Las distancias de las galaxias y Las distancias de las galaxias y la evolución del Universola evolución del Universo

Wolfgang GierenWolfgang Gieren

Departamento de AstronomíaDepartamento de AstronomíaUniversidad de Concepción, ChileUniversidad de Concepción, Chile

• El tamaño del UniversoEl tamaño del Universo es enorme!es enorme!

•Un problema central de laUn problema central de la astronomía: determinarastronomía: determinar distancias de los astrosdistancias de los astros

→ → estructura del sistema solar,estructura del sistema solar, de nuestra Galaxia, del Universode nuestra Galaxia, del Universo entero (tamaños reales, entero (tamaños reales, luminosidades; densidad de materia;luminosidades; densidad de materia; procesos físicos…)procesos físicos…)

Sistema solar…Sistema solar…

Estrellas y galaxias…Estrellas y galaxias…

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

Cúmulos de galaxiasCúmulos de galaxias

, y el “, y el “Hubble ultra deep fieldHubble ultra deep field”, la vista más ”, la vista más profunda en espacio y tiempo jamás tomada…profunda en espacio y tiempo jamás tomada…

Sistema solar:Sistema solar: unidad de distancia fundamental es la unidad de distancia fundamental es la UnidadUnidad AstronómicaAstronómica ( (1 AU1 AU): es la distancia media Tierra-Sol): es la distancia media Tierra-Sol

Determinación moderna: Determinación moderna: medición tiempo de señal de medición tiempo de señal de radarradar a Venus (ida + vuelta)a Venus (ida + vuelta) → → d = v td = v t (v=c=300 000 km/s) (v=c=300 000 km/s) con distancia Venus-Tierra (en AU)con distancia Venus-Tierra (en AU) conocida obtenemos valor de 1 AUconocida obtenemos valor de 1 AU

Resultado: 1 AU = 149 600 000 kmResultado: 1 AU = 149 600 000 km Precisión: mejor que 1 km (Precisión: mejor que 1 km (~6x10-9) !!~6x10-9) !!

Distancias de algunos planetas del Sol:Distancias de algunos planetas del Sol:

Venus: 0.723 AU = 108 millones km = 6.0 minutos-luzVenus: 0.723 AU = 108 millones km = 6.0 minutos-luz Marte: 1.524 AU = 228 millones km = 12.7 minutos-luzMarte: 1.524 AU = 228 millones km = 12.7 minutos-luz Saturno: 9.537 AU = 1430 millones km = 79.4 minutos-luz Saturno: 9.537 AU = 1430 millones km = 79.4 minutos-luz Plutón (planeta más distante del Sol): 330 lm = 5.5 horas-luzPlutón (planeta más distante del Sol): 330 lm = 5.5 horas-luz

Radio del sistema solar : aprox. Radio del sistema solar : aprox. 10 horas-luz10 horas-luz, o, o 1.1 x 1010 = 1.1 x 1010 = 10 000 millones km10 000 millones km = muy pequeño, = muy pequeño, en comparación a la distancias hacia las estrellas más en comparación a la distancias hacia las estrellas más cercanas…cercanas…

A las estrellasA las estrellas…… como medimos las distancias a las estrellas más como medimos las distancias a las estrellas más cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del cercanas? Con una simple triangulación, usando el método del paralajeparalaje trigonométricotrigonométrico:: como reflejo del movimiento de la Tierra como reflejo del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, alrededor del Sol, una estrella cercana describe un elipse en el cielo, con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región con respecto a las estrellas lejanas que aparecen en la mismo región del cielodel cielo

Base: diametro órbita Tierra-Sol (=2 AU)Base: diametro órbita Tierra-Sol (=2 AU)

Definición: 1 parsec (pc) es la distancia paraDefinición: 1 parsec (pc) es la distancia para la cual la cual ππ=1 segundo de arco (1”):=1 segundo de arco (1”):

1 pc = 1 AU1 pc = 1 AU/tan (1”) = 206 265 AU/tan (1”) = 206 265 AU = 3.086 x 10= 3.086 x 10

1616

m = m = 3.26 años luz3.26 años luz

Estrella más cercana: Estrella más cercana: αα Centauri, con Centauri, con ππ=0.76” → d=1=0.76” → d=1/0.76” =/0.76” =1.32 pc = 1.32 pc = 4.3 años luz4.3 años luz 6300 veces más distante que el límite de nuestro6300 veces más distante que el límite de nuestro sistema solar…sistema solar… nuestra Via Láctea contiene unos nuestra Via Láctea contiene unos 100 mil millones de estrellas…todas más distantes100 mil millones de estrellas…todas más distantes que que αα Cen, midiendo Cen, midiendo ~ 100 000 años luz en diametro en su disco~ 100 000 años luz en diametro en su disco

Alcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misionesAlcance del método paraláctico es limitado a unos 100 pc (pero misionesespaciales como espaciales como SIMSIM, , GAIAGAIA lo incrementarán enormemente). Ventaja más lo incrementarán enormemente). Ventaja másgrande: método es directo, geométrico-no hay que asumir nada…grande: método es directo, geométrico-no hay que asumir nada…

Método de mayor alcance utiliza Método de mayor alcance utiliza cúmulos estelares:cúmulos estelares:

Un cúmulo Un cúmulo abiertoabierto (h+ (h+χχ Per) un cúmulo Per) un cúmulo globularglobular

Estrellas de un cúmulo nacieron juntos, de la mismaEstrellas de un cúmulo nacieron juntos, de la mismamateria interestelarmateria interestelar → → la misma edad, composiciónla misma edad, composiciónquímica inicialquímica inicial

Diagrama Hertzsprung-Russell de cúmulos abiertos demuestra unasecuencia principal:

= lugar de las estrellas en fase de fusión termonuclear de H→He en sus centros

Para un cúmulo B, más distante queotro cúmulo A, las estrellas en lasecuencia principal son más débiles,por un cierto factor en flujo de radiación

Esta diferencia en flujo de radiacióndetermina la distancia relativa decúmulo B, con respecto a cúmulo A

Si A es un “cúmulo de referencia”, comolos Hyades o Pleiades, con su distanciamedida 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!

¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia?¿Cómo llegamos a medir las distancias más allá de nuestra galaxia? Un excelente método nos entregan las Un excelente método nos entregan las Variables Cefeidas:Variables Cefeidas:

Brillo es variable por Brillo es variable por pulsación radial pulsación radial de la estrellade la estrella (variación de su radio, y temperatura superficial)(variación de su radio, y temperatura superficial)

L L ~ R~ R

22

x T x T

44

(Ley de Stefan y Boltzmann) (Ley de Stefan y Boltzmann)

Cefeidas son Cefeidas son muy luminosasmuy luminosas (1000-100 000 veces Sol) (1000-100 000 veces Sol) por lo tanto se pueden ver en galaxias con distanciaspor lo tanto se pueden ver en galaxias con distancias de ~20 millones de parsecs (~de ~20 millones de parsecs (~70 millones años-luz70 millones años-luz))

Luminosidad media de una Cefeida es determinadaLuminosidad media de una Cefeida es determinada por su período de pulsación (2-100 días): por su período de pulsación (2-100 días): CefeidasCefeidas cumplen una relación periodo-luminosidad (P-L):cumplen una relación periodo-luminosidad (P-L):

Midiendo el Midiendo el periodo de pulsaciónperiodo de pulsación de una Cefeida de una Cefeida en una galaxia cercana, en una galaxia cercana, se obtiene su luminosidadse obtiene su luminosidad media a partir de la relación P-Lmedia a partir de la relación P-L; comparando; comparando esta con su brillo observado, se obtiene suesta con su brillo observado, se obtiene su distancia [hay que corregir por la distancia [hay que corregir por la extincciónextincción interestelarinterestelar causado por gas/polvo] causado por gas/polvo]

m-M = 5 log (distancia) -5 + Am-M = 5 log (distancia) -5 + A

λλ

El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos El método de las Cefeidas sirve hasta distancias de unos 20 Mpc20 Mpc; esto todavía ; esto todavía corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las corresponde a nuestra vecindad cósmica. Varias técnicas permiten medir las distancias de galaxias mucho más lejanas (distancias de galaxias mucho más lejanas (100-200 Mpc100-200 Mpc). Una de ellas es el). Una de ellas es el

método de Tully y Fisher:método de Tully y Fisher:

Galaxias espirales están rotandoGalaxias espirales están rotando Una mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayorUna mayor masa, y por tanto mayor luminosidad, induce una mayor velocidad de rotación, V velocidad de rotación, V , del disco de la galaxia, del disco de la galaxia

Teoría predice Teoría predice L~VL~V

44

; empíricamente confirmado por mediciones; empíricamente confirmado por mediciones de V, usando la emisión de la de V, usando la emisión de la línea de 21 cm del hidrogeno neutrolínea de 21 cm del hidrogeno neutro,, observable con radiotelescopios [usando el ensanchamiento de laobservable con radiotelescopios [usando el ensanchamiento de la línea de 21 cm causado por el línea de 21 cm causado por el efecto Dopplerefecto Doppler]] Una véz calibrada, la relación entre L y V permite deducir L, a partirUna 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 interésde una medición de la velocidad de rotación de la galaxia de interés Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corección por inclinación ≈0)Galaxias ideales para TF: “edge-on” (corección por inclinación ≈0) Comparando L con luminosidad observada en Tierra Comparando L con luminosidad observada en Tierra →→ distanciadistancia

ESCALA DE DISTANCIASCON SUPERNOVASPor Roger Leiton

Supernova!

Enana Blanca

BrilloBrillo: 10 mil millones de soles!: 10 mil millones de soles!

