LAS DISTANCIAS DE LAS GALAXIAS Y LA EDAD DEL UNIVERSO.
El tamaño del Universo es enorme. Un problema central de la astronomía: determinar distancias de los astros, para poder estudiar la estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, luminosidades, densidad de materia, procesos físicos, etc.) Unidad Astronómica (1 AU): es la distancia media Tierra-Sol. Radio del sistema solar: aprox. 10 horas-luz, o 1.1 x 1010 = 10 000 millones km = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas. ¿Cómo medimos las distancias a las estrellas más cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del paralaje trigonométrico: como reflejo del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región del cielo. Base: diámetro órbita Tierra-Sol (=2 AU) Definición: 1 parsec (pc) es la distancia para la cual π=1 segundo de arco (1”): 1 pc = 1 AU/tan (1”) = 206 265 AU = 3.086 x 10 m = 3.26 años luz. Estrella más cercana: α Centauri, con π=0.76” → d=1/0.76” =1.32 pc = 4.3 años luz 6300 veces más distante que el límite de nuestro sistema solar. Nuestra Vía Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas, todas más distantes que α Cen, midiendo ~ 100 000 años luz en diámetro en su disco. El alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misiones espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más grande: el método es directo, geométrico: no hay que asumir nada. Método de mayor alcance utiliza cúmulos estelares: Un cúmulo abierto (h+χ Per) un cúmulo globular. Estrellas de un cúmulo nacieron juntas, de la misma materia interestelar, tienen la misma edad y composición química inicial. Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra una secuencia principal: muestra el lugar de las estrellas en fase de fusión termonuclear de H→He en sus centros. Para un cúmulo B, más distante que otro cúmulo A, las estrellas en la secuencia principal son más débiles, por un cierto factor en flujo de radiación. Esta diferencia en flujo de radiación determina la distancia relativa de cúmulo B, con respecto a cúmulo A. Si A es un “cúmulo de referencia”, como los Hyades o Pleiades, con su distancia medida por el método del paralaje, se obtiene la distancia de cúmulo B, en parsecs. Alcance del “método ZAMS-fitting”: ~ varios miles de parsecs, suficiente para explorar nuestra Galaxia, al menos en la región cercana al Sol. ¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia? Un excelente método son las Variables Cefeidas: Su brillo es variable por pulsación radial de la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial) y son muy luminosas (1000-100 000 veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz). La luminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días). Las Cefeidas cumplen una relación periodo luminosidad (P-L). El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos 20 Mpc; esto todavía corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las distancias de galaxias mucho más lejanas (100-200 Mpc). Una de ellas es el método de Tully y Fisher: Galaxias espirales rotando; Mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V, del disco de la galaxia. La teoría predice L~V 4; empíricamente confirmado por mediciones de V, usando la emisión de la línea de 21 cm del hidrogeno neutro, observable con radiotelescopios (usando el ensanchamiento de la línea de 21 cm causado por el efecto Doppler). Una vez calibrada, la relación entre L y V permite deducir L, a partir de una medición de la velocidad de rotación de la galaxia de interés. Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corrección por inclinación ≈0) Escala de distancias por supernovas: Haciendo un standard candle: 1. “relación de Phillips”: corrección para curvas de luz de SN basada en la forma que tiene la curva de luz cambia drásticamente la calidad del standard candle. 2. Color de la SN: corrección para la luminosidad de la SN basada en su color. Muchos métodos: Stretch – Perlmutter, (M)LCS(2k2), SALT(2), SiFTO, CMAGIC, Δm15. Espectros estelares, y el efecto Doppler: El movimiento de una estrella en la línea de vista Tierra-estrella (movimiento radial) causa un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales: z = Δλ / λ 0 = v/c c=300 000 km/s → medición de z entrega la velocidad radial de la estrella [o galaxia] Acercamiento: blueshift velocidades “cosmológicas”. Alejamiento: redshift. Formula Doppler relativista. Para explorar distancias cosmológicas, astrónomos usan la Ley de Hubble: Todas las galaxias muestran un redshift en sus espectros → recesión, con V~distancia: cz= V = H0 x distancia → Universo en expansión! H0 = constante de Hubble mide la actual tasa de expansión del Universo [H0≈70 km/s Mpc] 1/H0 ≈ edad del Universo ≈ 13.7 mil millones de años. Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes: El VLT de la ESO en Paranal. La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts, las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto ALMA: 66 antenas de 12 m, en Cerro Chajnantor, Chile. Observación en λ cerca de 1mm (0.3-9.6 mm) (ideal para galaxias de alto z). Proyecto entre ESO, USA, Japón; primera antena en 2007 (APEX) En plena operación en 2012, será el radiotelescopio más poderoso de la Tierra. El proceso de medir las distancias es como una escalera: cada paso lleva a una mayor distancia, pero depende de los pasos anteriores. Cada “escala” tiene sus propios errores sistemáticos, que se propagan. Mejor manera de subirlos es la comparación de los resultados para el mismo objeto, obtenidos por métodos diferentes e independientes. Es mucho más difícil medir distancias absolutas que distancias relativas; paso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de las galaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicas de mayor alcance. Con instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando era muy joven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años) estamos observando cómo las galaxias se formaron y evolucionaron, para formar las galaxias de hoy que estamos observando en el Universo “local”.
