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Radar
- Sirve para objetos muy cercanos: la Luna, asteroides, Venus.
- Se mide el tiempo que tarda la onda de radio en volver, viajando a la velocidad de la luz.
- E.g., para la Luna a d=380000 km, la onda tarda 2.5 sec. No es muy útil para distancias astronómicas.
Foto tomada ahora
p
Paralaje Estelar
Aplicable para d<200 pc.
Variante: paralaje secular, con la línea de
base del movimiento secular del Sol.
p
Tierra ahora
d
Sol
l
1 U.A.
Foto tomada en 6 meses
más
Tierra
en 6 meses
más
Las estrellas cercanas describen una elipse con respecto a las estrellas lejanas debido a la órbita de la Tierra
alrededor del Sol.
Radio de la órbita de la Tierra = 1 UA
Distancia a la estrella S = d
Ángulo de paralaje = p
En radianes prad, en arcsec p”
Como siempre d >> 1UA,
1UA / d = prad
p” = 206265 prad
D = 206265/p” AU
Def: 1 pc = distancia donde13la estrella tiene p=1”. Por lo tanto:
1pc = 206265 AU = 3.1x10 km = 3.26 años luz
En nuestra galaxia usamos el kpc = 1000 pc.
Para galaxias distantes se usa el Mpc = 106 pc.
Paralajes Espectroscópicas
- Si se conoce el tipo espectral de la estrella, se cunoce su magnitud absoluta.
- Por lo tanto, midiendo su magnitud aparente sale el módulo de distancia.
- Problemas: absorción interestelar, variaciones en composición química.
Magnitudes
Magnitudes definidas en escala logarítmica inversa:
Magnitud absoluta m-M = -2.5 log(f/F) = 5 log(d/D)
A una distancia patrón de D = 10 pc: m-M = 5 log d - 5
(m-M) es el módulo de distancia.
Considerando absorción interestelar: m-M = 5logd - 5 + A
Fit de la Secuencia Principal
- Similar a la paralaje espectroscópica, pero usando fotometría.
- Se usan diagramas color-magnitud de cúmulos. Como se conoce la posición de la secuencia principal en el
diagrama HR, se puede estimar la distancia con precisión.
- El vector de distancia en ese diagrama es vertical. Cuánto más distante el cúmulo, más débil sus estrellas de
secuencia principal.
Distribución de Cúmulos Globulares
Binarias Eclipsantes
Las estrellas binarias eclipsantes son estrellas cuyo plano de la órbita es paralelo a nosotros, y por lo tanto se
ocultan al pasar una delante de la otra. De acuerdo a su separacion se clasifican en:
- Separadas
- De semi-contacto (Algols): hay transferencia de manteria de una a otra.
- De contacto (WUMas): estrellas unidas de periodos muy cortos, con gran intercambio de materia, y temperatura
común.
Estrellas Pulsantes
- La variabilidad hace que sea fácil encontrar estas estrellas.
- Grandes amplitudes y luminosidades altas también ayudan.
- Variables clásicas: Cefeidas en Pob I y RRLyrae en Pob II.
Las estrellas pulsantes se encuentran mayormente en la banda de inestabilidad. Los tipos mas comunes son:
RRLyrae (L=100 Lo, P=0.5-1.5d)
Cefeidas (L=1000 Lo, P=2-50d)
Miras (gigantes rojas, P>100d)
d Scuti (secuencia principal, P<2h)
ZZCeti (enanas blancas, P<30m)
Pulsantes y Escala de Distancia
Esa relación período-luminosidad de estrellas pulsantes es uno de los peldaños mas importantes de la escala de
distancia, ya que conecta el universo local con el universo lejano.
- La importancia fundamental de las estrellas pulsantes en astronomía es la medición de distancias.
- Existe una relación entre el período de la estrella y su brillo intrínseco: cuanto mas largo el período, mas brillante
es la estrella.
- Esa relación período-luminosidad nos permite obtener distancias precisas para objetos lejanos.
Relación P-L de Miras en CenA
- Tesis Marina Rejkuba (UC).
- Descubrimiento de 1000 estrellas variables de tipo Mira en NGC5128.
- Movie de 5 imágenes.
- En total, observaciones de 2 campos de CenA tomadas con el telescopio VLT de 8m en el IR en 24 épocas
durante >3 años.
- Aplicando la relación P-L de Miras a CenA se obtiene: D = 4 Mpc
Relación P-L de Miras en CenA
Aplicando la relación P-L de Miras a CenA se obtiene: D = 4 Mpc
Relación de Tully-Fisher
- Empíricamente se encontró que la amplitud de la curva de velocidad de rotación de una galaxia espiral es
proporcional a su tamaño.
- Esto se puede usar como indicador de distancia a grandes distancias.
Relación de Faber-Jackson
- Empíricamente se encontró que la velocidad de dispersión
de una galaxia elíptica es proporcional a su luminosidad.
- Esto se puede usar como indicador de distancia a
distancias grandes.
Supernovae Tipo I y II
- SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las mas luminosas, y no queda nada de
la explosión. No tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer lentamente.
- SN tipo II son estrellas jóvenes y masivas que colapsan y explotan, quedando una NS o un BH como resto. Las
SN II tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un plateau, antes de decaer lentamente.
- Las SN I son las “standard candles” mas importantes a grandes distancias (escalas cosmológicas). Las SN II
también pueden ser usadas para medir distancias.
Función de Luminosidad de Cúmulos Globulares
- La GCLF también se usa para medir distancias extragalácticas.
- Se asume que la GCLF de los cúmulos globulares de galaxias distantes es similar a la de nuestra galaxia.
- En la MW la GCLF tiene una distribución gaussiana, con un peak en Mv=-7.5, y con un s=1.5.
- Midiendo la magnitud de ese peak en una galaxia lejana se puede estimar la distancia.
Función de Luminosidad de Nebulosas Planetarias
- Aparentemente hay un límite máximo para la luminosidad de una nebulosa planetaria.
- Entonces, en una galaxia la PNLF tendrá un corte para las magnitudes más altas.
- Ese corte se usa para medir distancias a galaxias lejanas.
Fluctuaciones de Brillo Superficiales
- Aunque no se puedan ver las estrellas individuales en galaxias distantes, se pueden usar estadísticas de las
imágenes para medir fluctuaciones de brillo superficiales.
- Se calibran esas fluctuaciones con galaxias conocidas.
- Eso permite estimar la distancia a galaxias lejanas.