Las distancias de las galaxias y
la evolución del Universo
Wolfgang Gieren
Departamento de Astronomía
Universidad de Concepción, Chile
•
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…)
Sistema solar…
Estrellas y galaxias…
La galaxia masiva más cercana, M31 (Andromeda)…
Cúmulos de galaxias, y el “Hubble ultra deep field”, la vista más
profunda en espacio y tiempo jamás tomada…

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=300 000 km/s)
con distancia Venus-Tierra (en AU)
conocida obtenemos valor de 1 AU
Resultado: 1 AU = 149 600 000 km
Precisión: mejor que 1 km (~6x10-9) !!
Distancias de algunos planetas del Sol:
Venus: 0.723 AU = 108 millones km = 6.0 minutos-luz
Marte:
1.524 AU = 228 millones km = 12.7 minutos-luz
Saturno: 9.537 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 1010 = 10 000 millones km = muy pequeño,
en comparación a la distancias hacia las estrellas más
cercanas…

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”) = 206 265 AU
= 3.086 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 ~ 100 000 años luz en diametro en su disco
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)
Estrellas de un cúmulo nacieron juntos, de la misma
materia interestelar → la misma edad, composición
química inicial
un cúmulo globular
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!
¿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 (1000-100 000 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







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 (100-200 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
ESCALA DE DISTANCIAS
CON SUPERNOVAS
Por Roger Leiton
Supernova!
Enana Blanca
Brillo: 10 mil millones de soles!
Estrella de la
secuencia
principal
Brillo 
Haciendo un standard candle
20%
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
2. Color de la SN:corrección para la
luminosidad de la SN basada en su color
Muchos metodos:
Brillo 
• Stretch – Perlmutter 97, 99
7%!
• (M)LCS(2k2) – Riess, 95,96, Jha 07
• SALT(2) – Guy 05, 07
• SiFTO – Sullivan 07
• CMAGIC – Wang et al.; Conley 06
Tiempo 
• Δm15 – Phillips 93; Hamuy 95; Prieto 06
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=300 000 km/s
→ medición de z entrega la velocidad radial
de la estrella [o galaxia!]
acercamiento: blueshift
alejamiento: redshift
velocidades “cosmológicas”:
formula Doppler relativista
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
Ejemplo:
z=0.07 (Doppler-shift en
espectro de galaxia)
→ cz = V = 0.07 x 300 000 = 21 000 km/s
→ distancia = V/H0 = 21 000 / 70 = 300 Mpc
Para obtener espectros de galaxias tan distantes, se requieren telescopios gigantes:
El VLT de la ESO
en Paranal
La mejor facilidad observacional para observar galaxias de altos redshifts,
las cuales estamos viendo cuando eran recién nacidas, es el proyecto
66 antenas de 12 m, en
Cerro Chajnantor, Chile
Observación en λ cerca
de 1mm (0.3-9.6 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!
ALMA:
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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