LA ESTRUCTURA A GRAN ESCALA DEL UNIVERSO Introducción

LA ESTRUCTURA A GRAN ESCALA DEL UNIVERSO
Introducción
El estudio de la distribución de la materia visible en el Universo
(principalmente galaxias) revela que ésta está distribuida de manera no
uniforme, con enormes vacíos rodeados de “paredes” y “nudos” muy
densos. Para hacer estos estudios es necesario obtener las posiciones en
tres dimensiones (las dos coordenadas angulares en el cielo más la
distancia a nosotros) de un gran número de galaxias.
En esta práctica vamos a obtener la distancia entre una muestra de
galaxias y la Vía Láctea usando un simulador de un telescopio y un
espectrómetro. Después dibujaremos las posiciones tridimensionales de
estos objetos en un diagrama de cuña e interpretaremos la distribución
encontrada.
Material
Acompañando a este guión encontraréis uno en inglés del ejercicio
Large Scale Structure of the Universe de la serie Contemporary
Laboratory Exercises in Astronomy (CLEA) en el que está basada esta
práctica. Esta práctica hace uso de un programa de ordenador bajo el
sistema operativo Windows disponible en el ALA MERLA.
Realización de la práctica
Se trata de seguir el guión de CLEA paso a paso, rellenando las
tablas 1 y 2 con los datos que vayáis obteniendo y adjuntarlas al informe
de la práctica. Una vez que hayáis leído la introducción podéis empezar a
usar el programa. En primer lugar debéis rellenar la información que os
pide: los nombres de los integrantes del grupo y el número del grupo.
En la tabla 2 del manual encontraréis las posiciones de 218 galaxias,
cuyos corrimientos hacia el rojo (redshifts) y por tanto sus distancias a
nosotros, queremos conocer. Debéis repartíroslas en grupos.
Una vez que tengáis la lista de galaxias, el siguiente paso del guión
es el simulador de telescopio y espectrómetro que os van a permiter
obtener los espectros de esas galaxias. En estos espectros debéis medir las
longitudes de onda de las líneas de absorción H y K del Calcio, y calcular
las velocidades de recesión de las galaxias, rellenando la tabla 1 con estos
datos. Si usáis la aplicación de análisis que os ofrece CLEA, una vez que
hayáis obtenido cada espectro debéis pinchar en la opcion Record meas.
Rellenad los campos de las longitudes de onda y velocidades de recesión
de las líneas H y K del Calcio en la ventana que saldrá. Después pinchad
en el botón Verify/Average, si no os da ningún error podéis pinchar en OK
y medir la siguiente galaxia.
Cuando hayáis terminado de observar vuestra lista de galaxias,
grabad los datos (dentro de la ventana del “telescopio” seleccionad File 
Data  Save) y entregadlo al profesor. Éste se encargará de crear un único
fichero con los resultados de todos los grupos.
Una vez que esté listo este fichero y os sea entregado, podréis pasar
a la segunda parte de la práctica: dibujar la distribución tridimensional de
las galaxias en la muestra que estamos estudiando e interpretarla. Para ello
debéis terminar la ejecución del programa y arrancarlo de nuevo,
escogiendo la opción File  Data  Load, y después File  Data 
Save Results for Plot. Finalmente escogéis la opción File  Wedge plot
para dibujar el diagrama de cuña.
Discusión de los resultados
Al finalizar la práctica debéis entregar un informe explicando los
pasos que habéis seguido, con respuestas razonadas a las cuestiones que
encontraréis más adelante y con las tablas con los datos que habéis tomado.
Se valorará una presentación ordenada, razonada y clara. No es
necesario que perdáis el tiempo con gráficos que no se os han pedido, ni
con introducciones que se suponen conocidas. Ateneos al guión.
Cuestiones
1. Fijaos en la figura:
a) ¿Qué galaxias están alejándose a la misma
velocidad?
b) ¿Qué dos galaxias aparecerían cercanas
entre sí en una imagen del cielo?
c) ¿Qué galaxias son las más lejanas?
2. La región más densamente poblada del diagrama de cuña (que
parece un monigote) es el centro del cúmulo de galaxias de Coma
¿Cuáles son aproximadamente su Ascensión Recta y velocidad de
recesión?
3. Suponiendo un valor de 75 km/s/Mpc para la constante de Hubble
¿A qué distancia de nosotros está el cúmulo de Coma?
4. ¿A qué distancia de nosotros está la galaxia más alejada de la
muestra? Si el límite del Universo observable es 4.6109 pc ¿qué
fracción de este límite hemos muestreado en este estudio?
5. Mas allá del cúmulo de Coma hay una banda de galaxias que cruzan
el diagrama de Este a Oeste y que recibe el nombre de Gran Muralla.
¿A qué distancia de nosotros está la Gran Muralla? ¿Cuál es su
longitud?¿Qué otras observaciones se necesitan para comprobar que
efectivamente es una muralla y no una línea o filamento de galaxias?