Escalera de distancia cósmica

Sucesión de métodos mediante los cuales los astrónomos determinan las distancias a los objetos celestes

• Recuadros de color verde claro: Técnica aplicable a galaxias con formación estelar .
• Cuadros celestes: Técnica aplicable a galaxias de población II .
• Cajas de color violeta claro: técnica de distancia geométrica.
• Cuadro rojo claro: La técnica de la función de luminosidad de la nebulosa planetaria es aplicable a todas las poblaciones del Supercúmulo de Virgo .
• Líneas negras continuas: escalón de escalera bien calibrado.
• Líneas negras discontinuas: paso de escalera de calibración incierto.

La escala de distancias cósmicas (también conocida como escala de distancias extragalácticas ) es la sucesión de métodos mediante los cuales los astrónomos determinan las distancias a los objetos celestes. Una medición directa de la distancia de un objeto astronómico sólo es posible para aquellos objetos que están "lo suficientemente cerca" (dentro de unos mil pársecs ) de la Tierra. Todas las técnicas para determinar distancias a objetos más distantes se basan en varias correlaciones medidas entre métodos que funcionan a distancias cercanas y métodos que funcionan a distancias mayores. Varios métodos se basan en una vela estándar, que es un objeto astronómico que tiene una luminosidad conocida .

La analogía de la escalera surge porque ninguna técnica por sí sola puede medir distancias en todos los rangos que se encuentran en la astronomía. En cambio, se puede utilizar un método para medir distancias cercanas, un segundo para medir distancias cercanas a intermedias, y así sucesivamente. Cada peldaño de la escalera proporciona información que se puede utilizar para determinar las distancias en el siguiente peldaño superior.

Medición directa

La escultura El Astrónomo muestra el uso del paralaje para medir distancias. Está hecho de partes del telescopio refractor Yale-Columbia (1924) dañadas cuando los incendios forestales de Canberra de 2003 quemaron el Observatorio Mount Stromlo ; en Questacon , Canberra . ^[1]

En la base de la escalera se encuentran mediciones de distancias fundamentales , en las que las distancias se determinan directamente, sin suposiciones físicas sobre la naturaleza del objeto en cuestión. La medición precisa de las posiciones estelares forma parte de la disciplina de la astrometría . Los antiguos griegos estimaban bien las primeras distancias fundamentales, como los radios de la Tierra, la Luna y el Sol, y las distancias entre ellos, con muy poca tecnología. ^[2]

unidad astronómica

Las mediciones directas de distancia se basan en la unidad astronómica (UA), que se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol . Las leyes de Kepler proporcionan proporciones precisas de los tamaños de las órbitas de los objetos que orbitan alrededor del Sol, pero no proporcionan ninguna medida de la escala general del sistema orbital. El radar se utiliza para medir la distancia entre las órbitas de la Tierra y de un segundo cuerpo. A partir de esa medida y de la relación entre los dos tamaños de órbita, se calcula el tamaño de la órbita de la Tierra. La órbita de la Tierra se conoce con una precisión absoluta de unos pocos metros y una precisión relativa de unas pocas partes en 100 mil millones (1 × 10-11 ⁾ .

Históricamente, las observaciones de los tránsitos de Venus fueron cruciales para determinar la UA; En la primera mitad del siglo XX, las observaciones de asteroides también fueron importantes. Actualmente, la órbita de la Tierra se determina con alta precisión mediante mediciones de radar de distancias a Venus y otros planetas y asteroides cercanos, ^[3] y mediante el seguimiento de naves espaciales interplanetarias en sus órbitas alrededor del Sol a través del Sistema Solar .

Paralaje

Movimiento de paralaje estelar a partir del paralaje anual. La mitad del ángulo del vértice es el ángulo de paralaje.

El paralaje es un ángulo subtendido por una línea sobre un punto. En el diagrama superior, la Tierra en su órbita barre el ángulo de paralaje subtendido por el Sol. El diagrama inferior muestra un ángulo igual barrido por el Sol en un modelo geostático. Se puede dibujar un diagrama similar para una estrella excepto que el ángulo de paralaje sería minúsculo.

Las medidas de distancia fundamentales más importantes en astronomía provienen del paralaje trigonométrico , tal como se aplica en el método de paralaje estelar . A medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, la posición de las estrellas cercanas parecerá cambiar ligeramente en comparación con el fondo más distante. Estos cambios son ángulos en un triángulo isósceles , donde 2 AU (la distancia entre las posiciones extremas de la órbita de la Tierra alrededor del Sol) constituyen el cateto base del triángulo y la distancia a la estrella son los catetos largos de igual longitud. La cantidad de desplazamiento es bastante pequeña, incluso para las estrellas más cercanas, midiendo 1 segundo de arco para un objeto a una distancia de 1 parsec (3,26 años luz ), y luego disminuye en cantidad angular a medida que aumenta la distancia. Los astrónomos suelen expresar distancias en unidades de pársecs (segundos de arco de paralaje); Los años luz se utilizan en los medios populares.

