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Escalera de distancia cósmica

Cuadros verde claro: Técnica aplicable a galaxias formadoras de estrellas . Recuadros azul claro: Técnica aplicable a galaxias de población II . Cajas de color morado claro: Téc...

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La escalera 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 solo es posible para aquellos objetos que están "lo suficientemente cerca" (dentro de aproximadamente mil pársecs o3 × 10 16 km) a la Tierra. Las técnicas para determinar distancias a objetos más distantes se basan en diversas correlaciones medidas entre métodos que funcionan a distancias cortas y métodos que funcionan a distancias mayores. Varios métodos se basan en una candela estándar , que es un objeto astronómico con una luminosidad conocida .

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

Medición directa

La escultura El Astrónomo muestra el uso de la paralaje para medir distancias. Está hecha con partes del telescopio refractor Yale-Columbia (1924) que resultaron dañadas cuando los incendios forestales de Canberra de 2003 destruyeron el Observatorio del Monte Stromlo ; en Questacon , Canberra . [ 1 ]

En la base de la escala se encuentran las mediciones de distancia 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 . Las primeras distancias fundamentales —como los radios de la Tierra, la Luna y el Sol, y las distancias entre ellos— fueron bien estimadas con tecnología muy rudimentaria por los antiguos griegos . [ 2 ]

Unidad astronómica

Las mediciones de distancia directas se basan en la unidad astronómica (UA), que es igual a149 597 870 700  m [ 3 ] y, históricamente, se concibió como la distancia media entre la Tierra y el Sol .

Las leyes de Kepler proporcionan proporciones precisas de los tamaños orbitales 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 medición y la proporción de los tamaños de las dos órbitas, 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 utilizando mediciones de radar de las distancias a Venus y otros planetas y asteroides cercanos, [ 4 ] 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 ápice es el ángulo de paralaje.
Los puntos azules (izquierda) representan al observador. Trazando una línea recta hacia la estrella (derecha) desde diferentes posiciones y midiendo el ángulo formado entre ambas (α), los astrónomos pueden calcular la distancia entre la Tierra y la estrella.

En astronomía, la paralaje es el cambio aparente en la posición de un objeto celeste cercano con respecto a objetos distantes en el fondo, causado por un cambio en el punto de vista del observador. Este efecto se utiliza comúnmente para medir la distancia a estrellas cercanas desde dos posiciones diferentes en el ciclo orbital de la Tierra, generalmente con un intervalo de seis meses. Al medir el ángulo de paralaje, que es la medida del cambio en la posición de una estrella entre dos puntos de medición, los astrónomos pueden usar la trigonometría para calcular a qué distancia se encuentra la estrella.

El concepto se basa en la geometría de un triángulo formado entre la Tierra en dos puntos distintos de su órbita, en un extremo, y una estrella, en el otro. El ángulo de paralaje es la mitad del ángulo (α) que se forma en la estrella entre esas dos líneas de visión. Cuanto más cerca esté la estrella del observador, mayor será el ángulo.

La paralaje es un método fundamental en la escala de distancias cósmicas, una serie de técnicas que los astrónomos utilizan para medir distancias en el universo. Si bien la paralaje solo es eficaz para medir distancias entre estrellas cercanas, telescopios espaciales como Gaia han ampliado significativamente su eficacia. La paralaje sigue siendo el método más directo y fiable para medir distancias estelares, y constituye la base para calibrar métodos más indirectos que permiten medir distancias a galaxias y más allá.

velas estándar

Casi todos los objetos astronómicos utilizados como indicadores de distancia física pertenecen a una clase con brillo conocido. Al comparar esta luminosidad conocida con el brillo observado de un objeto, se puede calcular la distancia al mismo mediante la ley del inverso del cuadrado . Estos objetos de brillo conocido se denominan candelas estándar , término acuñado por Henrietta Swan Leavitt . [ 5 ]

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 usar con la magnitud absoluta para calcular la distancia d al objeto en pársecs [ 6 ] de la siguiente manera: 5⋅registro10⁡d=metro−METRO+5{\displaystyle 5\cdot \log _{10}d=m-M+5} o d=10(metro−METRO+5)/5{\displaystyle d=10^{(m-M+5)/5}} donde m es la magnitud aparente y M la magnitud absoluta. Para que esto sea preciso, ambas magnitudes deben estar en la misma banda de frecuencia y no puede haber movimiento relativo en la dirección radial. Se necesita algún método para corregir la extinción interestelar , que también hace que los objetos parezcan más débiles y más rojos, especialmente si el objeto se encuentra dentro de una región polvorienta o gaseosa. [ 7 ] La diferencia entre las magnitudes absoluta y aparente de un objeto se llama su módulo de distancia , y las distancias astronómicas, especialmente las intergalácticas , a veces se tabulan de esta manera.

