Estrellas

¿Puede un aficionado medir la distancia a una estrella sin ningún instrumento optico?
La respuesta es definitivamente SÍ.
¿Cómo?
Ya Herschel planteó la solución del problema con algo es es bien obvio:
Las estrellas más lejanas las percibimos más débiles y las más cercanas más brillantes.
Bastaría con clasificarlas. Claro pero esto funcionaría siempre que todas la estrellas tuvieranintrínsecamente la misma luminosidad algo que sabemos que no es así.

La solución nos la trae la propia naturaleza de las estrellas; ella emiten radiación electromagnética en casi todas las longitudes de el espectro y su clasificación espectral está relacionada con su color y temperatura.
Muy afortunadamente para nosotros, no cualquier tipo de estrella tiene cualquier tipo espectral. Hace aproximadamente100 años y separadamente los astrónomos Hertzprung y Rusell se tomaron el trabajo de poner en un gráfico o diagrama con dos ejes cartesianos: los tipos espectrales y su temperatura (color) en las abcisas y su luminosidad / magnitud absoluta en el eje vertical, de las estrellas conocidas.
 
 
El resultado fue que el 90% de las estrellas se disponían en una faja cuya temperatura y luminosidaddisminuye hacia la derecha. Es lo que llamaron la "Secuencia Principal" aquí están prácticamente todas las estrellas que se encuentran en una fase estable de su vida. Más arriba, fuera de la franja, están las gigantes, y por debajo las enanas.
De modo que si conocemos el tipo espectral de una estrella (se obtiene mediante un espectrógrafo o fotometría con filtros) y su magnitud visual, podemosdeducir su magnitud Absoluta gracias a este diagrama. La Magnitud absoluta es la magnitud que tendría una estrella a 10 parsecs de nosotros.
Y si contamos con todos estos datos, ya podemos calcular la distancia.
Antes de proseguir. Para averiguar los datos espectroscópicos de una estrella no necesitamos telescopio ni CCD. Hay disponible en Internet catálogos con esos valores para más de 1 billón deestrellas.
El dato de color no se obtiene de una determinada longitud de onda (por ejemplo el azul) sino que se obtiene un Índice de Color que sería la diferencia del valor de magnitud entre dos longitudes de onda. Las más usadas son B (azul) V(amarillo) R (rojo) I (infrarrojo). Muchos Surveys como 2MASS contienen datos de magnitud en una amplia franja de los infrarrojos J, H y K. Muycorrientemente veamos cálculos con valores como B-V, V-R, etc. y son los llamados índices de color y representan los flujos de energía de la estrella entre esas longitudes de onda.
¿Cómo calculamos la distancia?
El módulo de distancia μ = m - M es la diferencia entre m (magnitud aparente) y la M magnitud absoluta de un objeto astronómico. Se deriva de la definición de magnitud como el logaritmo de laproporción de los flujos observados (F1 y F2) de los objetos astronómicos:

m1-m2=-2,5·logF1F2
El brillo observado de una fuente de luz está relacionada con la distancia por la ley del inverso del cuadrado - una fuente doble de distancia aparece un cuarto tan brillante. Para un objeto de uno o dos objetos de la misma luminosidad, (F1 / F2) pueden ser reemplazados por (d2 / d1) 2, ya que

Lamagnitud absoluta se define como la magnitud aparente de un objeto cuando se ve a una distancia de 10 parsecs, por lo que la ecuación de magnitud se puede escribir como:
m-M=5·logd10

Reorganización de los logaritmos da
m-M=5logd-5

Entonces, dado un módulo de distancia μ = m - M, la distancia en parsecs viene dada por
d(pc)=10(μ+5)/5

La incertidumbre en la distancia en parsecs (δd) puedeser calculado a partir de la incertidumbre en el módulo de distancia (δμ) utilizando
δdpc=0,461·dpc·δμ
 
RESUMIENDO:
Los pasos serían:
* Obtener datos de la estrella en catalogos como 2MASS. Los datos mas importantes serán las magnitudes B,V,R,I,J,H y K .
* Identificar el tipo espectral segun los valores de magnitud e índices de color (TABLA !). (más adelante veremos que una...