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Articulo de referencia

Pársec

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El pársec (símbolo: pc ) es una unidad de longitud utilizada para medir las grandes distancias a objetos astronómicos fuera del Sistema Solar , aproximadamente igual a 3,26 años luz o 206 265 unidades astronómicas (ua), es decir, 30,9 billones de kilómetros (19,2 billones de millas ) . [ a ] La unidad de pársec se obtiene mediante el uso de paralaje y trigonometría , y se define como la distancia a la que 1 ua subtiende un ángulo de un segundo de arco [1] (1/3600 de grado ) . La estrella más cercana , Próxima Centauri , está a unos 1,3 pársecs (4,2 años luz) del Sol : desde esa distancia, la brecha entre la Tierra y el Sol abarca un poco menos de un segundo de arco. [ 2 ] La mayoría de las estrellas visibles a simple vista se encuentran a unos pocos cientos de pársecs del Sol , la más distante a unos pocos miles de pársecs, y la galaxia de Andrómeda a más de 700.000 pársecs. [ 3 ]   

La palabra pársec es una forma abreviada de una distancia que corresponde a un paralaje de un segundo de arco , acuñada por el astrónomo británico Herbert Hall Turner en 1913. [ 4 ] Esta unidad se introdujo para simplificar el cálculo de distancias astronómicas a partir de datos de observación brutos. En parte por esta razón, es la unidad preferida en astronomía y astrofísica , aunque en textos de divulgación científica y en el uso común el año luz sigue siendo prominente. Si bien los pársecs se utilizan para las distancias más cortas dentro de la Vía Láctea , se requieren múltiplos de pársecs para las escalas mayores del universo, incluyendo kilos.pársecs (kpc) para los objetos más distantes dentro y alrededor de la Vía Láctea, megapársecs (Mpc) para galaxias de distancia media y gigapársecs (Gpc) para muchos cuásares y las galaxias más distantes.

En agosto de 2015, la Unión Astronómica Internacional (IAU) aprobó la Resolución B2 que, como parte de la definición de una escala de magnitud bolométrica absoluta y aparente estandarizada , mencionaba una definición explícita existente del pársec como exactamente ⁠648 000 / π ua , o aproximadamente30 856 775 814 913 673  metros, según la definición exacta de la IAU de 2012 de la unidad astronómica en metros. Esto corresponde a la definición de ángulo pequeño del pársec que se encuentra en muchas referencias astronómicas. [ 5 ] [ 6 ]

Historia y origen

Imaginando un triángulo rectángulo alargado en el espacio, donde el cateto más corto mide una unidad astronómica (UA , la distancia media Tierra - Sol ) y el ángulo subtendido del vértice opuesto a ese cateto mide un segundo de arco ( 1/3600 de grado), el pársec se define como la longitud del cateto adyacente . El valor de un pársec se puede obtener mediante las reglas de la trigonometría . Es la distancia desde la Tierra a partir de la cual el radio de su órbita solar subtiende un segundo de arco.

Uno de los métodos más antiguos utilizados por los astrónomos para calcular la distancia a una estrella consiste en registrar la diferencia angular entre dos mediciones de la posición de la estrella en el cielo. La primera medición se toma desde la Tierra en un lado del Sol, y la segunda se toma aproximadamente medio año después, cuando la Tierra se encuentra en el lado opuesto del Sol. [ b ] La distancia entre las dos posiciones de la Tierra cuando se tomaron las dos mediciones es el doble de la distancia entre la Tierra y el Sol. La diferencia angular entre las dos mediciones es el doble del ángulo de paralaje, que se forma mediante las líneas que van del Sol y la Tierra a la estrella en el vértice distante . Entonces, la distancia a la estrella se puede calcular utilizando trigonometría. [ 7 ] Las primeras mediciones directas publicadas con éxito de un objeto a distancias interestelares fueron realizadas por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel en 1838, quien utilizó este método para calcular la distancia de 3,5 pársecs de 61 Cygni . [ 8 ]