Problemas

Existen dos problemas para cualquier tipo de vela estándar. El principal es la calibración , es decir, la determinación de la magnitud absoluta exacta de la vela. Esto implica definir la clase con suficiente precisión para poder identificar sus miembros y encontrar suficientes miembros de esa clase con distancias conocidas que permitan determinar su magnitud absoluta real con la exactitud necesaria. El segundo problema radica en identificar los miembros de la clase y evitar utilizar erróneamente la calibración de una vela estándar en un objeto que no pertenece a ella. A distancias extremas, donde un indicador de distancia sería particularmente útil, este problema de identificación puede ser bastante grave.

Un problema importante con las candelas estándar es la pregunta recurrente de cuán estándar son. Por ejemplo, todas las observaciones parecen indicar que las supernovas de tipo Ia a distancia conocida tienen el mismo brillo, corregido por la forma de la curva de luz . La base de esta similitud en el brillo se analiza más adelante; sin embargo, existe la posibilidad de que las supernovas de tipo Ia distantes 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, en efecto, 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 . [ 8 ]

Que esto no es meramente una cuestión filosófica se puede observar 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 candela estándar eran de un tipo diferente a las utilizadas para medir distancias a galaxias cercanas. [ 9 ] Las variables cefeidas cercanas eran estrellas de población I con un contenido metálico mucho mayor que las estrellas de población II distantes . Como resultado, las estrellas de población II eran en realidad mucho más brillantes de lo que se creía, y al corregir esto, se duplicaban las estimaciones de distancias a los cúmulos globulares, las galaxias cercanas y el diámetro de la Vía Láctea.

Más recientemente, se ha propuesto a las kilonovas como otro tipo de candela estándar. "Dado que las explosiones de kilonovas son esféricas, [ 10 ] los astrónomos podrían comparar el tamaño aparente de una explosión de supernova con su tamaño real visto a través del movimiento del gas, y así medir la tasa de expansión cósmica a diferentes distancias." [ 11 ]

Sirena estándar

Las ondas gravitacionales que se originan en la fase de espiral de sistemas binarios compactos, como estrellas de neutrones o agujeros negros , tienen la útil propiedad de que la energía emitida como radiación gravitacional proviene exclusivamente de la energía orbital del par, y la consiguiente contracción de sus órbitas es directamente observable como un aumento en la frecuencia de las ondas gravitacionales emitidas. En primera aproximación , la tasa de cambio de frecuenciaF{\displaystyle f}está dado por [ 12 ] [ 13 ] : 38dFdt=96π8/3(GRAMOMETRO)53F1135do5,{\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},} dóndeGRAMO{\displaystyle G}es la constante gravitacional ,do{\displaystyle c}es la velocidad de la luz yMETRO{\displaystyle {\mathcal {M}}}es un único número (por lo tanto computable [ a ] ​​) llamado masa chirriante del sistema, una combinación de las masas(metro1,metro2){\displaystyle (m_{1},m_{2})}de los dos objetos [ 15 ]METRO=(metro1metro2)3/5(metro1+metro2)1/5.{\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.} Al observar la forma de onda, se puede calcular la masa del chirrido y, por lo tanto, la potencia (tasa de emisión de energía) de las ondas gravitacionales. Así, dicha fuente de ondas gravitacionales es una sirena estándar de sonoridad conocida. [ 16 ] [ 13 ]

