Escala de distancia en astronomía

La escala de distancia en astronomía es un nombre complejo para los problemas asociados con la medición de distancias en astronomía . La medición precisa de la posición de las estrellas es parte de la astrometría .

Muchos objetos astronómicos utilizados para construir una escala de distancias pertenecen a una clase u otra con una luminosidad conocida . Tales objetos se llaman velas estándar . Midiendo su brillo aparente y conociendo la luminosidad, se puede calcular su distancia en base a la ley del inverso del cuadrado .

Historia

Construcción de la escala galáctica

Por paralaje trigonométrico

El paralaje es el ángulo debido a la proyección de la fuente sobre la esfera celeste . Hay dos tipos de paralaje: anual y de grupo [1] .

La paralaje anual es el ángulo en el que el radio promedio de la órbita de la Tierra sería visible desde el centro de masa de la estrella. Debido al movimiento de la Tierra en órbita, la posición aparente de cualquier estrella en la esfera celeste cambia constantemente: la estrella describe una elipse, cuyo semieje mayor resulta ser igual a la paralaje anual. De acuerdo con el paralaje conocido de las leyes de la geometría euclidiana, la distancia desde el centro de la órbita de la Tierra a la estrella se puede encontrar como [1] :

D={\frac {2R}{2\sin \alpha /2}}\approx {\frac {2R}{\alpha }}

donde D es la distancia deseada, R es el radio de la órbita terrestre y la igualdad aproximada se escribe para un ángulo pequeño (en radianes ). Esta fórmula demuestra bien la principal dificultad de este método: al aumentar la distancia, el valor de paralaje disminuye a lo largo de una hipérbola y, por lo tanto, medir las distancias a estrellas distantes está asociado con importantes dificultades técnicas.

La esencia de la paralaje de grupo es la siguiente: si cierto cúmulo de estrellas tiene una velocidad notable en relación con la Tierra, entonces, de acuerdo con las leyes de proyección, las direcciones visibles de movimiento de sus miembros convergerán en un punto, llamado el radiante de la Tierra. grupo. La posición del radiante se determina a partir de los movimientos propios de las estrellas y el cambio en sus líneas espectrales debido al efecto Doppler . Luego, la distancia al grupo se encuentra a partir de la siguiente relación [2] :

D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4.738\mu )),

donde μ y Vr son las velocidades angular (en segundos de arco por año) y radial (en km/s) de la estrella del cúmulo, respectivamente, λ es el ángulo entre las líneas del Sol-estrella y la estrella-radiante, y D es la distancia expresada en parsecs . Solo las Hyades tienen una paralaje de grupo notable, pero antes del lanzamiento del satélite Hipparcos , esta es la única forma de calibrar la escala de distancia para objetos antiguos [1] .

Basado en estrellas Cefeidas y RR Lyrae

En las cefeidas y estrellas del tipo RR Lyrae, la escala de distancia unificada diverge en dos ramas: la escala de distancia para objetos jóvenes y para objetos viejos [1] . Las cefeidas se ubican principalmente en regiones de formación estelar reciente y por lo tanto son objetos jóvenes. Las variables del tipo RR Lyrae gravitan hacia sistemas antiguos, por ejemplo, hay muchas de ellas especialmente en cúmulos estelares globulares en el halo de nuestra Galaxia .

Ambos tipos de estrellas son variables, pero si las Cefeidas son objetos recién formados, entonces las estrellas RR Lyrae descienden de la secuencia principal : gigantes de tipos espectrales A-F, ubicadas principalmente en la rama horizontal del diagrama de color-magnitud para cúmulos globulares. Sin embargo, la forma en que se utilizan como velas estándar es diferente:

Para las Cefeidas, existe una buena relación "período de pulsación - magnitud absoluta". Lo más probable es que esto se deba al hecho de que las masas de las Cefeidas son diferentes.
Para las estrellas RR Lyrae, la magnitud absoluta promedio es aproximadamente la misma y es [1] . $M_{RR}\aprox. 0,78^{m}$

La determinación de distancias por este método está asociada con una serie de dificultades:

Es necesario seleccionar estrellas individuales. Dentro de la Vía Láctea, esto no es difícil, pero cuanto mayor es la distancia, menor es el ángulo que separa las estrellas.
Es necesario tener en cuenta la absorción de la luz por el polvo y la falta de homogeneidad de su distribución en el espacio.