Estrella de la Estrella de la secuencia secuencia principalprincipal

Haciendo un standard candleHaciendo un standard candle1. “relacion de PhillipsPhillips”: 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

Bri

llo

Bri

llo

Bri

llo

Bri

llo

Tiempo Tiempo

20%20%

7%!7%!

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

2. Color de la SN:corrección para la luminosidad de la SN basada en su color

Espectros estelares, y el Espectros estelares, y el efecto Dopplerefecto Doppler::

El movimiento de una estrella en la líneaEl movimiento de una estrella en la líneade vista Tierra-estrella (movimiento de vista Tierra-estrella (movimiento radialradial))causa un desplazamiento en la longitud decausa un desplazamiento en la longitud deonda de las líneas espectrales: onda de las líneas espectrales:

z = z = ΔλΔλ / / λλ

00

= v/c = v/c c=300 000 km/s c=300 000 km/s

→ → medición de z entrega la medición de z entrega la velocidad radialvelocidad radial

de la estrella [o galaxia!]de la estrella [o galaxia!]

acercamiento: acercamiento: blueshift blueshift velocidades “cosmológicas”:velocidades “cosmológicas”:

alejamiento:alejamiento: redshift redshift formula Doppler formula Doppler relativistarelativista

Para explorar Para explorar distancias cosmológicasdistancias cosmológicas, astrónomos usan la , astrónomos usan la Ley de Hubble:Ley de Hubble:

Todas las galaxias muestran un Todas las galaxias muestran un redshift redshift en sus espectrosen sus espectros

→ → recesiónrecesión, con V~distancia, con V~distancia::

cz= V = Hcz= V = H00 x distanciax distancia → Universo en expansión! → Universo en expansión!

HH00 = = constante de Hubbleconstante de Hubble mide la actual tasa de expansión mide la actual tasa de expansión

del Universo [ Hdel Universo [ H00≈70 km/s Mpc]≈70 km/s Mpc]

1/H1/H00 ≈ edad del Universo ≈ edad del Universo

≈ ≈ 13.7 mil millones de años13.7 mil millones de años

Ejemplo:Ejemplo:

z=0.07z=0.07 (Doppler-shift en (Doppler-shift en espectro de galaxia)espectro de galaxia)

→ → cz = V = 0.07 x 300 000 = 21 000 km/scz = V = 0.07 x 300 000 = 21 000 km/s

→ → distancia = V/Hdistancia = V/H00 = 21 000 / 70 = 300 Mpc = 21 000 / 70 = 300 Mpc

Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes:Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes:

El VLT de la ESOEl VLT de la ESO en Paranalen Paranal

La mejor facilidad observacional para La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts,observar galaxias de altos redshifts,

las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto ALMA:ALMA:

66 antenas de 12 m, en66 antenas de 12 m, enCerro Chajnantor, ChileCerro Chajnantor, Chile

Observación en Observación en λλ cerca cercade 1mm (0.3-9.6 mm)de 1mm (0.3-9.6 mm)(ideal para galaxias de alto z)(ideal para galaxias de alto z)

Proyecto entre ESO, USA, Proyecto entre ESO, USA, Japón; primera antenaJapón; primera antenaen 2007 (APEX)en 2007 (APEX)

En plena operación en 2012, En plena operación en 2012, será el radiotelescopioserá el radiotelescopiomás poderoso de la Tierra!más poderoso de la Tierra!

Resumiendo:Resumiendo: El proceso de medir las distancias esEl proceso de medir las distancias es como una como una escaleraescalera: cada paso lleva a: cada paso lleva a una mayor distancia, pero depende deuna mayor distancia, pero depende de los pasos anterioreslos pasos anteriores Cada “escala” tiene sus propios erroresCada “escala” tiene sus propios errores sistemáticos, sistemáticos, que se propaganque se propagan Mejor manera de desubrirlos es laMejor manera de desubrirlos es la comparación de los resultados para elcomparación de los resultados para el mismo objeto, obtenidos por mismo objeto, obtenidos por métodosmétodos diferentes e independientesdiferentes e independientes Es mucho más difícil medir distanciasEs mucho más difícil medir distancias absolutasabsolutas que distancias que distancias relativasrelativas;; paso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de laspaso crucial es determinar las distancias absolutas (en Mpc) de las galaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicasgalaxias dentro de unos 20 Mpc, que sirven para calibrar las técnicas de mayor alcancede mayor alcance Con instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando eraCon instrumentación moderna, estamos viendo el Universo cuando era muy jóven, menor que 1 billón de años (edad hoy es muy jóven, menor que 1 billón de años (edad hoy es ~14 billones de años)~14 billones de años)

→ → estamos observando como las galaxias se formaron y evolucionaron, paraestamos observando como las galaxias se formaron y evolucionaron, para

formar las galaxias de formar las galaxias de hoyhoy que estamos observando en el Universo “local”! que estamos observando en el Universo “local”!