Debido a que el paralaje se vuelve más pequeño a mayor distancia estelar, sólo se pueden medir distancias útiles para estrellas que están lo suficientemente cerca como para tener un paralaje mayor que unas pocas veces la precisión de la medición. En la década de 1990, por ejemplo, la misión Hipparcos obtuvo paralajes de más de cien mil estrellas con una precisión de aproximadamente un miliarcosegundo , ^[4] proporcionando distancias útiles para estrellas de unos pocos cientos de pársecs. La cámara de campo amplio 3 del telescopio espacial Hubble tiene el potencial de proporcionar una precisión de 20 a 40 microsegundos de arco, lo que permite mediciones confiables de distancias de hasta 5.000 parsecs (16.000 ly) para un pequeño número de estrellas. ^{[5] [6]} La misión espacial Gaia proporcionó distancias igualmente precisas a la mayoría de las estrellas más brillantes que la magnitud 15. ^[7]

Las distancias se pueden medir con un margen del 10% hasta el Centro Galáctico , a unos 30.000 años luz de distancia. Las estrellas tienen una velocidad relativa al Sol que provoca un movimiento propio (transversal a través del cielo) y una velocidad radial (movimiento hacia o alejándose del Sol). El primero se determina trazando la posición cambiante de las estrellas a lo largo de muchos años, mientras que el segundo proviene de medir el desplazamiento Doppler del espectro de la estrella causado por el movimiento a lo largo de la línea de visión. Para un grupo de estrellas con la misma clase espectral y un rango de magnitud similar, se puede derivar un paralaje medio a partir del análisis estadístico de los movimientos propios en relación con sus velocidades radiales. Este método de paralaje estadístico es útil para medir las distancias de estrellas brillantes más allá de 50 pársecs y estrellas variables gigantes , incluidas las cefeidas y las variables RR Lyrae . ^[8]

Las mediciones de paralaje pueden ser una pista importante para comprender tres de los componentes más esquivos del universo: la materia oscura , la energía oscura y los neutrinos . ^[9]

La medición de distancias estelares de precisión del Telescopio Espacial Hubble se ha extendido 10 veces más hacia la Vía Láctea. ^[10]

El movimiento del Sol a través del espacio proporciona una línea de base más larga que aumentará la precisión de las mediciones de paralaje, conocida como paralaje secular . Para las estrellas del disco de la Vía Láctea , esto corresponde a una base media de 4 AU por año, mientras que para las estrellas de halo la base es de 40 AU por año. Después de varias décadas, la línea de base puede ser órdenes de magnitud mayor que la línea de base Tierra-Sol utilizada para el paralaje tradicional. Sin embargo, el paralaje secular introduce un mayor nivel de incertidumbre porque la velocidad relativa de las estrellas observadas es una incógnita adicional. Cuando se aplica a muestras de múltiples estrellas, la incertidumbre se puede reducir; la incertidumbre es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del tamaño de la muestra. ^[11]

El paralaje de cúmulos en movimiento es una técnica en la que los movimientos de estrellas individuales en un cúmulo de estrellas cercano se pueden utilizar para encontrar la distancia al cúmulo. Sólo los cúmulos abiertos están lo suficientemente cerca para que esta técnica sea útil. En particular, la distancia obtenida para las Híades ha sido históricamente un paso importante en la escala de distancias.

A otros objetos individuales se les pueden realizar estimaciones de distancia fundamentales en circunstancias especiales. Si se puede observar la expansión de una nube de gas, como un remanente de supernova o una nebulosa planetaria , a lo largo del tiempo, entonces se puede estimar una distancia de paralaje de expansión hasta esa nube. Sin embargo, estas mediciones adolecen de incertidumbres en la desviación del objeto de la esfericidad. Las estrellas binarias que son binarias visuales y espectroscópicas también pueden estimar su distancia por medios similares y no sufren la incertidumbre geométrica anterior. La característica común de estos métodos es que se combina una medición del movimiento angular con una medición de la velocidad absoluta (generalmente obtenida mediante el efecto Doppler ). La estimación de la distancia proviene de calcular qué tan lejos debe estar el objeto para que su velocidad absoluta observada aparezca con el movimiento angular observado.