Además, para las cefeidas, sigue siendo un problema grave determinar con precisión el punto cero de la dependencia del "período del pulso - luminosidad". A lo largo del siglo XX, su valor ha ido cambiando constantemente, lo que significa que la estimación de la distancia obtenida de forma similar también ha cambiado. La luminosidad de las estrellas RR Lyrae, aunque casi constante, todavía depende de la concentración de elementos pesados.

Por nuevas estrellas

Según el efecto Wilson-Bappu

El efecto Wilson-Bupp es una relación observacional entre la magnitud absoluta en el filtro V ( M V ) y la mitad del ancho de las líneas de emisión K1 y K2 de Ca II ionizado en su atmósfera centrada en 3933.7 Å . Inaugurado en 1957 por Olin C. Wilson y MK Vainu Bappu. La visión moderna es la siguiente [3] :

M_{V}=33,2-18,0\log(W_{0})

donde W 0 es el ancho de línea expresado en angstroms.

Las principales desventajas del método como indicador son las siguientes:

El tipo de dependencia puede cambiar según los parámetros ocultos.
La estrella puede estar en un sistema binario.
Una estrella puede tener una variabilidad que cambia el ancho de línea de manera significativa.

Construcción de la escala extragaláctica

Según las supernovas de tipo Ia

Por lo general, además de lo común para todos los métodos fotométricos , las desventajas y los problemas abiertos de este método incluyen [4] :

El problema de la corrección K. La esencia de este problema es que no es la intensidad bolométrica (integrada en todo el espectro) lo que se mide, sino en un cierto rango espectral del receptor. Esto significa que para fuentes con diferentes corrimientos al rojo, la intensidad se mide en diferentes rangos espectrales. Para tener en cuenta esta diferencia, se introduce una corrección especial, llamada corrección K.
La forma de la curva de distancia frente al corrimiento al rojo se mide en diferentes observatorios con diferentes instrumentos, lo que provoca problemas con las calibraciones de flujo, etc.
Solía pensarse que todas las supernovas de Ia eran enanas blancas en explosión en un sistema binario cercano, donde el segundo componente era una gigante roja . Sin embargo, ha surgido evidencia de que al menos algunos de ellos pueden surgir durante la fusión de dos enanas blancas, lo que significa que esta subclase ya no es adecuada para su uso como vela estándar.
Dependencia de la luminosidad de la supernova en la composición química de la estrella progenitora.

Fue gracias a las explosiones de supernovas en 1998 que dos grupos de observadores descubrieron la aceleración de la expansión del Universo [5] . Hasta la fecha, el hecho de la aceleración está casi fuera de toda duda, sin embargo, es imposible determinar sin ambigüedades su magnitud solo a partir de las supernovas: los errores para z grandes siguen siendo extremadamente grandes , por lo que también deben estar involucradas otras observaciones [6] [7 ] .

En 2020, un grupo de investigadores coreanos demostró que, con una probabilidad muy alta, la luminosidad de este tipo de supernova se correlaciona con la composición química y la edad de los sistemas estelares y, por lo tanto, los utilizan para determinar las distancias intergalácticas, incluida la determinación de la tasa de expansión. del Universo - puede dar un error [8 ] .

Por lentes gravitacionales

Al pasar cerca de un cuerpo masivo , un rayo de luz se desvía. Así, un cuerpo masivo es capaz de recoger un haz de luz paralelo en un determinado foco , construyendo una imagen, y puede haber varios de ellos. Este fenómeno se llama lente gravitacional . Si el objeto focalizado es variable y se observan varias imágenes del mismo, se abre la posibilidad de medir distancias, ya que existirán diferentes tiempos de retardo entre imágenes debido a la propagación de los rayos en distintas partes del campo gravitatorio de la lente (un efecto similar al efecto Shapiro en el sistema solar). [9]

