Las distancias de las galaxias y la evolución del Universo

Presentación del tema: "Las distancias de las galaxias y la evolución del Universo"— Transcripción de la presentación:

1 Las distancias de las galaxias y la evolución del Universo
Wolfgang Gieren Departamento de Astronomía Universidad de Concepción, Chile

2 El tamaño del Universo es enorme! Un problema central de la astronomía: determinar distancias de los astros → estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, luminosidades; densidad de materia; procesos físicos…)

3 Sistema solar…

4 Estrellas y galaxias…

5 La galaxia masiva más cercana, M31 (Andromeda)…

6 , y el “Hubble ultra deep field”, la vista más profunda en espacio y tiempo jamás tomada…
Cúmulos de galaxias

7 Sistema solar: unidad de distancia fundamental es la Unidad Astronómica (1 AU): es la distancia media Tierra-Sol Determinación moderna: medición tiempo de señal de radar a Venus (ida + vuelta) → d = v t (v=c= km/s) con distancia Venus-Tierra (en AU) conocida obtenemos valor de 1 AU Resultado: 1 AU = km Precisión: mejor que 1 km (~6x10-9) !! Distancias de algunos planetas del Sol: Venus: AU = millones km = minutos-luz Marte: AU = millones km = minutos-luz Saturno: AU = 1430 millones km = 79.4 minutos-luz Plutón (planeta más distante del Sol): 330 lm = 5.5 horas-luz Radio del sistema solar : aprox. 10 horas-luz, o 1.1 x = millones km = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas…

8 A las estrellas… como 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: diametro 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”) = AU = x 1016 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 Via Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas…todas más distantes que α Cen, midiendo ~ años luz en diametro en su disco

9 espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más
Alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misiones espaciales como SIM, GAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más grande: 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 juntos, de la misma materia interestelar → la misma edad, composición química inicial

10 Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra una
secuencia principal: = 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 pc Alcance del “método ZAMS-fitting”: ~ varios miles de parsecs Suficiente para explorar nuestra Galaxia, al menos en la región cercana al Sol!

11 ¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia?
Un excelente método nos entregan las Variables Cefeidas: Brillo es variable por pulsación radial de la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial) L ~ R2 x T4 (Ley de Stefan y Boltzmann) Cefeidas son muy luminosas ( veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz) Luminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días): Cefeidas cumplen una relación periodo-luminosidad (P-L): Midiendo el periodo de pulsación de una Cefeida en una galaxia cercana, se obtiene su luminosidad media a partir de la relación P-L; comparando esta con su brillo observado, se obtiene su distancia [hay que corregir por la extincción interestelar causado por gas/polvo] m-M = 5 log (distancia) -5 + Aλ

12 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 ( Mpc). Una de ellas es el método de Tully y Fisher: Galaxias espirales están rotando Una mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V , del disco de la galaxia Teoría predice L~V4 ; 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 véz 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” (corección por inclinación ≈0) Comparando L con luminosidad observada en Tierra → distancia

13 ESCALA DE DISTANCIAS CON SUPERNOVAS Por Roger Leiton Supernova!

14 Estrella de la secuencia principal
Enana Blanca Brillo: 10 mil millones de soles! Estrella de la secuencia principal

15 Haciendo un standard candle
1. “relacion de Phillips”: corrección para curvas de luz de SN Ia basada en la forma que tiene la curva de luz cambia drásticamente la calidad del standard candle 20% Brillo  2. Color de la SN:corrección para la luminosidad de la SN basada en su color Muchos metodos: Stretch – Perlmutter 97, 99 (M)LCS(2k2) – Riess, 95,96, Jha 07 SALT(2) – Guy 05, 07 SiFTO – Sullivan 07 CMAGIC – Wang et al.; Conley 06 Δm15 – Phillips 93; Hamuy 95; Prieto 06 Brillo  7%! Tiempo 

16 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 / λ0 = v/c c= km/s → medición de z entrega la velocidad radial de la estrella [o galaxia!] acercamiento: blueshift velocidades “cosmológicas”: alejamiento: redshift formula Doppler relativista

17 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

18 Ejemplo: z=0.07 (Doppler-shift en espectro de galaxia) → cz = V = 0.07 x = km/s → distancia = V/H0 = / 70 = 300 Mpc Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes: El VLT de la ESO en Paranal

19 Cerro Chajnantor, Chile Observación en λ cerca de 1mm (0.3-9.6 mm)
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 ( 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!

20 Resumiendo: 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 desubrirlos 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 jóven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años) → estamos observando como las galaxias se formaron y evolucionaron, para formar las galaxias de hoy que estamos observando en el Universo “local”!

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