Los paralajes de expansión en particular pueden proporcionar estimaciones de distancia fundamentales para objetos que están muy lejos, porque las eyecciones de supernovas tienen grandes velocidades de expansión y grandes tamaños (en comparación con las estrellas). Además, se pueden observar con radiointerferómetros que pueden medir movimientos angulares muy pequeños. Estos se combinan para proporcionar estimaciones fundamentales de la distancia a las supernovas en otras galaxias. ^[12] Aunque valiosos, estos casos son bastante raros, por lo que sirven como controles importantes de coherencia en la escala de distancia en lugar de pasos de caballo de batalla por sí solos.

Velas estándar

Casi todos los objetos astronómicos utilizados como indicadores físicos de distancia pertenecen a una clase que tiene un brillo conocido. Al comparar esta luminosidad conocida con el brillo observado de un objeto, la distancia al objeto se puede calcular utilizando la ley del cuadrado inverso . Estos objetos de brillo conocido se denominan velas estándar , acuñadas por Henrietta Swan Leavitt . ^[13]

El brillo de un objeto se puede expresar en términos de su magnitud absoluta . Esta cantidad se deriva del logaritmo de su luminosidad vista desde una distancia de 10 pársecs. La magnitud aparente , la magnitud vista por el observador (se utiliza un instrumento llamado bolómetro ), se puede medir y utilizar con la magnitud absoluta para calcular la distancia d al objeto en parsecs ^[14] de la siguiente manera:

$${\displaystyle 5\cdot \log _{10}d=m-M+5}$$

$${\displaystyle d=10^{(m-M+5)/5}}$$

mMla extinción^[15]módulo de distancia

Problemas

Existen dos problemas para cualquier clase de vela estándar. El principal es la calibración , es decir, la determinación de exactamente cuál es la magnitud absoluta de la vela. Esto incluye definir la clase lo suficientemente bien como para que se puedan reconocer los miembros y encontrar suficientes miembros de esa clase con distancias bien conocidas para permitir que se determine su verdadera magnitud absoluta con suficiente precisión. El segundo problema radica en reconocer a los miembros de la clase y no utilizar por error una calibración de vela estándar en un objeto que no pertenece a la clase. En distancias extremas, que es donde más se desea utilizar un indicador de distancia, este problema de reconocimiento puede ser bastante grave.

Un problema importante con las velas estándar es la pregunta recurrente de qué tan estándar son. Por ejemplo, todas las observaciones parecen indicar que las supernovas de Tipo Ia que se encuentran a una distancia conocida tienen el mismo brillo, corregido por la forma de la curva de luz. La base de esta cercanía en brillo se analiza a continuación; sin embargo, existe la posibilidad de que las supernovas distantes de Tipo Ia tengan propiedades diferentes a las supernovas de Tipo Ia cercanas. El uso de supernovas de Tipo Ia es crucial para determinar el modelo cosmológico correcto . Si efectivamente las propiedades de las supernovas de Tipo Ia son diferentes a grandes distancias, es decir, si la extrapolación de su calibración a distancias arbitrarias no es válida, ignorar esta variación puede sesgar peligrosamente la reconstrucción de los parámetros cosmológicos, en particular la reconstrucción del parámetro de densidad de materia. . ^{[16] [ se necesita aclaración ]}

Que esto no es simplemente una cuestión filosófica se puede ver en la historia de las mediciones de distancia utilizando variables cefeidas . En la década de 1950, Walter Baade descubrió que las variables cefeidas cercanas utilizadas para calibrar la vela estándar eran de un tipo diferente a las utilizadas para medir distancias a galaxias cercanas. Las variables cefeidas cercanas eran estrellas de población I con un contenido de metales mucho mayor que las estrellas distantes de población II . Como resultado, las estrellas de la población II eran en realidad mucho más brillantes de lo que se creía, y cuando se corrigió, esto tuvo el efecto de duplicar las estimaciones de distancias a los cúmulos globulares, las galaxias cercanas y el diámetro de la Vía Láctea. ^{[ cita necesaria ]}

Más recientemente, se ha propuesto la kilonova como otro tipo de vela estándar. "Dado que las explosiones de kilonovas son esféricas, ^[17] los astrónomos podrían comparar el tamaño aparente de una explosión de supernova con su tamaño real visto por el movimiento del gas, y así medir la tasa de expansión cósmica a diferentes distancias". ^[18]

sirena estándar

Las ondas gravitacionales que se originan en la fase inspiracional de sistemas binarios compactos, como las estrellas de neutrones o los agujeros negros , tienen la útil propiedad de que la energía emitida como radiación gravitacional proviene exclusivamente de la energía orbital del par, y la contracción resultante de sus órbitas es directamente observable. como un aumento en la frecuencia de las ondas gravitacionales emitidas. En orden principal , la tasa de cambio de frecuencia viene dada por ^{[19] [20] : 38} ${\displaystyle f}$

