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Distancias Galácticas
Sergio Torres
Taller de Astronomía
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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
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Estrellas jóvenes en la
pequeña nube de Magallanes
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Cúmulo de estrellas NGC 346
En la pequeña nube de Magallanes
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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
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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/
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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 )
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Método avanzado
Ajuste de mínimos cuadrados
error estimado
de Fc/Fr = 0.05
Resultados
T = 10.3 ± 0.09 días
R = 236665 años-luz
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