta de que cuanto más rápido se aleja una galaxia, más debe estar. Dos puntos cercanos en la superficie de un globo se separarán lentamente a medida que el globo se infla, dos puntos que están muy separados se moverán mucho más rápido.

Pero usar la velocidad para calcular la distancia no deja forma de calcular ningún "movimiento peculiar" que la galaxia pueda tener además del movimiento que es parte de la expansión general. Para calcular un movimiento peculiar, los astrónomos necesitan alguna forma independiente de medir la distancia.

Ahí es donde entró el grupo científico Seven Samurai.

Utilizaron una inteligente cadena de razonamiento. Como otros astrónomos se dieron cuenta en la década de 1970, se puede estimar la distancia de una galaxia a partir de su brillo aparente, si se sabe cuánta luz emite. Puede estimar cuánta luz está emitiendo, si conoce su masa. Puede estimar su masa, utilizando las leyes de la física, si sabe qué tan rápido orbitan sus miles de millones de estrellas en su interior.

El truco consiste en estimar la velocidad de estas estrellas. Una vez más, los astrónomos pueden hacer uso del corrimiento al rojo. Debido a que algunas estrellas se mueven hacia el observador y otras se alejan, el espectro nítido de longitudes de onda se difumina ligeramente. Cuanto más rápido sea el movimiento, más difuso será el espectro.

Los Siete Samuráis aplicaron este complejo conjunto de ideas a las galaxias del cielo. Pasarían una hora o más en un telescopio recogiendo luz. Los datos brutos se almacenarían en formato digital en cinta magnética y serían necesarias horas de trabajo informático para producir un espectro completo.

Luego, utilizando esta medida independiente de distancia, pudieron estimar qué parte de la velocidad aparente de una galaxia era el resultado de la expansión del universo y cuánto, la parte que quedaba, era su propia velocidad.

“Lo bueno de medir una velocidad”, dijo Alan Dressler del Observatorio Mount Wilson, “es que es un número indiscutible, si lo cree, que mide toda la masa que actúa sobre un sistema, visible o invisible. Eso es algo realmente profundo y maravilloso ''.


Nuevas mediciones del espectro solar verifican la teoría de la relatividad general de Einstein

Un equipo internacional de investigadores liderado por el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) ha medido, con una precisión sin precedentes, el corrimiento al rojo gravitacional del Sol, un cambio en la frecuencia de las líneas en el espectro solar que se produce cuando la luz se escapa del campo gravitacional del Sol en su camino a la Tierra. Este trabajo, que verifica una de las predicciones de la relatividad general de Einstein, se publicará en la revista Astronomía y astrofísica.

La Teoría General de la Relatividad, publicada por Albert Einstein entre 1911 y 1916, introdujo un nuevo concepto de espacio y tiempo, al mostrar que los objetos masivos causan una distorsión en el espacio-tiempo que se siente como gravedad. De esta manera, la teoría de Einstein predice, por ejemplo, que la luz viaja en trayectorias curvas cerca de objetos masivos, y una consecuencia es la observación de la Cruz de Einstein, cuatro imágenes diferentes de una galaxia distante que se encuentra detrás de un objeto masivo más cercano, y cuya luz está distorsionado por ella.

Otros efectos bien conocidos de la Relatividad General son el cambio gradual observado en la órbita de Mercurio debido a la curvatura del espacio-tiempo alrededor del Sol "masivo", o el corrimiento al rojo gravitacional, el desplazamiento al rojo de las líneas en el espectro del Sol debido a su efecto gravitacional. campo.

El corrimiento al rojo gravitacional es un efecto importante para los sistemas de navegación por satélite como el GPS, que no funcionaría si la Relatividad General no se incluyera en las ecuaciones. Este efecto depende de la masa y el radio de un objeto astronómico, por lo que aunque es mayor para el Sol que para la Tierra, sigue siendo difícil de medir en el espectro solar.

En 1920, Einstein escribió: “Para el Sol, el corrimiento al rojo teórico predicho es aproximadamente dos millonésimas de la longitud de onda. Si este efecto realmente existe es una pregunta abierta, y los astrónomos están trabajando arduamente para resolverlo. Para el Sol, su existencia es difícil de juzgar porque el efecto es muy pequeño ”.

Para medirlo, los científicos han utilizado observaciones del espectro solar reflejado desde la Luna, obtenidas con el instrumento HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher) utilizando la nueva tecnología del peine de frecuencia láser.

“Combinando la precisión del instrumento HARPS con el peine de frecuencia láser, hemos podido medir con gran precisión la posición de las líneas de hierro en el espectro solar”, explica Jonay González Hernández, investigador Ramón y Cajal del IAC y primer autor del artículo. “Esto nos ha permitido verificar una de las predicciones de la teoría de la relatividad general de Einstein, el corrimiento al rojo gravitacional, con una precisión de unos pocos metros por segundo”.

“Nuevas medidas con el peine de frecuencia láser acoplado al espectrógrafo ESPRESSO, en los telescopios VLT de 8,2 m, nos permitirían mejorar estas medidas”, añade Rafael Rebolo, investigadora y directora del IAC y coautora del artículo.

Other researchers at the IAC who have participated in this work are Alejandro Suárez Mascareño y Borja Toledo-Padrón, who used the LFC (Laser Frequency Comb) attached to the HARPS instrument on the 3.6m telescope of the European Southern Observatory (ESO), at the La Silla Observatory (Chile).


Adam, M. G., Ibbetson, P. A., and Petford, A. D.: 1976, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 177, 687.

Brault, J. W.: 1963, Bull. Am. Phys. Soc. 8, 28.

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Sun's spectrum red shift - Astronomy

UGC 545 is a mag 14.1 galaxy with an Active Galactic Nucleus. The high luminosity of the core makes it visible despite being at a significant distance from us.

The almost stellar appearance allows the Star Analyser diffraction grating to be used in a slitless configuration.

This is the faintest object recorded to date. Dispersion was 31.4 A/pixel.

Two repeat spectra were recorded with the Star Analyser rotated between exposures to check if any features were due to background stars.

A spectrum of Vega was also recorded to enable a wavelength calibration to be made based on the H Balmer lines.

The H alpha emission line is clear in the Galaxy spectrum. It is displaced 5.5 +-1% to the red compared with the reference H alpha absorption line in Vega.

This compares well with the published figure of 6.1% redshift for UGC545 (An error of 0.5% is equivalent to 1 pixel)

A cosmological redshift of 0.061c corresponds to a distance of about 250Mpc so the mag 14 galactic core has an abolute magnitude of roughly -23. excluding any absorption this is around 150 billion times more luminous than the Sun.


Ver el vídeo: La radiación solar (Diciembre 2022).