Page 16 - Fisica General Burbano
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MEDIDA DE LONGITUDES , TIEMPOS Y MASAS. DENSIDAD 23
I 26. Medida de grandes distancias. Triangulación
Las dimensiones de una habitación o de un campo de fútbol las podemos obtener con una
unidad de longitud y contar. Con este método sería más difícil medir la distancia entre dos cum-
bres, e imposible si lo empleamos en la distancia a una estrella. Para efectuar esta últimas medidas
emplearemos un método indirecto llamado TRIANGULACIÓN. El examen de la Fig. I-10 nos explica
este método. La distancia O O es siempre conocida, al igual que los ángulos a y a , medidos con
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un aparato que tenga un círculo graduado. Mediante cálculos trigonométricos determinaremos la
distancia que queremos medir. O y O pueden ser dos puntos de la Tierra en que se encuentran
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dos observadores y A el pico de la montaña, un satélite, o la Luna.
Todo cambio de posición de un astro debido a un cambio de posición del observador (ya por-
que éste se mueve con la Tierra, ya porque el observador se traslada sobre la Tierra), se denomi-
na «corrimiento paraláctico». Por ejemplo la rotación terrestre determina un «corrimiento diurno»,
la rotación de la Tierra alrededor del Sol determina un «corrimiento paraláctico anual». Las obser-
vaciones hechas basándonos en estos movimientos las llamaremos métodos «paralácticos trigo-
nométricos».
Si quisiéramos medir la distancia a un astro A (Fig. I-10) O y O serán dos posiciones opues-
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tas en la órbita terrestre alrededor del Sol y la medida de ángulos se realizará con 6 meses de in-
tervalo.
MUESTRA PARA EXAMEN. PROHIBIDA SU REPRODUCCIÓN. COPYRIGHT EDITORIAL TÉBAR
Este método no es aplicable para la medida de la distancia Tierra-Sol, y la exactitud con que Fig. I-9. Palmer.
se puede enfocar puntos del Sol y medir ángulos, no es lo suficientemente buena. La forma de ha-
cerlo es medir las distancias relativas a todos los planetas por observaciones astronómicas o me-
diante ondas de radar (conociendo su velocidad y contando el tiempo que tardan en llegar al pla-
neta, reflejarse en él y volver a la Tierra) y una vez conocidas estas distancias a escala de nuestro
sistema solar, por triangulación obtendremos la distancia al Sol. A
Si la estrella está demasiado lejos y nuestros aparatos no pueden realizar medidas de tal preci-
sión, entonces se emplean otros métodos. Por ejemplo uno de ellos es el llamado «método fotomé-
trico» que consiste en la comparación de la luminosidad aparente y los valores de la intensidad de
radiación y de la energía deducidos del espectro de la estrella. Una confirmación de lo correcto de a 1 a 2
este método para medir distancias estelares está dado por los resultados obtenidos para grupos de O O
estrellas, conocidos como «cúmulos globulares», que son acumulaciones de estrellas que observa- 1 2
mos que están todas muy juntas, y al aplicar el «método fotométrico» obtenemos que es como de- Fig. I-10. Triangulación.
ben de estar.
En el estudio de los «cúmulos globulares» se encuentra que existe una concentración de ellos
en cierta parte del cielo, y que la mayoría de ellos están aproximadamente a la misma distancia de
nosotros e intuimos que esta concentración de cúmulos marca el centro de nuestra galaxia. Cono-
cemos entonces la distancia al centro de la galaxia que se obtiene del orden de 10 20 m.
Con esta distancia tenemos la clave para medir distancias aún mayores (distancias a otras ga-
laxias) por métodos fotográficos y midiendo el ángulo que se subtiende en el cielo y tomando
como hipótesis que todas las galaxias son más o menos del mismo tamaño que la nuestra, opera-
remos por el método de triangulación.
Recientemente se han obtenido fotografías de obje-
tos celestes sumamente distantes; se cree que estas ga- VALORES APROXIMADOS DE ALGUNOS INTERVALOS DE TIEMPO
laxias están, alrededor de medio camino del «límite del
Universo» alejadas del orden de 10 26 m distancia má- INTERVALO SEGUNDOS
xima que se ha podido observar. 43
Intervalo de tiempo entre el big y bang y formación de quarks 10
Tiempo que tarda la luz en cruzar un núcleo de hidrógeno 10 24
I 27. Medida del tiempo. Reloj atómico 22
Duración de una colisión nuclear 10
Para medir el tiempo necesitamos que un fenómeno Período de oscilación de un rayo gamma de1 MeV 4 ´ 10 21
ocurra una y otra vez de modo regular, es decir que sea Vida media de la partícula de mesónp 0 10 16
periódico. El día es el fenómeno natural, periódico, usa- Período de una onda luminosa 2 ´ 10 15
do desde muy antiguo para la medida del tiempo, los Período detectado por laser, límite inferior de medida directa 3 ´ 10 14
días son casi del mismo largo en promedio, para verifi- Período de rotación típico de una molécula 10 12
car que esto es verdad tenemos que compararlo con Período de las ondas típicas de radio 10 60
otro fenómeno periódico. Período de las ondas sonoras audibles 10 30
La medida del tiempo la basamos en algún fenóme- Tiempo entre latidos normales del corazón 8 ´ 10 10
no que se repita periódicamente. Un día 8,6 ´ 10 400
Galileo demostró que un péndulo oscila con inter- Un año 3,16 ´ 10 700
valos de tiempo regulares, utilizando un dispositivo Edad del Homo erectus 1,3 ´ 10 140
mecánico que cuenta estas oscilaciones tendremos el Edad del Sistema Solar 1,6 ´ 10 170
reloj de péndulo. En esencia, este es el método que se Vida del Sol 3,8 ´ 10 170
emplea para la medida del tiempo, un reloj está siempre Edad del Universo 4,3 ´ 10 170
constituido por un OSCILADOR y un CONTADOR. Vida media del Molibdeno-130 2 ´ 10 250
La periodicidad de un oscilador de péndulo no es Vida media que se le atribuye al protón 3 ´ 10 380
muy exacta, a medida que ha avanzado la ciencia se RANGO = 10 /10 = 10 81
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han empleado osciladores de periodicidad más perfec-