$${\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},}$$

constante gravitacionalvelocidad de la luz^{[a] ) llamado} masa chirp^[22] ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle c}$ ${\displaystyle {\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle (m_{1},m_{2})}$

$${\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.}$$

potenciasirena estándar^{[23] [20]}

Al igual que con las velas estándar, dadas las amplitudes emitidas y recibidas, la ley del cuadrado inverso determina la distancia a la fuente. Sin embargo, existen algunas diferencias con las velas estándar. Las ondas gravitacionales no se emiten de forma isotrópica, pero medir la polarización de la onda proporciona suficiente información para determinar el ángulo de emisión. Los detectores de ondas gravitacionales también tienen patrones de antena anisotrópicos, por lo que es necesaria la posición de la fuente en el cielo en relación con los detectores para determinar el ángulo de recepción.

Generalmente, si una red de tres detectores en diferentes ubicaciones detecta una onda, la red medirá suficiente información para realizar estas correcciones y obtener la distancia. Además, a diferencia de las velas estándar, las ondas gravitacionales no necesitan calibración con respecto a otras medidas de distancia. Por supuesto, la medición de la distancia requiere la calibración de los detectores de ondas gravitacionales, pero la distancia se expresa fundamentalmente como un múltiplo de la longitud de onda de la luz láser utilizada en el interferómetro de ondas gravitacionales .

Hay otras consideraciones que limitan la precisión de esta distancia, además de la calibración del detector. Afortunadamente, las ondas gravitacionales no están sujetas a extinción debido a la intervención de un medio absorbente. Pero están sujetos a lentes gravitacionales , al igual que la luz. Si una señal está fuertemente focalizada , entonces podría recibirse como múltiples eventos, separados en el tiempo, de forma análoga a múltiples imágenes de un cuásar, por ejemplo. Menos fácil de discernir y controlar es el efecto de la lente débil , donde la trayectoria de la señal a través del espacio se ve afectada por muchos pequeños eventos de magnificación y desmagnificación. Esto será importante para las señales que se originan con corrimientos al rojo cosmológicos mayores que 1. Es difícil para las redes de detectores medir la polarización de una señal con precisión si el sistema binario se observa casi de frente. ^[24] Estas señales sufren errores significativamente mayores en la medición de distancia. Desafortunadamente, las binarias irradian con mayor fuerza perpendicular al plano orbital, por lo que las señales frontales son intrínsecamente más fuertes y las más comúnmente observadas.

Si el binario está formado por un par de estrellas de neutrones, su fusión irá acompañada de una explosión de kilonova / hipernova que puede permitir identificar con precisión la posición mediante telescopios electromagnéticos. En tales casos, el corrimiento al rojo de la galaxia anfitriona permite determinar la constante de Hubble . ^[22] Este fue el caso de GW170817 , que se utilizó para realizar la primera medición de este tipo. ^[25] Incluso si no se puede identificar ninguna contraparte electromagnética para un conjunto de señales, es posible utilizar un método estadístico para inferir el valor de . ^[22] ${\displaystyle H_{0}}$ ${\displaystyle H_{0}}$

regla estándar

Otra clase de indicador de distancia física es la regla estándar . En 2008, los diámetros de las galaxias se propusieron como una posible regla estándar para la determinación de parámetros cosmológicos. ^[26] Más recientemente se ha utilizado la escala física impresa por las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en el universo temprano. En el universo primitivo (antes de la recombinación ), los bariones y los fotones se dispersan entre sí y forman un fluido estrechamente acoplado que puede soportar ondas sonoras. Las ondas provienen de perturbaciones de la densidad primordial y viajan a una velocidad que puede predecirse a partir de la densidad bariónica y otros parámetros cosmológicos.

La distancia total que estas ondas sonoras pueden viajar antes de la recombinación determina una escala fija, que simplemente se expande con el universo después de la recombinación. Por lo tanto, BAO proporciona una regla estándar que se puede medir en estudios de galaxias a partir del efecto de los bariones en la agrupación de galaxias. El método requiere un extenso estudio de galaxias para hacer visible esta escala, pero se ha medido con una precisión de nivel porcentual (ver oscilaciones acústicas bariónicas ). La escala depende de parámetros cosmológicos como las densidades bariónicas y de materia, y el número de neutrinos, por lo que las distancias basadas en BAO dependen más del modelo cosmológico que las basadas en mediciones locales.

