<sect1 id="ai-cosmicdist">
<sect1info>
<author
><firstname
>Akarsh</firstname
> <surname
>Simha</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>La escalera de distancias cósmicas</title>
<indexterm
><primary
>La escalera de distancias cósmicas</primary
></indexterm>
<para
>La escalera de distancias cósmicas hace referencia a la sucesión de diferentes métodos que usan los astrónomos para medir distancias a los objetos del cielo. Algunos métodos, como la <link linkend="ai-parallax"
>paralaje</link
>, solo son correctos para objetos cercanos. Otros métodos, como el uso del <firstterm
>corrimiento al rojo cosmológico</firstterm
>, funcionan bien para galaxias muy lejanas. Por este motivo existen diversos métodos, cada uno con su propia validez limitada, y de ahí la denominación. </para>
<sect2>
<title
>Mediciones directas</title>
<para
>La parte inferior de la escalera consta de objetos cuyas distancias se pueden medir directamente, como la Luna (vea <ulink url="http://es.wikipedia.org/wiki/Laser_Ranging_Retro-Reflector"
>Laser Ranging Retro-Reflector</ulink
>). La misma técnica, usando ondas de radio, se aplica también para conocer las distancias a los planetas. </para>

<para
>Para las estrellas cercanas, la medida de la <link linkend="ai-parallax"
>paralaje</link
> es posible, lo que nos da la distancia a la estrella. </para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Candelas estándar</title>
<para
>Las «candelas estándar» son objetos cuyo brillo intrínseco conocemos con seguridad. La <link linkend="ai-magnitude"
>magnitud</link
> aparente, que es fácil de medir, nos dice la cantidad de brillo con la que aparece el objeto, no lo brillante que es en realidad. Los objetos distantes aparecen con menos brillo debido a que su luz se esparce a lo largo de una gran área. </para
><para
>De acuerdo con la <firstterm
>ley de la inversa del cuadrado</firstterm
> para las intensidades de la luz, la cantidad de luz que recibimos de un objeto disminuye con el cuadrado de la distancia. Así, podemos calcular la distancia a un objeto si sabemos cuál es su brillo real (su magnitud absoluta, «M») y cuál es su brillo aparente desde la Tierra (su magnitud aparente, «m»). Podemos definir el <firstterm
>módulo de la distancia</firstterm
> como sigue: </para
><para
>Módulo de la distancia = M - m = 5 log<subscript
>10</subscript
> d - 5 </para
><para
>Aquí, «d» es la distancia medida en <link linkend="ai-parallax"
>parsecs</link
>. </para>
<para
>Para estos objetos de candelas estándar especiales, disponemos de otro modo de conocer su brillo intrínseco, por lo que podemos calcular su distancia. </para>
<para
>Algunas «candelas estándar» usadas en astronomía son: <itemizedlist>

<listitem
><para
>Las variables cefeidas: un tipo de estrella variable periódica cuyo periodo de variación está relacionado con la luminosidad</para
></listitem>

<listitem
><para
>Las variables RR Lyrae: otra estrella variable periódica con una relación periodo-luminosidad bien conocida</para
></listitem>

<listitem
><para
>Supernovas de tipo Ia: estas supernovas tienen una luminosidad muy bien definida como resultado de la física que las gobierna, por lo que sirven como candelas estándar</para
></listitem>

</itemizedlist>
</para>
</sect2>

<sect2>
<title
>Otros métodos</title>
<para
>Existen más métodos. Algunos de ellos dependen de la física de las estrellas, como la relación entre luminosidad y color para varios tipos de estrellas (esto se suele representar en un <firstterm
>diagrama de Hertzsprung-Russel</firstterm
>). Otros valen para cúmulos de estrellas, como el <firstterm
>método del cúmulo en movimiento</firstterm
> y el <firstterm
>método de pertenencia a la secuencia principal</firstterm
>. La <firstterm
>relación Tully-Fisher</firstterm
>, que relaciona el brillo de una galaxia espiral con su rotación, se puede usar para hallar el módulo de la distancia, ya que la rotación de una galaxia es fácil de medir usando el <firstterm
>corrimiento Doppler</firstterm
>. La distancia a las galaxias lejanas se puede calcular midiendo el <firstterm
>corrimiento al rojo cosmológico</firstterm
>, que es el corrimiento al rojo de la luz de galaxias distantes como resultado de la expansión del universo. </para>
<para
>Para más información, consulte la <ulink url="https://es.wikipedia.org/wiki/Escalera_de_distancias_cósmicas"
>Escalera de distancias cósmicas en la Wikipedia</ulink
> </para>
</sect2>
</sect1>