El tamaño del Universo es enorme. Un problema central de la astronomía: determinar distancias de los astros, para poder estudiar la estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, luminosidades, densidad de materia, procesos físicos, etc.) Unidad Astronómica (1 AU): es la distancia media Tierra-Sol. Radio del sistema solar: aprox. 10 horas-luz, o 1.1 x 1010 = 10 000 millones km = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas. ¿Cómo medimos las distancias a las estrellas más cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del paralaje trigonométrico: como reflejo del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región del cielo. Base: diámetro órbita Tierra-Sol (=2 AU) Definición: 1 parsec (pc) es la distancia para la cual π=1 segundo de arco (1”): 1 pc = 1 AU/tan (1”) = 206 265 AU = 3.086 x 10 m = 3.26 años luz. Estrella más cercana: α Centauri, con π=0.76” → d=1/0.76” =1.32 pc = 4.3 años luz 6300 veces más distante que el límite de nuestro sistema solar. Nuestra Vía Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas, todas más distantes que α Cen, midiendo ~ 100 000 años luz en diámetro en su disco. El alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misiones espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más grande: el método es directo, geométrico: no hay que asumir nada. Método de mayor alcance utiliza cúmulos estelares: Un cúmulo abierto (h+χ Per) un cúmulo globular. Estrellas de un cúmulo nacieron juntas, de la misma materia interestelar, tienen la misma edad y composición química inicial. Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra una secuencia principal: muestra el lugar de las estrellas en fase de fusión termonuclear de H→He en sus centros. Para un cúmulo B, más distante que otro cúmulo A, las estrellas en la secuencia principal son más débiles, por un cierto factor en flujo de radiación. Esta diferencia en flujo de radiación determina la distancia relativa de cúmulo B, con respecto a cúmulo A. Si A es un “cúmulo de referencia”, como los Hyades o Pleiades, con su distancia medida por el método del paralaje, se obtiene la distancia de cúmulo B, en parsecs. Alcance del “método ZAMS-fitting”: ~ varios miles de parsecs, suficiente para explorar nuestra Galaxia, al menos en la región cercana al Sol. ¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia? Un excelente método son las Variables Cefeidas: Su brillo es variable por pulsación radial de la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial) y son muy luminosas (1000-100 000 veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz). La luminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días). Las Cefeidas cumplen una relación periodo luminosidad (P-L). El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos 20 Mpc; esto todavía corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las distancias de galaxias mucho más lejanas (100-200 Mpc). Una de ellas es el método de Tully y Fisher: Galaxias espirales rotando; Mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V, del disco de la galaxia. La teoría predice L~V 4; empíricamente confirmado por mediciones de V, usando la emisión de la línea de 21 cm del hidrogeno neutro, observable con radiotelescopios (usando el ensanchamiento de la línea de 21 cm causado por el efecto Doppler). Una vez calibrada, la relación entre L y V permite deducir L, a partir de una medición de la velocidad de rotación de la galaxia de interés. Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corrección por inclinación ≈0) Escala de distancias por supernovas: Haciendo un standard candle: 1. “relación de Phillips”: corrección para curvas de luz de SN basada en la forma que tiene la curva de luz cambia drásticamente la calidad del standard candle. 2. Color de la SN: corrección para la luminosidad de la SN basada en su color. Muchos métodos: Stretch – Perlmutter, (M)LCS(2k2), SALT(2), SiFTO, CMAGIC, Δm15. Espectros estelares, y el efecto Doppler: El movimiento de una estrella en la línea de vista Tierra-estrella (movimiento radial) causa un desplazamiento en la longitud de onda de las líneas espectrales: z = Δλ / λ 0 = v/c c=300 000 km/s → medición de z entrega la velocidad radial de la estrella [o galaxia] Acercamiento: blueshift velocidades “cosmológicas”. Alejamiento: redshift. Formula Doppler relativista. Para explorar distancias cosmológicas, astrónomos usan la Ley de Hubble: Todas las galaxias muestran un redshift en sus espectros → recesión, con V~distancia: cz= V = H0 x distancia → Universo en expansión! H0 = constante de Hubble mide la actual tasa de expansión del Universo [H0≈70 km/s Mpc] 1/H0 ≈ edad del Universo ≈ 13.7 mil millones de años. Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes: El VLT de la ESO en Paranal. La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts, las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto ALMA: 66 antenas de 12 m, en Cerro Chajnantor, Chile. Observación en λ cerca de 1mm (0.3-9.6 mm) (ideal para galaxias de alto z). Proyecto entre ESO, USA, Japón; primera antena en 2007 (APEX) En plena operación en 2012, será el radiotelescopio más poderoso de la Tierra. El proceso de medir las distancias es como una escalera: cada paso lleva a una mayor distancia, pero depende de los pasos anteriores. Cada “escala” tiene sus propios errores sistemáticos, que se propagan. Mejor manera de subirlos es la comparación de los resultados para el mismo objeto, obtenidos por métodos diferentes e independientes. Es mucho más difícil medir distancias absolutas que distancias relativas; paso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de las galaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicas de mayor alcance. Con instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando era muy joven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años) estamos observando cómo las galaxias se formaron y evolucionaron, para formar las galaxias de hoy que estamos observando en el Universo “local”.
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