Los ecos de luz también se pueden utilizar como reglas estándar, ^{[27] [28]} aunque resulta complicado medir correctamente la geometría de la fuente. ^{[29] [30]}

Indicadores de distancia galáctica

Con pocas excepciones, las distancias basadas en mediciones directas sólo están disponibles hasta unos mil pársecs, que es una porción modesta de nuestra propia galaxia. Para distancias más allá de eso, las medidas dependen de suposiciones físicas, es decir, la afirmación de que uno reconoce el objeto en cuestión y que la clase de objetos es lo suficientemente homogénea como para que sus miembros puedan usarse para una estimación significativa de la distancia.

Los indicadores de distancia física, utilizados en escalas de distancia progresivamente mayores, incluyen:

• Paralaje dinámico , utiliza parámetros orbitales de binarios visuales para medir la masa del sistema y, por lo tanto, utiliza la relación masa-luminosidad para determinar la luminosidad.
  • Binarias eclipsantes — En la última década, la medición de los parámetros fundamentales de las binarias eclipsantes se ha hecho posible con telescopios de 8 metros. Esto hace factible su uso como indicadores de distancia. Recientemente, se han utilizado para dar estimaciones directas de distancias a la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), la Galaxia de Andrómeda y la Galaxia del Triángulo . Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias con un nuevo nivel mejorado de precisión del 5%, que es factible con la tecnología actual hasta una distancia de alrededor de 3 Mpc (3 millones de parsecs). ^[31]
• Variables RR Lyrae : utilizadas para medir distancias dentro de la galaxia y en cúmulos globulares cercanos .
• Los siguientes cuatro indicadores utilizan estrellas en las antiguas poblaciones estelares (Población II): ^[32]
  • Punta del indicador de distancia de la rama de la gigante roja (TRGB).
  • Función de luminosidad de la nebulosa planetaria (PNLF)
  • Función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF)
  • Fluctuación del brillo de la superficie (SBF)
• En astronomía galáctica, las explosiones de rayos X (destellos termonucleares en la superficie de una estrella de neutrones ) se utilizan como velas estándar. Las observaciones de estallidos de rayos X a veces muestran espectros de rayos X que indican una expansión del radio. Por lo tanto, el flujo de rayos X en el pico de la explosión debería corresponder a la luminosidad de Eddington , que se puede calcular una vez que se conoce la masa de la estrella de neutrones (1,5 masas solares es una suposición comúnmente utilizada). Este método permite la determinación de la distancia de algunas binarias de rayos X de baja masa . Las binarias de rayos X de baja masa son muy débiles en el aspecto óptico, lo que hace que sus distancias sean extremadamente difíciles de determinar.
• Los máseres interestelares se pueden utilizar para derivar distancias a objetos galácticos y algunos extragalácticos que tienen emisión de máser.
• Cefeidas y novas
• La relación Tully-Fisher
• La relación Faber-Jackson
• Supernovas de tipo Ia que tienen una magnitud absoluta máxima muy bien determinada en función de la forma de su curva de luz y son útiles para determinar distancias extragalácticas de hasta unos pocos cientos de Mpc. ^[33] Una excepción notable es SN 2003fg , la "Supernova Champaña", una supernova de Tipo Ia de naturaleza inusual.
• Desplazamientos al rojo y ley de Hubble

Ajuste de secuencia principal

Cuando se traza la magnitud absoluta de un grupo de estrellas frente a la clasificación espectral de la estrella, en un diagrama de Hertzsprung-Russell , se encuentran patrones evolutivos que se relacionan con la masa, la edad y la composición de la estrella. En particular, durante su período de quema de hidrógeno, las estrellas se encuentran a lo largo de una curva en el diagrama llamada secuencia principal . Midiendo estas propiedades del espectro de una estrella, se puede determinar la posición de una estrella de secuencia principal en el diagrama H-R y, por tanto, estimar la magnitud absoluta de la estrella. Una comparación de este valor con la magnitud aparente permite determinar la distancia aproximada, después de corregir por la extinción interestelar de la luminosidad a causa del gas y el polvo.

En un cúmulo de estrellas gravitacionalmente unido, como las Híades , las estrellas se formaron aproximadamente a la misma edad y se encuentran a la misma distancia. Esto permite un ajuste de secuencia principal relativamente preciso, proporcionando determinación tanto de edad como de distancia.

Escala de distancia extragaláctica

La escala de distancias extragalácticas es una serie de técnicas utilizadas hoy en día por los astrónomos para determinar la distancia de los cuerpos cosmológicos más allá de nuestra propia galaxia, que no se obtienen fácilmente con métodos tradicionales. Algunos procedimientos utilizan propiedades de estos objetos, como estrellas , cúmulos globulares , nebulosas y galaxias en su conjunto. Otros métodos se basan más en estadísticas y probabilidades de cosas como cúmulos de galaxias enteros .