Si tomamos ξ 0 = D l y η 0 = ξ 0 D s / D l (donde D es la distancia angular) como escala característica para las coordenadas de la imagen ξ y la fuente η (ver figura) en los planos correspondientes , entonces podemos escribir el tiempo de retraso entre las imágenes número i y j de la siguiente manera [9] :

\Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|{\frac {1 {2}}((x_{j}-y)^{2}-(x_{i}-y)^{2})+\psi (x_{i},y)-\psi (x_{j },y)\derecha|

donde x = ξ / ξ 0 y y = η / η 0 son las posiciones angulares de la fuente y la imagen, respectivamente, c es la velocidad de la luz, z l es el corrimiento al rojo de la lente y ψ es el potencial de deflexión dependiendo de la elección del modelo. Se cree que, en la mayoría de los casos, el potencial real de la lente se aproxima bien mediante un modelo en el que la materia se distribuye radialmente simétricamente y el potencial se vuelve infinito. Entonces el tiempo de retardo está determinado por la fórmula:

\Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|x_{i}- x_{j}\derecho|.

Sin embargo, en la práctica, la sensibilidad del método a la forma del potencial del halo de la galaxia es significativa. Así, el valor medido de H 0 para la galaxia SBS 1520+530, según el modelo, oscila entre 46 y 72 km/(s Mpc) [10] .

Para gigantes rojas

Las gigantes rojas más brillantes tienen la misma magnitud estelar absoluta −3,0 m ±0,2 m [11] , lo que significa que son adecuadas para el papel de velas estándar. Desde el punto de vista de la observación, este efecto fue descubierto por primera vez por Sandage en 1971. Se supone que estas estrellas están en la parte superior del primer ascenso de la rama gigante roja de estrellas de baja masa (menos que solares) o se encuentran en la rama gigante asintótica.

La principal ventaja del método es que las gigantes rojas están lejos de las regiones de formación estelar y de altas concentraciones de polvo, lo que facilita mucho el cálculo de la extinción. Su luminosidad también depende muy débilmente de la metalicidad tanto de las estrellas mismas como de su entorno. El principal problema de este método es la selección de gigantes rojas a partir de observaciones de la composición estelar de la galaxia. Hay dos formas de resolverlo [11] :

Clásico: un método para seleccionar el borde de las imágenes. En este caso se suele utilizar un filtro Sobel . El comienzo del fracaso es el punto de inflexión deseado . En ocasiones, en lugar del filtro de Sobel, se toma como función de aproximación la gaussiana, y la función de detección de bordes depende de los errores fotométricos de las observaciones. Sin embargo, a medida que la estrella se debilita, también lo hacen los errores del método. Como resultado, el brillo máximo medible es dos magnitudes peor de lo que permite el equipo.
La segunda forma es construir la función de luminosidad por el método de máxima verosimilitud. Este método se basa en el hecho de que la función de luminosidad de la rama gigante roja se aproxima bien mediante una función de potencia: $\xi (m)\propto 10^{am},$

donde a es un coeficiente cercano a 0,3, m es la magnitud observada. El principal problema es la divergencia en algunos casos de las series resultantes de la operación del método de máxima verosimilitud [11] .

Según el efecto Sunyaev-Zel'dovich

El cambio en la intensidad de la emisión de radio del fondo relicto debido al efecto Compton inverso sobre los electrones calientes del gas interestelar e intergaláctico se denomina efecto Sunyaev-Zeldovich . El efecto lleva el nombre de los científicos R. A. Sunyaev y Ya. B. Zeldovich [12] [13] quienes lo predijeron en 1969 . Utilizando el efecto Sunyaev-Zeldovich, se puede medir el diámetro de un cúmulo de galaxias , gracias al cual los cúmulos de galaxias se pueden utilizar como regla estándar al construir una escala de distancias en el Universo. En la práctica, el efecto comenzó a registrarse a partir de 1978. Actualmente, los datos para compilar catálogos de cúmulos de galaxias se refieren a datos de observatorios espaciales ( Planck ) y terrestres (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) obtenidos sobre la base del efecto Sunyaev-Zel'dovich.

