1. Paralaje:
* Principio: El cambio aparente en la posición de un objeto cuando se ve desde dos ubicaciones diferentes. Imagine sostener el dedo y mirarlo con un ojo cerrado, luego el otro. Su dedo parece cambiar en relación con el fondo.
* Cómo funciona: Los astrónomos miden el cambio aparente de la posición de una estrella cuando la Tierra orbita el Sol. Cuanto mayor sea el cambio (paralaje), más cerca es la estrella.
* Limitaciones: Solo funciona para estrellas relativamente cercanas (hasta unos pocos miles de años luz).
2. Velas estándar:
* Principio: Ciertos objetos en el universo tienen un brillo intrínseco conocido (luminosidad). Al comparar su aparente brillo con su luminosidad conocida, podemos estimar su distancia.
* Tipos:
* variables cepheid: Estrellas pulsantes con una relación directa entre su período de pulsación y luminosidad.
* tipo ia supernovas: Explotando estrellas enanas blancas, que tienen un brillo máximo consistente.
* Limitaciones: Requiere conocer la verdadera luminosidad del objeto, que puede verse afectada por factores como la absorción de polvo.
3. Redshift:
* Principio: A medida que la luz viaja a través de un universo en expansión, su longitud de onda se estira, lo que hace que cambie hacia el extremo rojo del espectro (desplazamiento al rojo). La cantidad de desplazamiento al rojo es proporcional a la distancia del objeto.
* Cómo funciona: Al medir el desplazamiento al rojo de la luz de una galaxia, podemos estimar su distancia.
* Limitaciones: Basado en la suposición de una expansión uniforme del universo.
4. Relación Tully-Fisher:
* Principio: Una relación entre la velocidad de rotación de las galaxias espirales y su luminosidad.
* Cómo funciona: Al medir la velocidad de rotación de una galaxia, podemos estimar su luminosidad y luego su distancia.
* Limitaciones: Solo funciona para galaxias espirales.
5. Fluctuación de brillo de la superficie (SBF):
* Principio: Las fluctuaciones en el brillo de las estrellas individuales dentro de una galaxia pueden usarse para determinar su distancia.
* Cómo funciona: Al medir las fluctuaciones de brillo y aplicar el análisis estadístico, podemos estimar la distancia de la galaxia.
* Limitaciones: Requiere imágenes de alta resolución y funciona mejor para las galaxias cercanas.
6. Lente gravitacional:
* Principio: La flexión de la luz alrededor de los objetos masivos, causando una imagen distorsionada del objeto de origen.
* Cómo funciona: La cantidad de distorsión depende de la masa del objeto de lente y de la distancia tanto a la lente como al objeto fuente.
* Limitaciones: Requiere un objeto de lente masivo y un conocimiento preciso de su masa.
Cada una de estas técnicas tiene sus fortalezas y debilidades, y los astrónomos a menudo usan una combinación de métodos para verificar y refinar las mediciones de distancia. La búsqueda de distancias precisas está en curso, con nuevas técnicas constantemente desarrolladas para llegar a la inmensidad del espacio.