Diagramas que ilustran el cambio aparente de posición de un objeto celeste cuando se observa desde diferentes posiciones en la órbita terrestre.
Movimiento de paralaje estelar a partir del paralaje anual

La paralaje de una estrella se define como la mitad de la distancia angular que parece recorrer una estrella con respecto a la esfera celeste mientras la Tierra orbita alrededor del Sol. De forma equivalente, es el ángulo subtendido, desde la perspectiva de esa estrella, del semieje mayor de la órbita terrestre. Sustituyendo la paralaje de la estrella por el ángulo de un segundo de arco en el triángulo rectángulo imaginario, el cateto mayor del triángulo medirá la distancia del Sol a la estrella. Un pársec se define como la longitud del lado del triángulo rectángulo adyacente al vértice ocupado por una estrella cuyo ángulo de paralaje es de un segundo de arco.

El uso del pársec como unidad de distancia se deriva naturalmente del método de Bessel, ya que la distancia en pársecs se puede calcular simplemente como el recíproco del ángulo de paralaje en segundos de arco (es decir: si el ángulo de paralaje es de 1  segundo de arco, el objeto está a 1  pc del Sol; si el ángulo de paralaje es de 0,5  segundos de arco, el objeto está a 2  pc; etc.). No se requieren funciones trigonométricas en esta relación porque los ángulos involucrados son muy pequeños, lo que permite aplicar la solución aproximada del triángulo estrecho .

Aunque es posible que se haya utilizado con anterioridad, el término pársec se mencionó por primera vez en una publicación astronómica en 1913. El astrónomo real Frank Watson Dyson expresó su preocupación por la necesidad de un nombre para esa unidad de distancia. Propuso el nombre de astron , pero mencionó que Carl Charlier había sugerido siriómetro y Herbert Hall Turner había propuesto pársec . [ 4 ] Fue la propuesta de Turner la que prevaleció.

Calcular el valor de un pársec

Según la definición de 2015,1  unidad atómica de longitud de arco subtiende un ángulo de1″ en el centro del círculo de radio1  pieza . Es decir, 1 ordenador personal=1 aubroncearse(1 segundo de arco)≈206,264.8 au{\displaystyle 1{\text{ pc}}={\frac {1{\text{ au}}}{{\text{tan}}(1{\text{ arcsecond}})}}\approx 206,264.8{\text{ au}}}por definición [ 9 ]

Conversión de unidades de grados/minutos/segundos a radianes ,

1 ordenador personal1 au=180×60×60π{\displaystyle {\frac {1{\text{ pc}}}{1{\text{ au}}}}={\frac {180\times 60\times 60}{\pi }}}, y
1 au=149597870700 metro{\displaystyle 1{\text{ au}}=149\,597\,870\,700{\text{ m}}}(exactamente según la definición de la UA de 2012)

Por lo tanto, π pagdo=180×60×60 atú=180×60×60×149597870700 metro=96939420213600000 metro{\displaystyle \pi ~\mathrm {pc} =180\times 60\times 60~\mathrm {au} =180\times 60\times 60\times 149\,597\,870\,700~\mathrm {m} =96\,939\,420\,213\,600\,000~\mathrm {m} }(exactamente según la definición de 2015)

Por lo tanto, 1 pagdo=96939420213600000π metro=30856775814913673 metro{\displaystyle 1~\mathrm {pc} ={\frac {96\,939\,420\,213\,600\,000}{\pi }}~\mathrm {m} =30\,856\,775\,814\,913\,673~\mathrm {m} }(al metro más cercano ).

Aproximadamente,

Diagrama de pársec.

