Escala de distàncies còsmiques

Escala de distàncies còsmiques

Les medicions de paralaje poden ser una pista important per a comprendre tres dels components més esquivos de l'univers: matèria obscura, energia obscura i els neutrinos.

Archiu:Extragalactic distance ladder. caps block 0

Successió de métodos usats en astronomia per a determinar les distàncies als objectes celestials.

Es denomina escala de distàncies còsmiques a la successió de distints métodos per a realisar mides de la distància a objectes cada volta més lluntans. Cada u dels métodos es basa en un o més métodos de mida per a distàncies menors, lo que pot vore's com els distints passos o escalons d'una escala. Per a alvançar un escaló en l'escala és necessari haver-se recolzat abans en l'escaló anterior.

És impossible realisar mides directes de distàncies per a objectes a més de 1000 pc de distància. A partir d'estes distàncies es tenen que assumir certs models físics com a base per als sistemes de mida. Els primers models, per a distàncies llaugerament superiors, deuen ser calibrats en els métodos directes. A partir d'ací cada método es va recolzant en els anteriors, aumentant-se d'esta manera l'alcanç de les mides.

Métodos geomètrics

Les medicions de precisió del Hubble han estés en 10 voltes la determinació de distàncies estelars cap a la Via Làctea.

Alguns métodos de mida fan us solament de la configuració geomètrica de l'objecte astronòmic. En general estos métodos requerixen l'observació de moviments tangencials i radials a la llínea de visió. Els moviments radials es medixen en gran precisió en el desplaçament Doppler de les llínees espectrals d'un objecte. La mida dels moviments tangencials és molt complicada per la gran distància a la que es troben els objectes. En molts casos es requerixen satèlits fòra de l'atmòsfera terrestre o tècniques especials com la radiointerferometría per a alcançar la suficient resolució angular.

Paralaje trigonométrico

Artícul principal → paralaje.

Per a medir la distància a les estreles propenques s'usa el paralaje astronòmic. El paralaje és el canvi en la posició aparent d'una estrela en el cel pel moviment de la Terra en la seua òrbita al voltant del Sol. Les estreles més lluntanes semblen fixes mentres que les propenques es mouen en una elipse més o menys excèntrica depenent de l'àngul relatiu de l'estrela sobre l'eclíptica. La distància obtinguda en este método ve donada en funció de l'àngul medit i de la distància de la Terra al Sol (Unitat astronòmica), aixina que la seua precisió depén directament de la precisió de les dos mides anteriors. El satèlit Hipparcos va medir sistemàticament entre 1989 i 1993 el paralaje de 2,5 millons d'estreles, mides en les que es varen poder estimar moltes de les seues distàncies.

Método del cúmul mòvil

Artícul principal → método del cúmul mòvil.

Vore també: Cúmul obert

Els cúmuls oberts són agrupacions d'estreles que han naixcut de forma pràcticament simultànea d'una mateixa núvol molecular. Estes agrupacions es mantenen unides durant cert temps abans de dispersar-se i es mouen en la mateixa velocitat. Es pot usar un método purament geomètric utilisant estes propietats per a determinar la seua distància, en el denominat método del cúmul mòvil.

Distància al centre galàctic i a la nebulosa del Carranc

En la zona propenca al centre de la nostra galàxia es poden observar màsers d'aigua en radi. La velocitat radial d'estos màsers es pot determinar en molta precisió a partir del desplaçament Doppler de l'emissió. La velocitat tangencial es medix usant radiointerferometría de molt llarga base. S'assumix que els màsers s'expandixen esféricamente des d'un punt central comú. En este model i les velocitats es pot determinar la distància. Per eixemple, la distància a la que es va estimar que es trobava el centre de la galàxia usant este método va ser de 7500 ± 1500 pc (24.000 ± 5000 anys llum).

En el cas de la nebulosa del Carranc es pot observar el mateix efecte d'expansió anterior tant radial com tangencialment. En les senyes medides es va estimar una distància d'uns 6.300 anys llum.

Caneles estàndar

Artícul principal → Canela estàndar.

Quan no és possible utilisar un método geomètric s'usen les denominades caneles estàndar per a medir la distància. Les caneles estàndar són objectes astronòmics que tenen una lluminositat o una propietat coneguda que permet usar-les per a medir la seua distància. Estos objectes deuen poder reconéixer-se a partir d'alguna característica com, per eixemple, una variabilitat temporal específica o alguna característica de la seua espectre electromagnètic. Ademés, depenent de la major o menor lluminositat de la canela podrà observar-se, i per lo tant poder-se medir, fins a distàncies majors o menors.

Per a poder usar un objecte de lluminositat coneguda com a canela estàndar cal calibrar la seua lluminositat intrínseca. Si es coneix el fluix (f) que es rep de l'objecte i la seua distància (d), per un dels métodos directes explicats anteriorment, es pot calcular la seua lluminositat en la següent relació:

$L_{\text{candela}}=4\pi f_{\text{candela}}{d}_{\text{candela}}^2$

s'obté la lluminositat, que és una propietat independent de la distància, d'eixa canela. En alguns objectes usats com a caneles estàndar la lluminositat varia en el temps pero sempre d'una forma coneguda.

En el cas de que no es poguera estimar en métodos geomètrics la distància a la canela, s'usaria la distància estimada a partir d'una canela de diferent classe. D'esta manera es van alcançant cada volta distàncies més grans.

Ajust al diagrama de Hertzsprung-Russell

Les estreles es poden classificar, segons les seues propietats espectrals i de lluminositat, dins del diagrama de Hertzsprung-Russell. Un grup d'estreles com, per eixemple, un cúmul obert presenta una distribució d'estreles que encaixa en el diagrama anterior. El diagrama s'expressa en lluminositat o magnituts absolutes, mentres que lo que s'observa des de la Terra és la magnitut aparent de les estreles. La magnitut absoluta (M) es relaciona en la magnitut aparent (m) observada en esta relació:

$5{\log }_{10}\frac{D}{\mathrm{k}\mathrm{p}\mathrm{c}}=m-M-5$

El método consistix en ajustar la distancia promig per a totes les estreles que fa que la distribució s'ajuste al diagrama.

Variables RR Lyrae

Artícul principal → Estrela variable RR Lyrae.

Les estreles variables del tipo RR Lyrae són un prototip d'estreles variables que reben el seu nom genèric de l'estrela RR Lyrae. Se solen trobar en gran cantitat en cúmuls d'estreles. La seua lluminositat (o la seua magnitut absoluta) es coneix en exactitut. Comparant-la en la seua magnitut aparent, es pot estimar la distància a la que es troben.

Variables Cefeidas

Artícul principal → Estrela variable Cefeida.

Les estreles variables Cefeidas són estreles variables molt lluminoses. Encara que la seua lluminositat varia cíclicament, presenten una relació molt precisa entre la seua lluminositat i el seu periodo:

$M_v=-2.81\log (P)-(1.43\pm 0.1)$

sent $P$ el periodo en dies i M_v la magnitut absoluta.

Les Cefeidas poden observar-se en algunes galàxies propenques a la Via Làctea en lo que es pot determinar la seua distància.