Efecto Wilson-Bappu

Descubierto en 1956 por Olin Wilson y MK Vainu Bappu , el efecto Wilson-Bappu utiliza el efecto conocido como paralaje espectroscópico . Muchas estrellas tienen características en sus espectros , como la línea K del calcio , que indican su magnitud absoluta . Luego, la distancia a la estrella se puede calcular a partir de su magnitud aparente utilizando el módulo de distancia .

Este método tiene importantes limitaciones para encontrar distancias estelares. La calibración de las intensidades de las líneas espectrales tiene una precisión limitada y requiere una corrección para la extinción interestelar . Aunque en teoría este método tiene la capacidad de proporcionar cálculos fiables de distancias a estrellas de hasta 7 megaparsecs (Mpc), generalmente sólo se utiliza para estrellas de cientos de kiloparsecs (kpc).

Cefeidas clásicas

Más allá del alcance del efecto Wilson-Bappu , el siguiente método se basa en la relación período-luminosidad de las estrellas variables cefeidas clásicas . La siguiente relación se puede utilizar para calcular la distancia a las cefeidas clásicas galácticas y extragalácticas:

      ${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.}$^{[35] [36]}
      ${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.}$

Varios problemas complican el uso de cefeidas como velas estándar y se debaten activamente, los principales de ellos son: la naturaleza y linealidad de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso y el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de esas relaciones. y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción cambiante (normalmente desconocida) en las distancias de las cefeidas. ^{[37] [38] [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45]}

Estas cuestiones no resueltas han dado lugar a valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60 km/s/Mpc y 80 km/s/Mpc. Resolver esta discrepancia es uno de los principales problemas de la astronomía, ya que algunos parámetros cosmológicos del Universo pueden limitarse significativamente mejor proporcionando un valor preciso de la constante de Hubble. ^{[46] [47]}

Las estrellas variables cefeidas fueron el instrumento clave en la conclusión de Edwin Hubble en 1923 de que M31 (Andrómeda) era una galaxia externa, a diferencia de una nebulosa más pequeña dentro de la Vía Láctea. Pudo calcular la distancia de M31 en 285 kpc, siendo el valor actual de 770 kpc. ^{[ cita necesaria ]}

Como se ha detectado hasta ahora, NGC 3370, una galaxia espiral en la constelación de Leo, contiene las cefeidas más lejanas encontradas hasta ahora a una distancia de 29 Mpc. Las estrellas variables cefeidas no son en modo alguno marcadores de distancia perfectos: en las galaxias cercanas tienen un error de aproximadamente el 7% y hasta un 15% en las más distantes. ^[48]

Supernovas

SN 1994D (punto brillante en la parte inferior izquierda) en la galaxia NGC 4526 . Imagen de NASA , ESA , The Hubble Key Project Team y The High-Z Supernova Search Team

Existen varios métodos diferentes para utilizar las supernovas para medir distancias extragalácticas.

Midiendo la fotosfera de una supernova

Podemos suponer que una supernova se expande de forma esféricamente simétrica. Si la supernova está lo suficientemente cerca como para que podamos medir la extensión angular, θ ( t ), de su fotosfera , podemos usar la ecuación

$${\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,}$$

ωθt

$${\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,}$$

V _ejV _ejV _θ

Este método sólo funciona si la supernova está lo suficientemente cerca como para poder medir con precisión la fotosfera. De manera similar, la capa de gas en expansión no es de hecho perfectamente esférica ni un cuerpo negro perfecto. También la extinción interestelar puede dificultar las mediciones precisas de la fotosfera. Este problema se ve agravado aún más por el colapso de la supernova del núcleo. Todos estos factores contribuyen al error de distancia de hasta el 25%.

Curvas de luz tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son algunas de las mejores formas de determinar distancias extragalácticas. Los Ia ocurren cuando una estrella enana blanca binaria comienza a acumular materia de su estrella compañera. A medida que la enana blanca gana materia, finalmente alcanza su límite de Chandrasekhar de . ${\displaystyle 1.4M_{\odot }}$

Una vez alcanzada, la estrella se vuelve inestable y sufre una reacción de fusión nuclear descontrolada. Como todas las supernovas de tipo Ia explotan con aproximadamente la misma masa, sus magnitudes absolutas son todas iguales. Esto las hace muy útiles como velas estándar. Todas las supernovas de tipo Ia tienen una magnitud visual y azul estándar de

$${\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.}$$

de forma de curva de luz multicolorMLCS

De manera similar, el método de estiramiento ajusta las curvas de luz de magnitud de supernova particulares a una curva de luz plantilla. Esta plantilla, a diferencia de ser varias curvas de luz en diferentes longitudes de onda (MLCS), es solo una curva de luz que se ha estirado (o comprimida) en el tiempo. Al utilizar este factor de estiramiento , se puede determinar la magnitud del pico. ^[49]

El uso de supernovas de tipo Ia es uno de los métodos más precisos, sobre todo porque las explosiones de supernovas pueden ser visibles a grandes distancias (sus luminosidades rivalizan con las de la galaxia en la que se encuentran), mucho más lejos que las variables cefeidas (500 veces más lejos). Se ha dedicado mucho tiempo al perfeccionamiento de este método. La incertidumbre actual se acerca a apenas el 5%, lo que corresponde a una incertidumbre de sólo 0,1 magnitudes.