Por brillo superficial

Notas

↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. La escala de distancias en el universo . Astronet . (indefinido)
↑ P. N. Kholopov. Descubrimiento de cúmulos en movimiento // Cúmulos estelares. — M .: Nauka, 1981.
↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. El efecto Wilson-Bappu: una herramienta para determinar distancias estelares // Astronomy&Astrophysics. — vol. 401.-P.997-1007. -doi : 10.1051/0004-6361 : 20030163 . -arXiv : astro - ph/0301637 .
↑ Steven Weinberg. Cosmología . - M. : URSS, 2013. - S. 68 -81. — 608 pág. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al.. La búsqueda de supernovas de alta Z: medición de la desaceleración cósmica y la curvatura global del universo utilizando supernovas de tipo IA . — El diario astrofísico, 1998.
↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Hubble Space Telescope and Ground-based Observations of Type Ia Supernovae at Redshift 0.5: Cosmological Implications . — El diario astrofísico, 2006.
↑ K. Nakamura et al.,. Cosmología del Big-Bang: Pág. ocho. (indefinido)
↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Galaxias anfitrionas de tipo temprano de supernovas de tipo Ia. II. Evidencia de la evolución de la luminosidad en la cosmología de las supernovas // The Astrophysical Journal. — 2020-01-20. - T. 889 , núm. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Estadísticas de retardo de tiempo de lente gravitacional fuerte y perfil de densidad de halos oscuros . — El diario astrofísico, 2002.
↑ Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. El campo de expansión: el valor de H 0 . — Revista de astronomía y astrofísica, 2008.
↑ 1 2 3
Artículo con una mini-revisión sobre el tema:
- Makarov, Dmitri; Makarova, Lidia; Rizzi, Lucas, etc. Punta de las Distancias de las Ramas de las Gigantes Rojas. I. Optimización de un Algoritmo de Máxima Verosimilitud. - The Astronomical Journal, 2006. - .
Adiciones privadas:
- Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Punta de la rama gigante roja Distancias a las galaxias. tercero Los sextanes de la galaxia enana. - Revista Astrofísica, 1996. - .
- Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. La punta de la rama gigante roja como indicador de distancia para galaxias resueltas. - Revista Astrofísica, 1993. - .
↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Fluctuaciones a pequeña escala de la radiación reliquia. Astrofísica y ciencia espacial, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: La radiación de fondo de microondas como prueba de la estructura contemporánea y la historia del universo. Revisión anual de astronomía y astrofísica, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Literatura

Pskovskiy Yu. P. Distancias a objetos espaciales (métodos de determinación) // Física espacial (pequeña enciclopedia) / editado por R. A. Sunyaev. - 2ª ed. - M. : Enciclopedia soviética, 1986. - S. 569-573.
Trifonov E.D. Cómo se midió el sistema solar // Naturaleza . - Ciencias , 2008. - N º 7 . - S. 18-24 . (Ruso)
Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. Introducción a la astrofísica moderna . Harlow, Reino Unido: Pearson Education Limited, 2014. - ISBN 978-1-292-02293-2 .
Midiendo el Universo La Escala de Distancia Cosmológica , Stephen Webb, copyright 2001.
Pasachoff, JM; Filippenko A. El Cosmos: Astronomía en el Nuevo Milenio (Inglés) . — 4to. - Cambridge: Cambridge University Press , 2013. - ISBN 978-1-107-68756-1 .
The Astrophysical Journal , La función de luminosidad del cúmulo globular como indicador de distancia: efectos dinámicos , Ostriker y Gnedin, 5 de mayo de 1997.
Introducción a la medición de distancias en astronomía , Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0 .

Enlaces

Wiebe D. Escalera al infinito . vokrugsveta.ru. (Ruso)
Drozdovsky I. Métodos para determinar distancias a galaxias (enlace inaccesible) . naturaleza.web.ru. Consultado el 3 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 19 de enero de 2012. (indefinido)
Rastorguev AS Escala de distancias en el Universo . Astronet . (Ruso)
Yastrzhembsky I. A. Escala de distancia (Enciclopedia física) . femto.com.ua (indefinido)

diccionarios y enciclopedias	universalis
En catálogos bibliográficos	TIERRA : 4014857-9 J9U : 987007563128405171 LCCN : sh85111360