1. Paralaje:
* Principio: Este método se basa en el cambio aparente en la posición de un objeto cuando se ve desde dos ubicaciones diferentes. Imagine sostener un dedo frente a su cara y mirarlo con cada ojo por separado; su dedo parece cambiar contra el fondo. Del mismo modo, los astrónomos observan una estrella desde dos puntos en la órbita de la Tierra con seis meses de diferencia (cuando la Tierra está en lados opuestos del sol) y miden el pequeño cambio en su posición aparente.
* rango: Este método funciona mejor para estrellas relativamente cercanas, hasta unos pocos miles de años luz de distancia.
* Limitaciones: Para estrellas más distantes, el ángulo de paralaje se vuelve demasiado pequeño para medir con precisión.
2. Velas estándar:
* Principio: Ciertos tipos de estrellas, como las estrellas variables cepheidas y las supernovas de tipo IA, tienen un brillo conocido y predecible. Los astrónomos pueden medir el brillo aparente de estos objetos y, conociendo su brillo intrínseco, calculan su distancia.
* rango: Este método se puede usar a distancias mucho mayores que el paralaje, llegando a millones de años luz.
* Limitaciones: Se basa en la suposición de que el brillo intrínseco de estos objetos es constante y bien entendida. Puede haber incertidumbres en estos supuestos.
3. Redshift:
* Principio: La luz de las galaxias distantes se estira o se desplaza hacia el extremo rojo del espectro debido a la expansión del universo. La cantidad de desplazamiento al rojo es proporcional a la distancia de la galaxia.
* rango: Este método es adecuado para distancias extremadamente grandes, miles de millones de años luz.
* Limitaciones: Asume una tasa de expansión consistente del universo, que puede variar con el tiempo y el espacio.
4. Relación Tully-Fisher:
* Principio: Este método relaciona la velocidad de rotación de una galaxia espiral con su luminosidad (brillo intrínseco). Al medir la velocidad de rotación (a través del cambio Doppler), los astrónomos pueden estimar la luminosidad de la galaxia y luego determinar su distancia.
* rango: Este método es efectivo para las galaxias espirales en unos pocos cientos de millones de años luz.
* Limitaciones: Se basa en la suposición de que la relación entre la velocidad de rotación y la luminosidad es constante para todas las galaxias espirales.
5. Fluctuación de brillo de la superficie:
* Principio: Este método analiza las variaciones en el brillo de la superficie de una galaxia causadas por las estrellas individuales dentro de ella. La cantidad de fluctuación depende de la distancia de la galaxia.
* rango: Es útil para galaxias hasta a unos cientos de millones de años luz de distancia.
* Limitaciones: Requiere una imagen de alta resolución de la galaxia y puede ser sensible a la estructura interna de la galaxia.
6. Lente gravitacional:
* Principio: Los objetos masivos como galaxias o grupos de galaxias doblan el camino de la luz que pasa cerca de ellos, aumentando y distorsionando las imágenes de objetos más distantes. Al analizar el patrón de distorsión, los astrónomos pueden estimar la distancia al objeto de fondo.
* rango: Este método se puede utilizar para objetos extremadamente distantes, a miles de millones de años luz de distancia.
* Limitaciones: Requiere un análisis cuidadoso del efecto de lente y puede ser complejo de interpretar.
Estos métodos trabajan juntos para pintar una imagen completa de las vastas distancias en el universo. Los astrónomos refinan constantemente estas técnicas y exploran otras nuevas, empujando constantemente los límites de nuestra comprensión del cosmos.