En el diagrama anterior (sin escala), S representa el Sol y E la Tierra en un punto de su órbita (de manera que forme un ángulo recto con S [ b ] ). Por lo tanto, la distancia ES es una unidad astronómica (ua). El ángulo SDE es un segundo de arco ( 1/3600 de grado ) , así que, por definición, D es un punto en el espacio a una distancia de un pársec del Sol. Mediante trigonometría, la distancia SD se calcula de la siguiente manera: SD=miSbroncearse⁡1″=miSbroncearse⁡(160×60×π180)≈1atú160×60×π180=648000πatú≈206264,81 atú.{\displaystyle {\begin{aligned}\mathrm {SD} &={\frac {\mathrm {ES} }{\tan 1''}}\\&={\frac {\mathrm {ES} }{\tan \left({\frac {1}{60\times 60}}\times {\frac {\pi }{180}}\right)}}\\&\approx {\frac {1\,\mathrm {au} }{{\frac {1}{60\times 60}}\times {\frac {\pi }{180}}}}={\frac {648\,000}{\pi }}\,\mathrm {au} \approx 206\,264.81~\mathrm {au} .\end{aligned}}}

Porque la unidad astronómica se define como149 597 870 700 m  , [ 10 ] se puede calcular lo siguiente:

Por lo tanto, si1 li  ≈ 9,46 × 10 15 m , 

Entonces1  pc ≈3.261 563 777  li

Un corolario afirma que un pársec es también la distancia desde la cual debe observarse un disco de un ua de diámetro para que tenga un diámetro angular de un segundo de arco (colocando al observador en D y un disco que abarca ES ).

Matemáticamente, para calcular la distancia, dadas las mediciones angulares obtenidas de los instrumentos en segundos de arco, la fórmula sería: Distanciaestrella=DistanciaTierra-Solbroncearse⁡θ3600{\displaystyle {\text{Distancia}}_{\text{estrella}}={\frac {{\text{Distancia}}_{\text{Tierra-Sol}}}{\tan {\frac {\theta }{3600}}}}} donde θ es el ángulo medido en segundos de arco, la distancia tierra-sol es una constante (1  ua o 1,5813 × 10 −5 años luz ). La distancia estelar calculada estará en la misma unidad de medida que se utiliza en Distancia Tierra-Sol (por ejemplo, si Distancia Tierra-Sol = 1  ua , la unidad para Distancia a la estrella está en unidades astronómicas; si Distancia Tierra-Sol = 1,5813 × 10 −5 años luz , la unidad para Distancia a la estrella está en años luz. 

La longitud del pársec utilizado en la Resolución B2 de la IAU de 2015 [ 11 ] (exactamente ⁠648 000 / π (unidades astronómicas) corresponde exactamente al derivado mediante el cálculo de ángulo pequeño. Esto difiere de la definición clásica detangenteen aproximadamente200  km , es decir: solo después de la undécima cifra significativa . Como la unidad astronómica fue definida por la IAU (2012) como una longitud exacta en metros, ahora el pársec corresponde a una longitud exacta en metros. Al metro más cercano, el pársec de ángulo pequeño corresponde a30 856 775 814 913 673  m .

Uso y medición

El método de paralaje es el paso de calibración fundamental para la determinación de distancias en astrofísica ; sin embargo, la precisión de las mediciones del ángulo de paralaje realizadas con telescopios terrestres está limitada a aproximadamente0,01″ y, por lo tanto, a las estrellas no más quea 100  pc de distancia. [ 12 ] Esto se debe a que la atmósfera terrestre limita la nitidez de la imagen de una estrella, difuminando el punto casi central en un disco de visión cuya posición solo se puede medir de forma aproximada. [ 13 ] Los telescopios espaciales no están limitados por este efecto y pueden medir con precisión distancias a objetos más allá del límite de las observaciones terrestres. Entre 1989 y 1993, el satélite Hipparcos , lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA), midió paralajes para aproximadamente100 000 estrellas con una precisión astrométrica de aproximadamente0,97 mas  y obtuvo mediciones precisas de distancias estelares de estrellas de hastaA 1000  pc de distancia. [ 14 ] [ 15 ]

El satélite Gaia de la ESA , lanzado el 19 de diciembre de 2013, recopiló datos con el objetivo de medir mil millones de distancias estelares con una precisión de 0,520  microarcosegundos , produciendo errores del 10% en las mediciones hasta el Centro Galáctico , aproximadamentea 8000  pc de distancia en la constelación de Sagitario . [ 16 ]

Distancias en pársecs

Distancias menores a un pársec

Las distancias expresadas en fracciones de pársec generalmente involucran objetos dentro de un mismo sistema estelar. Por ejemplo:

Como lo observa el Telescopio Espacial Hubble , el chorro astrofísico que erupciona desde el núcleo galáctico activo de M87 subtiende20″ y se cree que tiene 1,5 kiloparsecs (4.892 años luz ) de largo (el chorro está algo acortado desde la perspectiva de la Tierra). 

