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2.4. El efecto Doppler |
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 Efecto
Doppler |
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El efecto Doppler es una herramienta importante para entender el Universo, ya que sin conocer la distancia a un objeto podemos utilizar el efecto Doppler para determinar su velocidad radial, que es la velocidad en la dirección de observación con que el objeto se aleja o se acerca a la Tierra. Si la estrella se mueve a la misma velocidad que el observador no se detectaría el efecto Doppler. El efecto Doppler en el sonido es un hecho conocido en la vida diaria, su análogo en la radiación electromagnética, incluyendo la luz, es muy similar. Por ejemplo, en el sonido, el cambio en el pitido del tren cuando se aproxima, pasa y empieza a alejarse. Al principio el objeto que emite la onda sonora se está acercando y cuando emite la segunda onda se ha movido más cerca que cuando emitió la primera onda, así las ondas pasa con más frecuencia que si la fuente estuviese en reposo, las longitudes de onda parecen comprimirse y el pitido del tren se hace más fuerte. Cuando la fuente emisora pasa nuestra posición, las longitudes de onda parecen dilatarse y el pitido disminuye. |
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Figura 2-2-4: Efecto Doppler. Un observador en una nave espacial que se mueve muy rápida, verá las estrellas delante de él más azules de lo normal mientras que las que están detrás parecen más rojas. el cambio de color se debe al movimiento de la nave respecto a las estrellas. |
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La radiación visible es así desplazada hacia el azul. Por el contrario si el objeto emisor se está alejando del observador las longitudes de onda se hacen más largas y se dice que la radiación se desplaza hacia el rojo (Figura 2-2-3 y 2-2-4). Generalizando a todo tipo de radiación, se dice que se desplaza hacia el azul si cambia a longitudes de onda más cortas y el objeto emisor se acerca al observador y por convenio su velocidad es negativa. Por el contrario decimos que la radiación se desplaza hacia el rojo si cambia a longitudes de onda mayores y la fuente emisora se aleja con velocidad positiva. Este desplazamiento es función de la longitud de onda en reposo l0 y de la velocidad radial del cuerpo emisor vr. Así la fracción que la longitud de onda en reposo, l - l 0 = D l , se desplaza es la misma que la fracción de la velocidad de la luz a la que el cuerpo se mueve, que se escribe D l /l 0 = vr /c, donde D l es el desplazamiento en longitud de onda, l 0 es la longitud de onda en reposo, vr la velocidad radial (componente de la velocidad proyectada en la dirección de observación) del cuerpo emisor y c la velocidad de la luz. |
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| Velocidad
radial |
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Del análisis de los espectros de las estrellas se puede determinar su velocidad radial, ya que después de identificar las líneas espectrales comparando con los espectros de laboratorio, se puede medir la posición en que se observan las líneas, l obs, que será distinta de la longitud de onda en reposo o de laboratorio, l 0 , la diferencia dará, por efecto Doppler, la velocidad radial. Para medir la posición de las líneas se toman espectros de comparación de elementos conocidos, antes y después de observar la estrella problema con el mismo detector. Como el espectro de comparación es conocido identificamos sus líneas y su posición nos permite obtener la longitud de onda de las líneas de la estrella. Una vez obtenida las longitudes de onda de las líneas estelares, su diferencia con las de laboratorio nos da la velocidad radial, vr de la estrella. Evidentemente para tener los valores respecto del Sol, que es como se dan en los catálogos, hay que corregir del movimiento de la Tierra. |
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| Velocidad
tangencial |
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La velocidad de una estrella respecto al Sol, además de la componente en la dirección de observación o velocidad radial, tiene otra componente en la dirección perpendicular que se llama velocidad tangencial (Figura 2-2-5). Esta se obtiene a partir de la velocidad angular o movimiento propio, m, multiplicado por la distancia, d, vt = m d El movimiento propio se puede medir tomando placas fotográficas en intervalos de varios años o décadas y se mide en segundos de arco por año ("/año). Si medimos la distancia en parsecs, para obtener la velocidad tangencial en km s-1, hay que hacer la transformación de unidades siguiente: segundos de arco a radianes (1 rad = 206 265"), años a segundos (1 año = 3.156 x 107 s), y parsecs a kilómetros (1 pc = 3.086 x 1013 km). Con este cambio de unidades obtenemos la siguiente expresión para la velocidad tangencial, vt = m d vt = 4.74 m d La velocidad de la estrella respecto al Sol será v = (vr2 + vt2)1/2 |
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