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AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #8 Profesor: José Maza Sancho 9 Abril 2007 Profesor: José Maza Sancho 9 Abril 2007
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La Escala de Distancias Hay varias razones para querer determinar las distancias a las galaxias: Para determinar sus tamaños. D = d (rad) Para determinar su distribución espacial Para poder determinar sus edades, su evolución y su futuro. Hay varias razones para querer determinar las distancias a las galaxias: Para determinar sus tamaños. D = d (rad) Para determinar su distribución espacial Para poder determinar sus edades, su evolución y su futuro.
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¿Cómo se determinan distancias? ¿Cuán confiables son los métodos? ¿Cómo se determinan distancias? ¿Cuán confiables son los métodos?
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Métodos trigonométricos La idea de esta clase de métodos es que, si se conoce en la galaxia un tamaño lineal “l” y se mide su tamaño angular , entonces: Desgraciadamente no hay muchos ejemplos de tamaño lineal conocido. La idea de esta clase de métodos es que, si se conoce en la galaxia un tamaño lineal “l” y se mide su tamaño angular , entonces: Desgraciadamente no hay muchos ejemplos de tamaño lineal conocido.
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Un ejemplo es la supernova 1987 A. Tres años y medio después de la explosión de la supernova se abrillantó un anillo. El anillo corresponde a gas expulsado por la estrella mucgo antes de la explosión, que fue alcanzado por la “onda de luz” de la supernova. Un ejemplo es la supernova 1987 A. Tres años y medio después de la explosión de la supernova se abrillantó un anillo. El anillo corresponde a gas expulsado por la estrella mucgo antes de la explosión, que fue alcanzado por la “onda de luz” de la supernova.
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Una parte del anillo se encendió primero y otra después pues una parte del anillo está más cerca de la Tierra y la otra, más lejos.
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A partir del tamaño angular del anillo se obtiene: d = 52 3 kpc En buen acuerdo con otros métodos. La LMC está a 50 kpc y la SMC a unos 60 kpc. A partir del tamaño angular del anillo se obtiene: d = 52 3 kpc En buen acuerdo con otros métodos. La LMC está a 50 kpc y la SMC a unos 60 kpc.
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Método de las lámparas calibradas (standard candles). Se basa en la reclación: De la cual se deduce: Se basa en la reclación: De la cual se deduce:
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Una de las fuentes calibrables más importantes en el último siglo han sdo las variables de tipo cefeida. Se las denomina así por su prototipo, la variable Cepheid. Una de las fuentes calibrables más importantes en el último siglo han sdo las variables de tipo cefeida. Se las denomina así por su prototipo, la variable Cepheid.
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En 1908 Miss Henrietta Leavitt, en el Observatorio del Harvard descubrió que las cefeidas más luminosas tienen un mayor período.
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Edwin Hubble en 1923 descubrió estrellas variables en la nebulosa de Andrómeda y con ello determinó su distancia.
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Las novas tienen magnitudes absolutas entre -5 hasta -10 en el máximo de su luz. Por ello las novas pueden ser observadas hasta grandes distancias. Las novas tienen magnitudes absolutas entre -5 hasta -10 en el máximo de su luz. Por ello las novas pueden ser observadas hasta grandes distancias.
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Las supernovas son las estrellas individuales más brillantes que pueden ser observadas. Las supernovas se las puede dividir en dos grandes grupos: Las de tipo Ia Las de tipo II Las de tipo Ia llegan hasta magnitud -19.5 en el máximo de su luz. Las supernovas son las estrellas individuales más brillantes que pueden ser observadas. Las supernovas se las puede dividir en dos grandes grupos: Las de tipo Ia Las de tipo II Las de tipo Ia llegan hasta magnitud -19.5 en el máximo de su luz.
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Las supernovas de tipo I no muestran líneas del Hidrógeno en su espectro en cambio las de tipo II sí muestran líneas del Hidrógeno. Las supernovas de tipo II resultan del colapso gravitacional del “core” (núcleo) en una estrella masiva. Las supernovas de tipo Ia son enanas blancas que experimentan una explosión termonuclear cuando llegan al límite de Chandrasekhar. Las supernovas de tipo I no muestran líneas del Hidrógeno en su espectro en cambio las de tipo II sí muestran líneas del Hidrógeno. Las supernovas de tipo II resultan del colapso gravitacional del “core” (núcleo) en una estrella masiva. Las supernovas de tipo Ia son enanas blancas que experimentan una explosión termonuclear cuando llegan al límite de Chandrasekhar.
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Las magnitdes absolutas en el máximos de las supernovas Ia no son idénticas. Las supernovas más luminosas decaen más lentamente. Las magnitdes absolutas en el máximos de las supernovas Ia no son idénticas. Las supernovas más luminosas decaen más lentamente.
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La tasa de decaimiento se puede caracterizar por las magnitudes que decae en los primeros 15 días.
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Se encuentra una buena correlación entre la magnitud absoluta en el máximo y el parámetro m 15. Utilizando dicha relación se puede estandarizar la magnitud absoluta de una supernova para un valor fiducial del parámetro m 15 (por ejemplo 1,1). Se encuentra una buena correlación entre la magnitud absoluta en el máximo y el parámetro m 15. Utilizando dicha relación se puede estandarizar la magnitud absoluta de una supernova para un valor fiducial del parámetro m 15 (por ejemplo 1,1).
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En 1929 Edwin Hubble encontró que el universo se expande. Hay una relación lineal entre la velocidad de expansión y la distancia: En 1929 Edwin Hubble encontró que el universo se expande. Hay una relación lineal entre la velocidad de expansión y la distancia:
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El valor de la constante de Hubble es de 71 km/seg/Mpc
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Otro método para determinar distancias es el método de las fluctuaciones de brillo superficial (SBF). En las galaxias cercanas el brillo superficial fluctúa más que en las más lejanas. Otro método para determinar distancias es el método de las fluctuaciones de brillo superficial (SBF). En las galaxias cercanas el brillo superficial fluctúa más que en las más lejanas.
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