Novas en determinaciones de distancia.

Las novas se pueden utilizar de forma muy parecida a las supernovas para calcular distancias extragalácticas. Existe una relación directa entre la magnitud máxima de una nova y el tiempo que tarda su luz visible en disminuir dos magnitudes. Esta relación se muestra como:

$${\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.}$$

${\displaystyle {\dot {x}}}$

Después de que las novas se desvanecen, son tan brillantes como las estrellas variables Cefeidas más luminosas, por lo tanto, ambas técnicas tienen aproximadamente la misma distancia máxima: ~ 20 Mpc. El error en este método produce una incertidumbre en magnitud de aproximadamente ±0,4

Función de luminosidad del cúmulo globular

Basado en el método de comparar las luminosidades de los cúmulos globulares (ubicados en halos galácticos) de galaxias distantes con la del Cúmulo de Virgo , la función de luminosidad del cúmulo globular conlleva una incertidumbre de distancia de aproximadamente el 20% (o 0,4 magnitudes).

El astrónomo estadounidense William Alvin Baum intentó por primera vez utilizar cúmulos globulares para medir galaxias elípticas distantes. Comparó los cúmulos globulares más brillantes de la galaxia Virgo A con los de Andrómeda, asumiendo que las luminosidades de los cúmulos eran las mismas en ambos. Conociendo la distancia a Andrómeda, Baum asumió una correlación directa y estimó la distancia de Virgo A.

Baum utilizó solo un cúmulo globular, pero las formaciones individuales suelen ser velas estándar deficientes. El astrónomo canadiense René Racine asumió que el uso de la función de luminosidad de los cúmulos globulares (GCLF) conduciría a una mejor aproximación. El número de cúmulos globulares en función de la magnitud viene dado por:

$${\displaystyle \ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,}$$

m ₀M ₀

Se supone que todos los cúmulos globulares tienen aproximadamente la misma luminosidad dentro del universo . No existe una función universal de luminosidad de los cúmulos globulares que se aplique a todas las galaxias.

Función de luminosidad de la nebulosa planetaria

Al igual que el método GCLF, se puede utilizar un análisis numérico similar para nebulosas planetarias dentro de galaxias lejanas. La función de luminosidad de la nebulosa planetaria (PNLF) fue propuesta por primera vez a finales de la década de 1970 por Holland Cole y David Jenner. Sugirieron que todas las nebulosas planetarias podrían tener un brillo intrínseco máximo similar, ahora calculado en M = −4,53. Por lo tanto, esto las convertiría en posibles velas estándar para determinar distancias extragalácticas.

El astrónomo George Howard Jacoby y sus colegas propusieron más tarde que la función PNLF equivalía a:

$${\displaystyle \ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.}$$

Método de fluctuación del brillo de la superficie.

Cúmulo de galaxias

El siguiente método trata de las propiedades inherentes generales de las galaxias. Estos métodos, aunque con porcentajes de error variables, tienen la capacidad de realizar estimaciones de distancias superiores a 100 Mpc, aunque normalmente se aplican de forma más local.

El método de fluctuación del brillo de la superficie (SBF) aprovecha el uso de cámaras CCD en los telescopios. Debido a las fluctuaciones espaciales en el brillo de la superficie de una galaxia, algunos píxeles de estas cámaras captarán más estrellas que otros. A medida que aumenta la distancia, la imagen se volverá cada vez más suave. El análisis de esto describe una magnitud de la variación de píxel a píxel, que está directamente relacionada con la distancia de una galaxia. ^[50]

relación sigma-D

La relación Sigma-D (o relación Σ-D), utilizada en galaxias elípticas , relaciona el diámetro angular (D) de la galaxia con su dispersión de velocidades . Es importante describir exactamente qué representa D para poder comprender este método. Es, más precisamente, el diámetro angular de la galaxia hasta el nivel de brillo de la superficie de 20,75 B-mag arcsec ⁻² . Este brillo de la superficie es independiente de la distancia real de la galaxia a nosotros. En cambio, D es inversamente proporcional a la distancia de la galaxia, representada como d. Por tanto, esta relación no emplea velas estándar. Más bien, D proporciona una regla estándar. Esta relación entre D y Σ es

$${\displaystyle \log(D)=1.333\log(\Sigma )+C}$$

^[51]

Este método tiene el potencial de convertirse en uno de los métodos más potentes para calcular distancias galácticas, superando quizás incluso el alcance del método Tully-Fisher. Sin embargo, a día de hoy las galaxias elípticas no son lo suficientemente brillantes como para proporcionar una calibración para este método mediante el uso de técnicas como las cefeidas. En cambio, la calibración se realiza utilizando métodos más toscos.