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

En general, si una red de tres detectores ubicados en diferentes puntos detecta una onda, la red medirá información suficiente para realizar las correcciones necesarias y obtener la distancia. Además, a diferencia de las velas estándar, las ondas gravitacionales no requieren calibración con otras medidas de distancia. La medición de la distancia sí requiere la calibración de los detectores de ondas gravitacionales, pero en ese caso 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 un medio absorbente intermedio. Pero sí están sujetas a lentes gravitacionales , de la misma manera que la luz. Si una señal es fuertemente afectada por una lente , entonces podría recibirse como eventos múltiples, separados en el tiempo, el análogo de las imágenes múltiples de un cuásar, por ejemplo. Más difícil 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 señales originadas en 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. [ 17 ] Tales señales sufren errores significativamente mayores en la medición de la distancia. Desafortunadamente, los sistemas binarios irradian con mayor intensidad perpendicularmente al plano orbital, por lo que las señales frontales son intrínsecamente más fuertes y las más comúnmente observadas.

Si el sistema 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 su posición mediante telescopios electromagnéticos. En tales casos, el corrimiento al rojo de la galaxia anfitriona permite determinar la constante de Hubble.H0{\displaystyle H_{0}}. [ 15 ] Este fue el caso de GW170817 , que se utilizó para realizar la primera medición de este tipo. [ 18 ] Incluso si no se puede identificar una contraparte electromagnética para un conjunto de señales, es posible utilizar un método estadístico para inferir el valor deH0{\displaystyle H_{0}}. [ 15 ]

Regla estándar

Otro tipo de indicador de distancia física es la regla estándar . En 2008, se propusieron los diámetros de las galaxias como una posible regla estándar para la determinación de parámetros cosmológicos. [ 19 ] Más recientemente, se ha utilizado la escala física impresa por las oscilaciones acústicas de bariones (BAO) en el universo temprano. En el universo temprano (antes de la recombinación ), los bariones y los fotones se dispersan entre sí y forman un fluido fuertemente acoplado que puede soportar ondas sonoras. Las ondas se originan por perturbaciones de densidad primordiales y viajan a una velocidad que puede predecirse a partir de la densidad de bariones y otros parámetros cosmológicos.

La distancia total que estas ondas sonoras pueden recorrer antes de recombinarse determina una escala fija, que simplemente se expande con el universo después de la recombinación. Por lo tanto, las BAO proporcionan una regla estándar que se puede medir en estudios de galaxias a partir del efecto de los bariones en el agrupamiento de galaxias. El método requiere un extenso estudio de galaxias para hacer visible esta escala, pero se ha medido con una precisión porcentual (véase oscilaciones acústicas de bariones ). La escala depende de parámetros cosmológicos como las densidades de bariones y 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 pueden usarse como reglas estándar, [ 20 ] [ 21 ] aunque es difícil medir correctamente la geometría de la fuente. [ 22 ] [ 23 ]

Indicadores de distancia galáctica

Salvo contadas excepciones, las distancias basadas en mediciones directas solo están disponibles hasta aproximadamente mil pársecs, lo que representa una porción modesta de nuestra propia galaxia. Para distancias mayores, las mediciones dependen de supuestos físicos, es decir, de la afirmación de que se reconoce el objeto en cuestión y de que la clase de objetos es lo suficientemente homogénea como para que sus miembros puedan utilizarse para una estimación significativa de la distancia.

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

Ajuste de la secuencia principal

Al representar gráficamente la magnitud absoluta de un grupo de estrellas frente a su clasificación espectral en un diagrama de Hertzsprung-Russell , se observan patrones evolutivos relacionados con la masa, la edad y la composición estelar. En particular, durante su período de fusión de hidrógeno, las estrellas se sitúan a lo largo de una curva en el diagrama denominada secuencia principal . Al medir estas propiedades a partir del espectro estelar, se puede determinar la posición de una estrella de la secuencia principal en el diagrama H-R y, por lo tanto, estimar su magnitud absoluta . La comparación de este valor con la magnitud aparente permite determinar la distancia aproximada, tras corregir la extinción interestelar de la luminosidad debida al gas y al polvo.

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

Escala de distancias extragalácticas

La escala de distancias extragalácticas es una serie de técnicas que los astrónomos utilizan actualmente para determinar la distancia de cuerpos cosmológicos más allá de nuestra galaxia, distancias que no se obtienen fácilmente con los 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 las estadísticas y probabilidades de fenómenos como los cúmulos de galaxias completos .