Pársecs y kilopársecs

Las distancias expresadas en pársecs (pc) incluyen distancias entre estrellas cercanas, como las que se encuentran en el mismo brazo espiral o cúmulo globular . Una distancia de 1000 pársecs (3262 años luz) se denomina kilopársec (kpc). Los astrónomos suelen utilizar kilopársecs para expresar distancias entre partes de una galaxia o dentro de grupos de galaxias . [ 17 ] Por ejemplo: 

Megaparsecs y gigaparsecs

Los astrónomos suelen expresar las distancias entre galaxias vecinas y cúmulos de galaxias en megaparsecs (Mpc). Un megaparsec equivale a un millón de parsecs, o aproximadamente 3,26 millones de años luz. [ 23 ] A veces, las distancias galácticas se dan en unidades de Mpc/ h (como en "50/ h  Mpc", también escrito " 50 Mpc h −1 "). h es una constante (la " constante de Hubble adimensional ") en el rango 0,5 < h < 0,75 que refleja la incertidumbre en el valor de la constante de Hubble H para la tasa de expansión del universo: h = ⁠ H / 100 (km/s)/Mpc ⁠  . La constante de Hubble se vuelve relevante al convertir un corrimiento al rojo observado z en una distancia d usando la fórmula d ≈ ⁠ c / H ⁠ × z . [ 24 ]

Un gigaparsec (Gpc) equivale a mil millones de pársecs, una de las unidades de longitud más grandes que se utilizan habitualmente. Un gigaparsec es aproximadamente 3260 millones de años luz , o lo que es lo mismo, aproximadamente 1/14 de la distancia al horizonte del universo observable (indicado por la radiación cósmica de fondo de microondas ). Los astrónomos suelen usar gigaparsecs para expresar el tamaño de estructuras a gran escala, como el tamaño y la distancia a la Gran Muralla CfA2 ; las distancias entre cúmulos de galaxias; y la distancia a los cuásares .  

Por ejemplo:

Unidades de volumen

Para determinar el número de estrellas en la Vía Láctea, se seleccionan volúmenes en kiloparsecs cúbicos [ c ] (kpc³ ) en diversas direcciones. Se cuentan todas las estrellas en estos volúmenes y se determina estadísticamente el número total de estrellas. El número de cúmulos globulares, nubes de polvo y gas interestelar se determina de manera similar. Para determinar el número de galaxias en supercúmulos , se seleccionan volúmenes en megaparsecs cúbicos [ c ] (Mpc³ ) . Todas las galaxias en estos volúmenes se clasifican y se contabilizan. El número total de galaxias se puede determinar estadísticamente. El enorme Vacío de Boötes se mide en megaparsecs cúbicos. [ 27 ]

En cosmología física , se seleccionan volúmenes de gigaparsecs cúbicos [ c ] (Gpc³ ) para determinar la distribución de la materia en el universo visible y para determinar el número de galaxias y cuásares. El Sol es actualmente la única estrella en su pársec cúbico, [ c ] (pc³ ) , pero en los cúmulos globulares la densidad estelar podría ser de100–1000  pc −3 .

El volumen de observación de los interferómetros de ondas gravitacionales (por ejemplo, LIGO , Virgo ) se expresa en términos de megaparsecs cúbicos [ c ] (Mpc³ ) y es esencialmente el valor de la distancia efectiva al cubo.