Superposición y escalado

Para determinar las distancias a otras galaxias se necesita una sucesión de indicadores de distancia, que es la escalera de distancias. La razón es que los objetos lo suficientemente brillantes como para ser reconocidos y medidos a tales distancias son tan raros que pocos o ninguno están presentes cerca, por lo que hay muy pocos ejemplos lo suficientemente cerca con paralaje trigonométrico confiable para calibrar el indicador. Por ejemplo, las variables cefeidas, uno de los mejores indicadores de las galaxias espirales cercanas , todavía no pueden calibrarse satisfactoriamente mediante el paralaje únicamente, aunque la misión espacial Gaia ahora puede intervenir en ese problema específico. La situación se complica aún más por el hecho de que las diferentes poblaciones estelares generalmente no contienen todos los tipos de estrellas.

Las cefeidas en particular son estrellas masivas, con vidas cortas, por lo que sólo se encontrarán en lugares donde se hayan formado estrellas muy recientemente. En consecuencia, debido a que las galaxias elípticas normalmente hace tiempo que dejaron de tener formación estelar a gran escala, no tendrán cefeidas. En su lugar, se deben utilizar indicadores de distancia cuyos orígenes se encuentren en una población estelar más antigua (como las novas y las variables RR Lyrae). Las variables de RR Lyrae son menos luminosas que las Cefeidas, y las novas son impredecibles y se necesita un programa de monitoreo intensivo (y suerte durante ese programa) para recolectar suficientes novas en la galaxia objetivo para una buena estimación de la distancia.

Debido a que los escalones más distantes de la escala de distancias cósmicas dependen de los más cercanos, los escalones más distantes incluyen los efectos de los errores en los escalones más cercanos, tanto sistemáticos como estadísticos. El resultado de estos errores de propagación significa que las distancias en astronomía rara vez se conocen con el mismo nivel de precisión que las mediciones en otras ciencias, y que la precisión es necesariamente peor para tipos de objetos más distantes.

Otra preocupación, especialmente en el caso de las velas estándar más brillantes, es su "normalidad": cuán homogéneos son los objetos en su verdadera magnitud absoluta. Para algunas de estas diferentes velas estándar, la homogeneidad se basa en teorías sobre la formación y evolución de estrellas y galaxias y, por lo tanto, también está sujeta a incertidumbres en estos aspectos. Para los indicadores de distancia más luminosos, las supernovas de Tipo Ia, se sabe que esta homogeneidad es pobre. ^{[52] [ se necesita aclaración ]} Sin embargo, ninguna otra clase de objeto es lo suficientemente brillante como para ser detectado a distancias tan grandes, por lo que la clase es útil simplemente porque no existe una alternativa real.

El resultado observacional de la Ley de Hubble, la relación proporcional entre la distancia y la velocidad con la que una galaxia se aleja de nosotros, generalmente denominada corrimiento al rojo, es un producto de la escala de distancias cósmicas. Edwin Hubble observó que las galaxias más débiles están más desplazadas al rojo. Encontrar el valor de la constante de Hubble fue el resultado de décadas de trabajo de muchos astrónomos, tanto para recopilar las mediciones de los desplazamientos al rojo de las galaxias como para calibrar los escalones de la escala de distancias. La Ley de Hubble es el principal medio que tenemos para estimar las distancias de los quásares y galaxias distantes en las que no se pueden ver indicadores de distancia individuales.

Ver también

• portal espacial

• Proyecto Araucaria
• Medida de distancia
• Órdenes de magnitud (longitud)#Astronomical
• regla estándar

Notas a pie de página

1. Si la señal dependiera de las masas individuales por separado, no habría suficiente información observable en la señal en el orden más bajo para inferir su volumen intrínseco. Por lo tanto, esta degeneración entre las masas es crucial para la medición del volumen, pero no es casualidad: tiene un origen fundamental en la naturaleza libre de escala de la gravedad en la relatividad general de Einstein. ^[21]

Referencias

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enlaces externos

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• Base de datos de información del PNLF
• La revista astrofísica