Efecto Wilson-Bappu

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

Este método para determinar distancias estelares presenta importantes limitaciones. La calibración de la intensidad de las líneas espectrales tiene una precisión limitada y requiere una corrección por extinción interestelar . Si bien en teoría este método permite calcular distancias fiables a estrellas de hasta 7 megaparsecs (Mpc), generalmente solo se utiliza para estrellas a 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 puede utilizarse para calcular la distancia a las cefeidas clásicas galácticas y extragalácticas:

   5registro10⁡d=V+(3.34)registro10⁡PAG−(2.45)(V−I)+7.52.{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.}[ 28 ]   5registro10⁡d=V+(3.37)registro10⁡PAG−(2.55)(V−I)+7.48.{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.}[ 29 ]

Varios problemas complican el uso de las cefeidas como candelas estándar y son objeto de debate activo; entre ellos destacan: la naturaleza y linealidad de la relación período-luminosidad en diversas bandas de paso y el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de dichas relaciones, así como los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción variable (generalmente desconocida) en las distancias de las cefeidas. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

Estas cuestiones sin resolver 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 problemas más importantes de la astronomía, ya que algunos parámetros cosmológicos del Universo podrían estar mucho mejor definidos si se dispusiera de un valor preciso de la constante de Hubble. [ 39 ] [ 40 ]

Las estrellas variables cefeidas fueron el instrumento clave en la conclusión de Edwin Hubble en 1923 de que M31 (Andrómeda) era una galaxia externa, en lugar de una nebulosa más pequeña dentro de la Vía Láctea . Pudo calcular la distancia de M31 en 285  kpc, valor que hoy en día sería de 770  kpc.

Según lo detectado hasta ahora, NGC 3370, una galaxia espiral en la constelación de Leo, contiene las cefeidas más distantes encontradas hasta la fecha, a una distancia de 29  Mpc. Las estrellas variables cefeidas no son en absoluto marcadores de distancia perfectos: en galaxias cercanas tienen un margen de error de alrededor del 7 % y de hasta el 15 % para las más distantes. [ 41 ]

Supernovas

SN 1994D (punto brillante en la parte inferior izquierda) en la galaxia NGC 4526. Imagen cortesía de la NASA , la ESA , el equipo del Proyecto Clave del Hubble y el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alto Corrimiento al Rojo.

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

Medición de la fotosfera de una supernova

Podemos suponer que una supernova se expande de manera 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

ω=ΔθΔt,{\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,} donde ω es la velocidad angular y θ es la extensión angular. Para obtener una medición precisa, es necesario realizar dos observaciones separadas por un tiempo Δt . Posteriormente, podemos utilizar

 d=Vmijω,{\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,} donde d es la distancia a la supernova, V ej es la velocidad radial de la materia eyectada por la supernova (se puede suponer que V ej es igual a V θ si es esféricamente simétrica).

Este método solo funciona si la supernova está lo suficientemente cerca como para poder medir con precisión la fotosfera. De igual modo, la capa de gas en expansión no es perfectamente esférica ni un cuerpo negro perfecto. La extinción interestelar también puede dificultar las mediciones precisas de la fotosfera. Este problema se agrava aún más en el caso de las supernovas de colapso de núcleo. Todos estos factores contribuyen a un error de distancia de hasta el 25 %.

Curvas de luz de tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son una de las mejores maneras de determinar distancias extragalácticas, como introdujo Stirling A. Colgate. [ 42 ] Las Ia ocurren cuando una estrella binaria enana blanca comienza a acumular materia de su estrella compañera. A medida que la enana blanca gana materia, eventualmente alcanza su límite de Chandrasekhar de1.4METRO⊙{\displaystyle 1.4M_{\odot }}.

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

 METROB≈METROV≈−19.3±0,3.{\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.} Por lo tanto, al observar una supernova de tipo Ia, si es posible determinar su magnitud máxima, se puede calcular su distancia. No es estrictamente necesario capturar la supernova directamente en su magnitud máxima; mediante el método de la forma de la curva de luz multicolor ( MLCS ), la forma de la curva de luz (obtenida en cualquier momento razonable después de la explosión inicial) se compara con una familia de curvas parametrizadas que determinarán la magnitud absoluta en el brillo máximo. Este método también tiene en cuenta la extinción/atenuación interestelar causada por el polvo y el gas.

