Distancias Galácticas Sergio Torres Taller de Astronomía 1 NOTA Este material fue preparado por Sergio Torres Arzayús para el Taller de Astronomía (ACAC, mayo 2012) basado en contenidos de Global Hands-On-Universe : http://www.globalhou.net/ Y Hands-On-Universe Espana: http://www.houspain.com/ Este material se puede copiar para usos educativos únicamente Prohibida la comercialización de este material 2 Estrellas jóvenes en la pequeña nube de Magallanes 3 Cúmulo de estrellas NGC 346 En la pequeña nube de Magallanes 4 Información preliminar • Mediremos la distancia a la galaxia “pequeña nube de Magallanes” (SMC) usando el método de las estrellas variables tipo cefeida – – – – Estrellas cefeidas: Masa > masa solar Brillo ~ x100 – 1000 brillo solar El brillo es variable • La galaxia SMC es una vecina a la Vía Láctea – Tiene 30.000 millones de estrellas • Las distancias a estrellas se pueden medir si se conoce su brillo intrínseco (o luminosidad L): – B = brillo aparente (medido) – R = distancia a la estrella • Para estrellas cefeidas el brillo intrínseco (L) se determina usando el periodo de variabilidad 5 Historia • • La astrónoma Henrietta Leavitt descubrió en 1912 que existe una relación entre el periodo de las cefeidas variables y su brillo intrínseco En 1923 Edwing Hubble identifica estrellas cefeidas variables en Andrómeda y mide su distancia en 900.000 años-luz (dato moderno 2,4 millones de años-luz) con lo cual demuestra que las galaxias son “islas de estrellas” fuera de la Vía Láctea – Investigar debate Shapley-Curtis de 1920 – http://apod.nasa.gov/diamond_jubilee/debate20.html El trabajo de Vesto Slipher, Milton Humason, y Edwing Hubble (años 19201930) culminó con el descubrimiento de la expansión del universo. Este trabajo fue posible gracias a los aportes de Henrietta Leavitt. Referencia: “El Big Bang: aproximación al universo y a la realidad”, Sergio Torres, pp. 60-87 http://www.astroverada.com/libro/ 6 Por qué pulsan las cefeidas variables? Atmosfera de He doble-ionizado es opaca He ionizado Aumenta la temperatura La gravedad contrae la estrella He++ Absorbe radiación Aumenta la temperatura Se expande Baja la temperatura He neutro -> transparente 7 Procedimiento • Esta practica ha sido adaptada por Sergio Torres a partir de uno de los ejercicios para SalsaJ preparado por Handson-Universe EUROPE – http://www.euhou.net/index.php?option=com_content&task=view&id=265&Itemid=185 • Vamos a analizar el brillo de una estrella variable en la galaxia SMC usando 20 imágenes obtenidas en el Observatorio de Las Campanas en Chile por el proyecto OGLE (cortesía B. Paczynski) • Medimos la luminosidad de una estrella cefeida (en SMC) relativo a una estrella de referencia • Medimos el brillo promedio B de la estrella • Hallamos el periodo de variación de la cefeida • Deducimos el brillo intrínseco L de la cefeida usando la relación luminosidad-periodo • Calculamos la distancia R 8 Método fácil 1. Abrir las imágenes del proyecto con SalsaJ El tiempo de la imagen esta codificado en el nombre de los archivos: Cep-43522-1999-10-24-03-23-25.fts 2. Usar el macro “Distance Measurement with Cepheids” Reconocer las estrellas que aparecen en el campo fotográfico Esta es la estrella cefeida Esta es una estrella de referencia Luminosidad 9 Procedimiento (continuación) 3. Usar la herramienta de fotometría para medir el brillo de la cefeida Centrar el cursor en la estrella y hacer ‘click’. Los datos quedan registrados aparte x y intensidad radio cielo (*) 4. Repetir el paso anterior para las 20 imágenes 5. Copiar estos datos (Copy&Paste) en una hoja Excel separada (*) nótese el error en los rótulos de la tabla 10 Procedimiento (continuación) 6. Repetir los pasos 3, 4 y 5 pero esta vez seleccionando una de las estrellas de referencia (por ejemplo la 43520) 7. Abrir la hoja de datos Excel (hoja_de_datos.xls) 8. Copiar (copy&paste) los datos de brillo de la cefeida en la columna “Brillo de la cefeida Fc” 9. Copiar (copy&paste) los datos de brillo de la estrella de referencia en la columna “Brillo de la estrella de referencia” 10. Observar gráfico de Fc/Fr vs tiempo (discutir significado) 11. A partir de la gráfica deducir el periodo de variabilidad de la cefeida Entre los puntos indicados (intervalo = 40 días) se observan 4 periodos completos: Periodo aproximado: 10 días 11 Procedimiento (continuación) 12. Usar la curva luminosidad-periodo para hallar la luminosidad de la cefeida Lc (relativa a la luminosidad solar Ls): - Método fácil: medir con una regla usando la escala del eje de las ordenadas (Lc/Ls) - Método más preciso: abrir la imagen con SalsaJ, leer dos puntos de la recta (puntos azul) en unidades de pixeles y luego convertir a unidades físicas (Lc/Ls y días) Lc/Ls ~ 2800 Resultados para Lc/Ls Aproximado: 2800 Preciso: Lc/Ls = 298.18t – 254.55 = 2727.25 12 Procedimiento (continuación) 13. Calcular la luminosidad de la cefeida Lc (necesitamos la luminosidad del Sol Ls) Ls = 3.85E+26 W Lc = 2727.25 * 3.85E+26 W = 1.05e+30 W 14. Calcular el brillo de la cefeida B (usando el dato de brillo para la estrella de referencia y el promedio del brillo para la cefeida) Promedio de Fc/Fr = 1.314 Fr (estrella de referencia 43520) = 1.31E-14 W/m2 Fc = 1.314*1.31E-14 = W/m2 = 1.72134E-14 W/m2 14. Con el brillo de la cefeida (Fc) y su luminosidad (Lc) ya podemos hallar la distancia Cuál es el error? Comparar con base de datos astronómica NASA/IPAC Extragalactic database http://ned.ipac.caltech.edu/ R = 202221 ± 19600 años-luz (1 pc = 3.26 año-luz ) 13 Método avanzado Ajuste de mínimos cuadrados error estimado de Fc/Fr = 0.05 Resultados T = 10.3 ± 0.09 días R = 236665 años-luz 14