Escalera de distancies cósmiques

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Denominar escalera de distancies cósmiques a la sucesión de distintos métodos pa realizar midíes de la distancia a oxetos cada vez más alloñaos. Cada unu de los métodos basar n'unu a más métodos de midida pa distancies menores colo que pueden vese como los distintos pasos o pasos d'una escalera. P'avanzar un pasu na escalera vamos tener que sofitanos antes nel pasu anterior.

Ye imposible realizar midíes directes de distancies pa oxetos a más de 1.000 pc de distancia. A partir d'estes distancies vamos tener qu'asumir ciertos modelos físicos como base pa los sistemes de midida. Los primeros modelos, pa distancies llixeramente cimeres, tienen de ser cubicaos colos métodos directos. A partir d'equí cada métodu va sofitándose nos anteriores aumentar d'esta manera la imprecisión nes midíes.

Métodos xeométricos[editar | editar la fonte]

Dellos métodos de midida faen usu solamente de la configuración xeométrica del oxetu astronómicu. Polo xeneral estos métodos riquen la observación de movimientos tanxenciales y radiales a la llinia de visión. Los movimientos radiales midir con gran precisión col desplazamientu Doppler de les llinies espectrales d'un oxetu. La midida de los movimientos tanxenciales ye bien complicada por cuenta de la gran distancia a la que s'atopen los oxetos. En munchos casos ríquense satélites fora de la nuesa atmósfera o técniques especiales como la radiointerferometría p'algamar l'abonda resolvimientu angular.

Paralaje trigonométricu[editar | editar la fonte]

Artículu principal: paralax

Pa midir la distancia a les estrelles cercanes úsase la paralax astronómica. La paralax ye'l cambéu na posición aparente d'una estrella nel cielu debíu al movimientu de la Tierra na so órbita alredor del Sol. Les estrelles más alloñaes paecen fixes ente que les cercanes mover nuna elipse más o menos excéntrica dependiendo del ángulu relativu de la estrella cola eclíptica. La distancia llograda con esti métodu vien dada en función del ángulu midíu y de la distancia de la Tierra al Sol (Unidá astronómica) asina que la so precisión depende directamente de la precisión de los dos midíes anteriores. El satélite Hipparcos midió sistemáticamente ente 1989 y 1993 la paralax de 2,5 millones d'estrelles cola que pudo envalorase munches de les sos distancies.

Métodu del cúmulu móvil[editar | editar la fonte]

Artículu principal: métodu del cúmulu móvil
Ver tamién: Cúmulu abiertu

Los cúmulos abiertos son agrupaciones d'estrelles que nacieron de forma prácticamente simultánea d'una mesma nube molecular. Estes agrupaciones caltiénense xuníes mientres ciertu tiempu antes d'esvalixase y muévense cola mesma velocidá. Puede usase un métodu puramente xeométricu usando estes propiedaes pa determinar la so distancia, el métodu del cúmulu móvil.

Distancia al centru galácticu y a la nebulosa del cámbaru[editar | editar la fonte]

Na zona cercana al centru de la nuesa galaxa pueden reparase maseres d'agua en radio. La velocidá radial d'estos máseres puede determinase con muncha precisión a partir del desplazamientu Doppler de la emisión. La velocidá tanxencial mídese usando radiointerferometría de bien llarga base. Asumir que los máseres espándense esféricamente dende un puntu central común. Con esti modelu y les velocidaes pudi determinase la distancia. La distancia a la que s'envaloró que s'atopaba'l centru de la galaxa usando esti métodu foi de 7.500 ± 1.500 pc (24.000 ± 5.000 años lluz). [1]

Nel casu de la nebulosa del Cámbaru puede reparase el mesmu efectu d'espansión anterior tantu radial como tangencialmente. Colos datos midíos envaloróse una distancia d'unos 6.300 años lluz. [2]

Candeles estándar[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Candela estándar

Cuando nun ye posible utilizar un métodu xeométricu úsense les denominaes candeles estándar pa midir la distancia. Les candeles estándar son oxetos astronómicos que tienen una lluminosidá o una propiedá conocida que nos dexa usales pa midir la so distancia. Estos oxetos deben de poder reconocese a partir de dalguna característica como, por casu, una variabilidá temporal específica o dalguna característica de la so espectro electromagnéticu. Amás dependiendo de la mayor o menor lluminosidá de la candela va poder reparase, y polo tanto dexanos midir, hasta distancies mayores o menores.