Véase también

El pársec es usado incorrectamente como medida de tiempo por Han Solo en la primera película de Star Wars , cuando afirma que su nave, el Halcón Milenario , "hizo la Carrera de Kessel en menos de 12 pársecs", originalmente con la intención de presentar a Solo como "una especie de charlatán que no siempre sabía con precisión de lo que hablaba". [ 28 ] La afirmación se repite en El despertar de la Fuerza . [ 28 ] En Solo: Una historia de Star Wars se afirma que el Halcón Milenario ha recorrido una distancia más corta (en lugar de un tiempo más rápido) debido a una ruta más peligrosa a través de la Carrera de Kessel, posible gracias a su velocidad y maniobrabilidad. [ 29 ] También se usa incorrectamente en The Mandalorian . [ 28 ]

Notas

  1. ↑ Un billón aquí es una escala corta , es decir.10 12 (un millón de millones, o mil millones en escala larga).
  2. 1 2 Las observaciones terrestres de la posición de una estrella deben tomarse cuando la Tierra se encuentre en los puntos más alejados de su órbita de una línea entre el Sol y la estrella, para formar un ángulo recto con el Sol y una separación completa de ua vista desde la estrella.
  3. 1 2 3 4 5

Referencias

  1. ↑ "Escalas de distancia cósmica: la Vía Láctea" . Consultado el 24 de septiembre de 2014 .
  2. ↑ Benedict, G. F.; et al. "Estabilidad astrométrica y precisión del sensor de guiado fino n.° 3: la paralaje y el movimiento propio de Proxima Centauri" ( PDF) . Actas del taller de calibración del HST . págs. 380–384 . Consultado el 11 de julio de 2007 .   
  3. ↑ "Estrellas más lejanas" . StarDate . Universidad de Texas en Austin . 15 de mayo de 2021. Consultado el 5 de septiembre de 2021 .
  4. 1 2 Dyson, F. W. (marzo de 1913). "La distribución espacial de las estrellas en el Catálogo Circumpolar de Carrington" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 73 (5): 342. Bibcode : 1913MNRAS..73..334D . doi : 10.1093/mnras/73.5.334 . [ párrafo 14, página 342 ] Tomando la unidad de distancia R* como aquella que corresponde a una paralaje de 1″·0 [… Nota al pie:] * Es necesario un nombre para esta unidad de distancia. El Sr. Charlier ha sugerido Siriómetro , pero si se puede pasar por alto la violencia al idioma griego, se podría adoptar la palabra Astron . El profesor Turner sugiere Pársec , que puede tomarse como una forma abreviada de "una distancia correspondiente a una paralaje de un segundo". 
  5. ↑ Cox, Arthur N., ed. (2000). Allen's Astrophysical Quantities (4.ª ed.). Nueva York: AIP Press / Springer. Bibcode : 2000asqu.book.....C . ISBN  978-0387987460.
  6. ↑ Binney, James; Tremaine, Scott (2008). Dinámica galáctica (2.ª ed.). Princeton, NJ: Princeton University Press. Bibcode : 2008gady.book.....B . ISBN  978-0-691-13026-2.
  7. ↑ Centro de Investigación y Archivo de Ciencias de Astrofísica de Altas Energías (HEASARC). "Derivación de la fórmula de paralaje" . ¡Imagina el universo! de la NASA . División de Ciencias Astrofísicas (ASD) del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA . Consultado el 26 de noviembre de 2011 .
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  9. ↑ B. Luque; FJ Ballesteros (2019). "Título: Al Sol y más allá" . Nature Physics . 15 (12): 1302. Bibcode : 2019NatPh..15.1302L . doi : 10.1038/s41567-019-0685-3 .
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  11. ↑ "Resolución B2 sobre puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente" (PDF) , Resolución B2 , Honolulu: Unión Astronómica Internacional , 13 de agosto de 2015, archivado del original (PDF) el 6 de enero de 2024 , recuperado el 14 de julio de 2020 , La XXIX Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional señala [4] que el pársec se define exactamente como (648 000/π{\displaystyle \pi }) au según la definición de la UA en la Resolución B2 de la IAU de 2012
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