De manera similar, el método de estiramiento ajusta las curvas de luz de magnitud de supernovas particulares a una curva de luz plantilla. Esta plantilla, a diferencia de ser varias curvas de luz en diferentes longitudes de onda (MLCS), es simplemente una única curva de luz que se ha estirado (o comprimido) en el tiempo. Al usar este factor de estiramiento , se puede determinar la magnitud máxima. [ 43 ]

El uso de supernovas de tipo Ia es uno de los métodos más precisos, sobre todo porque las explosiones de supernovas pueden observarse a grandes distancias (su luminosidad rivaliza con la 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 aproxima a tan solo un 5%, lo que corresponde a una incertidumbre de apenas 0,1 magnitudes.

Novas en determinaciones de distancia

Las novas pueden utilizarse de forma muy similar 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 expresa de la siguiente manera:

 METROVmáximo=−9,96−2.31registro10⁡incógnita˙.{\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.} Dóndeincógnita˙{\displaystyle {\dot {x}}}es la derivada temporal de la magnitud de la nova, que describe la tasa promedio de disminución durante las primeras 2 magnitudes.

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 de cúmulos globulares

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

El astrónomo estadounidense William Alvin Baum fue el primero en intentar utilizar cúmulos globulares para medir galaxias elípticas distantes . [ 44 ] 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 ambas. Conociendo la distancia a Andrómeda , Baum asumió una correlación directa y estimó la distancia de Virgo A.

Baum utilizó un único cúmulo globular, pero las formaciones individuales suelen ser candelas estándar deficientes. El astrónomo canadiense René Racine supuso que el uso de la función de luminosidad de cúmulos globulares (GCLF) conduciría a una mejor aproximación. [ 45 ] El número de cúmulos globulares en función de la magnitud viene dado por:

 Φ(metro)=Ami(metro−metro0)2/2σ2{\displaystyle \ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,} donde m 0 es la magnitud de rotación, M 0 es la magnitud del cúmulo de Virgo y sigma es la dispersión  ~  1,4 mag.

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

Función de luminosidad de las nebulosas planetarias

Al igual que el método GCLF, se puede utilizar un análisis numérico similar para las nebulosas planetarias dentro de galaxias lejanas. La función de luminosidad de nebulosas planetarias (PNLF) fue propuesta por primera vez a finales de la década de 1970 por Holland Cole Ford y David Jenner. [ 46 ] Sugirieron que todas las nebulosas planetarias podrían tener un brillo intrínseco máximo similar, que ahora se calcula en M = −4,53. Esto las convertiría, por lo tanto, en candelas estándar potenciales para determinar distancias extragalácticas.

El astrónomo George Howard Jacoby y sus colegas propusieron más tarde que la función PNLF era igual a: [ 47 ]

 norte(METRO)∝mi0,307METRO(1−mi3(METRO∗−METRO)).{\displaystyle \ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.} Donde N(M) es el número de nebulosas planetarias, que tienen magnitud absoluta M. M* es igual a la nebulosa con la magnitud más brillante.

Método de fluctuación del brillo superficial

cúmulo de galaxias

El siguiente método considera las propiedades inherentes generales de las galaxias. Si bien estos métodos presentan diferentes porcentajes de error, permiten estimar distancias superiores a 100 Mpc, aunque suelen aplicarse a nivel local.

El método de fluctuación del brillo superficial (SBF) aprovecha el uso de cámaras CCD en telescopios. Debido a las fluctuaciones espaciales en el brillo superficial de una galaxia, algunos píxeles de estas cámaras captarán más estrellas que otros. A medida que aumenta la distancia, la imagen se vuelve cada vez más suave. El análisis de esto describe la magnitud de la variación píxel a píxel, que está directamente relacionada con la distancia de la galaxia. [ 48 ]

