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AS 42A: Astrofísica de Galaxias
Clase #8
Profesor: José Maza Sancho
9 Abril 2007
La Escala de Distancias
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Hay varias razones para querer
determinar las distancias a las galaxias:
Para determinar sus tamaños.
D = d   (rad)
Para determinar su distribución espacial
Para poder determinar sus edades, su
evolución y su futuro.
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
¿Cómo se determinan distancias?
¿Cuán confiables son los métodos?
Métodos trigonométricos
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La idea de esta clase de métodos es que,
si se conoce en la galaxia un tamaño
lineal “l” y se mide su tamaño angular ,
entonces:
l
d
 (rad)
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Desgraciadamente no hay muchos
ejemplos de tamaño lineal conocido.


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
Un ejemplo es la supernova 1987 A.
Tres años y medio después de la
explosión de la supernova se abrillantó un
anillo.
El anillo corresponde a gas expulsado por
la estrella mucgo antes de la explosión,
que fue alcanzado por la “onda de luz” de
la supernova.

Una parte del anillo se encendió primero y
otra después pues una parte del anillo
está más cerca de la Tierra y la otra, más
lejos.
2a
2
 x  2b
2
2
2
2 

x 2




2b
b
2
2
   2     2 1   
a 
 a 
 a  

2


x
b
 2 1  
a 
a

2a 

x
b 2
1  
a 
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
A partir del tamaño angular del anillo se
obtiene:
d = 52  3 kpc
En buen acuerdo con otros métodos.
La LMC está a 50 kpc y la SMC a unos 60
kpc.
Método de las lámparas
calibradas (standard candles).
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Se basa en la reclación:
L
F
2
4d

De la cual se deduce:

L
d
4F


Una de las fuentes calibrables más
importantes en el último siglo han sdo las
variables de tipo cefeida.
Se las denomina así por su prototipo, la
variable  Cepheid.

En 1908 Miss Henrietta Leavitt, en el
Observatorio del Harvard descubrió que
las cefeidas más luminosas tienen un
mayor período.

Edwin Hubble en 1923 descubrió estrellas
variables en la nebulosa de Andrómeda y
con ello determinó su distancia.
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
Las novas tienen magnitudes absolutas
entre -5 hasta -10 en el máximo de su luz.
Por ello las novas pueden ser observadas
hasta grandes distancias.
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

Las supernovas son las estrellas
individuales más brillantes que pueden ser
observadas.
Las supernovas se las puede dividir en
dos grandes grupos:
Las de tipo Ia
Las de tipo II
Las de tipo Ia llegan hasta magnitud -19.5
en el máximo de su luz.
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
Las supernovas de tipo I no muestran
líneas del Hidrógeno en su espectro en
cambio las de tipo II sí muestran líneas del
Hidrógeno.
Las supernovas de tipo II resultan del
colapso gravitacional del “core” (núcleo)
en una estrella masiva.
Las supernovas de tipo Ia son enanas
blancas que experimentan una explosión
termonuclear cuando llegan al límite de
Chandrasekhar.


Las magnitdes absolutas en el máximos
de las supernovas Ia no son idénticas.
Las supernovas más luminosas decaen
más lentamente.

La tasa de decaimiento se puede
caracterizar por las magnitudes que decae
en los primeros 15 días.
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
Se encuentra una buena correlación entre
la magnitud absoluta en el máximo y el
parámetro m15.
Utilizando dicha relación se puede
estandarizar la magnitud absoluta de una
supernova para un valor fiducial del
parámetro m15 (por ejemplo 1,1).
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
En 1929 Edwin Hubble encontró que el
universo se expande.
Hay una relación lineal entre la velocidad
de expansión y la distancia:
v  Ho  d

El valor de la constante de Hubble es de
71 km/seg/Mpc
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Otro método para determinar distancias es
el método de las fluctuaciones de brillo
superficial (SBF).
En las galaxias cercanas el brillo
superficial fluctúa más que en las más
lejanas.