Pa poder usar un oxetu de lluminosidá conocida como candela estándar hai que cubicar la so lluminosidá intrínseca. Si conocemos el fluxu (f) que recibimos del oxetu y la so distancia (d), por unu de los métodos directos esplicaos enantes, puede calculase la so lluminosidá cola siguiente relación:

llogramos la lluminosidá, que ye una propiedá independiente de la distancia, d'esa candela. En dellos oxetos usaos como candeles estándar la lluminosidá varia col tiempu pero siempres d'una forma conocida.

Nel casu de que nun se pudiera envalorar con métodos xeométricos la distancia a la candela, usaríase la distancia envalorada a partir d'una candela de distinta clase. D'esta manera van algamándose cada vez distancies más grandes.

Axuste a la diagrama de Hertzsprung-Russell[editar | editar la fonte]

Les estrelles pueden clasificase, según les sos propiedaes espectrales y de lluminosidá, dientro del diagrama de Hertzsprung-Russell. Un grupu d'estrelles como, por casu, un cúmulu abiertu presenta una distribución d'estrelles qu'encaxa na diagrama anterior. La diagrama atópase en lluminosidaes o magnitúes absolutes, ente que nós reparamos la magnitú aparente de les estrelles. La magnitú absoluta (M) rellacionar cola magnitú aparente (m) reparada con esta relación:

El métodu consiste n'afaer alloñar promediu pa toles estrelles que fai que la distribución s'axuste a la diagrama.

Variables RR Lyrae[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Estrella variable RR Lyrae

Les estrelles variables RR Lyrae son un prototipu d'estrelles variables que reciben el so nome xenéricu de la estrella RR Lyrae. Suélense atópase en gran cantidá en cúmulos d'estrelles. La so lluminosidá (o la so magnitú absoluta) conocer con exactitú. Comparando cola magnitú aparente puede envalorase la distancia a la que s'atopen.

Variables cefeidas[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Estrella variable Cefeida

Les estrelles variables Cefeidas son estrelles variables bien lluminoses. Anque la so lluminosidá varia cíclicamente, presenten una relación bien precisa ente la Lluminosidá y el periodu:

siendo el periodu en díes y Mv la magnitú absoluta. [3]

Les Cefeidas pueden reparase en delles galaxes cercanes a la Via Láctea colo que podemos determinar la so distancia.

Sirena estándar[editar | editar la fonte]

Les ondes gravitacionales que s'anicien na fase inspiral de los sistemes binarios compautos, como les estrelles de neutrones o los furacos negros, tienen la propiedá útil de que tanto l'amplitú como la forma de la radiación gravitatorio emitida dependen fuertemente de la masa de chirrido del sistema. Al reparar la forma d'onda, puede calculase la masa de chirp y, poro, l'amplitú. Amás, les ondes gravitacionales nun tán suxetes a la estinción por cuenta de un mediu entemediu absorbente. (Sicasí, tán suxetos a lentes gravitacionales.) Poro, una fonte d'ondes gravitacionales d'esti tipu ye una "sirena estándar" de volume conocíu. [4]

La relación ente la fonte y les amplitúes recibíes dexa la distancia a la calculada. Poro, una serena estándar puede usase como un indicador de distancia nuna escala cósmica. Cuando'l choque puede reparase ópticamente tamién (como nel casu d'una kilonova), puede midise el desplazamientu Doppler y calcular la constante de Hubble. [5]

Candeles estándar extragalácticas[editar | editar la fonte]

Relaciones de Tully-Fisher y Faber-Jackson[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Relación Faber-Jackson

La relación Tully-Fisher ye la relación empírica que se repara en galaxes espirales ente la so lluminosidá y la so curva de rotación. Suelse midir l'anchor de la llinia de HI en 21 cm yá que muestrea bien la curva de rotación hasta distancies lo suficientemente alloñaes del centru. [6]

La relación de Faber-Jackson ye una relación asemeyada a l'anterior pero que se repara en galaxes elíptiques. Atópase una relación ente la lluminosidá y la dispersión de velocidaes de les estrelles. [7] La versión ameyorada que s'usa d'esta relación inclúi la estensión angular de la galaxa y denominar D-σ.