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 velocidad . Es importante describir exactamente qué representa D para comprender este método. Es, más precisamente, el diámetro angular de la galaxia hasta el nivel de brillo superficial de 20,75 B-mag arcsec −2 . Este brillo superficial 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 lo tanto, esta relación no emplea candelas estándar. Más bien, D proporciona una regla estándar. Esta relación entre D y Σ es

registro⁡(D)=1.333registro⁡(Σ)+do{\displaystyle \log(D)=1.333\log(\Sigma )+C} donde C es una constante que depende de la distancia a los cúmulos de galaxias. [ 49 ]

Este método tiene el potencial de convertirse en uno de los más potentes para calcular distancias galácticas, superando incluso el alcance del método de Tully-Fisher. Sin embargo, actualmente, las galaxias elípticas no son lo suficientemente brillantes como para calibrar este método mediante técnicas como las cefeidas. Por ello, la calibración se realiza utilizando métodos más rudimentarios.

Superposición y escalado

Se necesita una sucesión de indicadores de distancia, que es la escala de distancias, para determinar las distancias a otras galaxias. Esto se debe a que los objetos lo suficientemente brillantes como para ser reconocidos y medidos a tales distancias son tan raros que hay pocos o ninguno cerca, por lo que hay muy pocos ejemplos lo suficientemente próximos con paralaje trigonométrico fiable para calibrar el indicador. Por ejemplo, las variables cefeidas, uno de los mejores indicadores de galaxias espirales cercanas , aún no pueden calibrarse satisfactoriamente solo con paralaje, aunque la misión espacial Gaia ya puede aportar información sobre este 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 solo se encuentran en lugares donde la formación estelar es muy reciente. En consecuencia, dado que las galaxias elípticas generalmente han dejado de tener formación estelar a gran escala hace mucho tiempo, no presentan cefeidas. En su lugar, deben utilizarse indicadores de distancia cuyo origen se encuentra en una población estelar más antigua (como las novas y las variables RR Lyrae). Las variables RR Lyrae son menos luminosas que las cefeidas, y las novas son impredecibles, por lo que se necesita un programa de monitoreo intensivo —y algo de suerte durante dicho programa— para reunir suficientes novas en la galaxia objetivo y obtener una buena estimación de la distancia.

Dado que los pasos más distantes de la escala de distancias cósmicas dependen de los más cercanos, los pasos más distantes incluyen los efectos de los errores de los pasos más cercanos, tanto sistemáticos como estadísticos. Como resultado de la propagación de estos errores, las distancias en astronomía rara vez se conocen con la misma precisión que las mediciones en otras ciencias, y la precisión es necesariamente menor para los objetos más distantes.

Otra preocupación, especialmente para las candelas estándar más brillantes, es su "estandaridad": cuán homogéneos son los objetos en su magnitud absoluta verdadera. Para algunas de estas diferentes candelas 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 esos aspectos. Para los indicadores de distancia más luminosos, las supernovas de tipo Ia, se sabe que esta homogeneidad es deficiente. [ 50 ] Sin embargo, ninguna otra clase de objeto es lo suficientemente brillante como para ser detectada a distancias tan grandes, por lo que esta clase es útil simplemente porque no hay 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 producto de la escala de distancias cósmicas. Edwin Hubble observó que las galaxias más débiles presentan un mayor corrimiento al rojo. Determinar el valor de la constante de Hubble fue el resultado de décadas de trabajo de numerosos astrónomos, tanto en la recopilación de mediciones del corrimiento al rojo de las galaxias como en la calibración de los pasos de la escala de distancias. La ley de Hubble es el principal método que tenemos para estimar las distancias de cuásares y galaxias distantes en las que no se pueden observar indicadores de distancia individuales.

Véase también

  • Proyecto Araucaria : colaboración internacional para mejorar la calibración de la escala de distancias extragalácticas. 
  • Medida de distancia : fórmulas cosmológicas para la expansión del universo. 
  • Tensión de Hubble : observación en cosmología física. Páginas que muestran breves descripciones de objetivos de redirección. 
  • Regla estándar – Objeto astronómico de tamaño conocido 

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 sonoridad intrínseca. Por lo tanto, esta degeneración entre las masas es crucial para la medición de la sonoridad, pero no es casual: tiene un origen fundamental en la naturaleza invariante de escala de la gravedad en la relatividad general de Einstein. [ 14 ]

Referencias

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