Fluctuación del rellumu superficial[editar | editar la fonte]

Les galaxes siguen unos perfiles de rellumu superficial bien conocíos. La presencia d'estrelles xigantes bien lluminoses na galaxa fai qu'apaezan pequenes fluctuaciones nesti rellumu superficial. Si considérase una distribución d'estrelles más o menos homogenea na superficie de la galaxa, nuna rexón de superficie angular definida va haber más o menos variación dependiendo del númberu d'estrelles xigantes que cayan dientro. La cantidá d'estrelles que cayan va depender de la distancia a la que s'atope la galaxa. Usando estadística de Poisson nes fluctuaciones del rellumu superficial puede envalorase el númberu d'estrelles per unidá de superficie y envalorar, en función d'esti númberu, la distancia a la galaxa.

Funciones de lluminosidá[editar | editar la fonte]

Con esti métodu determinar la distribución típica de lluminosidaes de dalgún tipu d'oxetu astronómicu. Afaciendo la lluminosidá de la distribución cola magnitú reparada llogramos un indicador de la distancia. Polo xeneral les funciones de lluminosidá más usaes pa envalorar les distancies son les de nebuloses planetaries, cúmulos globulares y les rexones HII.

Supernovas tipu Ia[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Supernova tipu Ia

Les supernoves de tipu Ia son bien lluminoses y pueden reparase en cualquier tipu de galaxa. Tienen una curva de lluz perbién caracterizada colo que nos dexen envalorar la distancia a la galaxa onde se produz la supernova.

Llei de Hubble[editar | editar la fonte]

Artículu principal: Llei de Hubble

La llei de Hubble indica qu'el desplazamientu en candia de la emisión d'una galaxa ye proporcional a la distancia a la que s'atopa. Esti métodu de midida de distancies tien de ser cubicáu colos métodos anteriores. Les pequenes variaciones locales de la velocidá d'una galaxa llévennos a tener cierta incertidume cuando usamos esti métodu. Por cuenta de la relativa facilidá pa reparar espectros d'oxetos alloñaos ye'l métodu más universal, y en munchos casos l'únicu, qu'esiste pa realizar midíes a oxetos alloñaos.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. Reid, M. J.; Schneps, M. H.; Moren, J. M.; Gwinn, C. R.; Genzel, R.; Downes, D.; Roennaeng, B.. «The distance to the center of the Galaxy - H2O maser proper motions in Sagittarius B2(N)». Astrophysical Journal 330. 809-816. http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...330..809R. 
  2. Trimble, Virginia. «The Distance to the Crab Nebula and NP 0532». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 85. 579. http://adsabs.harvard.edu/abs/1973PASP...85..579T. 
  3. Feast, M. W.; Catchpole, R. M.. «The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286. L1. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.286L...1F. 
  4. "Gravitational astrophysics" (February 2007). Astronomy & Geophysics 48 (1): 1.10–1.17. doi:10.1111/j.1468-4004.2007.48110.x. Retrieved on 16 d'ochobre de 2017. 
  5. "A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant" (16 d'ochobre de 2017). Nature. doi:10.1038/nature24471. 
  6. Tully, R. B.; Fisher, J. R.. «A new method of determining distances to galaxies». Astronomy and Astrophysics 54. 661. http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A%26A....54..661T. 
  7. Faber, S. M.; Jackson, R. Y.. «Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies». Astrophysical Journal 204. 668. http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...204..668F. 

Bibliografía[editar | editar la fonte]


Escalera de distancias cósmicas