Escala de distancias cósmicas: definición y métodos de medición astronómica

Unidad astronómica

La unidad astronómica es la distancia media de la Tierra al Sol. Esto lo sabemos con bastante precisión. Las leyes de Kepler indican las relaciones de las distancias de los planetas, y el radar indica la distancia absoluta a los planetas interiores y a los satélites artificiales en órbita alrededor de ellos.

Parallax

La paralaje es el uso de la trigonometría para descubrir las distancias de los objetos cercanos al sistema solar.

A medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, la posición de las estrellas cercanas parecerá desplazarse ligeramente con respecto al fondo más lejano. Estos desplazamientos son ángulos de un triángulo rectángulo, en el que 2 UA constituyen el lado corto del triángulo y la distancia a la estrella es el lado largo. La cantidad de desplazamiento es bastante pequeña, midiendo 1 segundo de arco para un objeto a una distancia de 1 parsec (3,26 años-luz)

Este método funciona para distancias de hasta unos cientos de parsecs.

Los objetos de brillo conocido se denominan velas estándar. La mayoría de los indicadores físicos de distancia son velas estándar. Se trata de objetos que pertenecen a una clase que tiene una luminosidad conocida. Comparando la luminosidad conocida de éste con su brillo observado, se puede calcular la distancia al objeto mediante la ley del cuadrado inverso.

En astronomía, el brillo de un objeto se da en términos de su magnitud absoluta. Esta magnitud se obtiene a partir del logaritmo de su luminosidad vista desde una distancia de 10 parsecs. La magnitud aparente es la magnitud vista por el observador. Se puede utilizar para determinar la distancia D al objeto en kiloparsecs (kiloparsec = 1.000 parsecs) de la siguiente manera:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{frac {D}{mathrm {kpc}} {\i1}Siempre que se trate de un caso, el resultado es que el número de personas que se han quedado sin hogar es de 10,{\i}}.

donde m es la magnitud aparente y M la magnitud absoluta. Para que esto sea exacto, ambas magnitudes deben estar en la misma banda de frecuencias y no puede haber movimiento relativo en la dirección radial.

También se necesita algún medio para tener en cuenta la extinción interestelar, que también hace que los objetos aparezcan más débiles y rojos. La diferencia entre las magnitudes absolutas y las aparentes se denomina módulo de distancia, y las distancias astronómicas, especialmente las intergalácticas, se tabulan a veces de este modo.

Problemas

Existen dos problemas para cualquier clase de vela estándar. El principal es la calibración, averiguar exactamente cuál es la magnitud absoluta de la vela.

La segunda consiste en reconocer a los miembros de la clase. La calibración estándar de la vela no funciona a menos que el objeto pertenezca a la clase. A distancias extremas, que es donde más se desea utilizar un indicador de distancia, este problema de reconocimiento puede ser bastante grave.

Un problema importante con las velas estándar es la cuestión de cuán estándar son. Por ejemplo, todas las observaciones parecen indicar que las supernovas de tipo Ia que se encuentran a una distancia conocida tienen el mismo brillo, pero es posible que las supernovas de tipo Ia distantes tengan propiedades diferentes a las supernovas de tipo Ia cercanas.

Con pocas excepciones, las distancias basadas en mediciones directas sólo están disponibles hasta unos mil parsecs, que es una modesta porción de nuestra propia Galaxia. Para las distancias superiores, las medidas dependen de supuestos físicos, es decir, de la afirmación de que se reconoce el objeto en cuestión, y de que la clase de objetos es lo suficientemente homogénea como para que sus miembros puedan utilizarse para una estimación significativa de la distancia.

Los indicadores de distancia física, utilizados en escalas de distancia progresivamente mayores, incluyen:

• Binarias eclipsantes - En la última década, la medición de las binarias eclipsantes ofrece una forma de medir la distancia a las galaxias. La precisión es del 5% hasta una distancia de unos 3 millones de parsecs.
• Variables RR Lyrae - son estrellas variables periódicas, que se encuentran comúnmente en los cúmulos globulares, y a menudo se utilizan como velas estándar para medir las distancias galácticas. Estas gigantes rojas se utilizan para medir distancias dentro de la galaxia y en cúmulos globulares cercanos.
• En la astronomía galáctica, los estallidos de rayos X (destellos termonucleares en la superficie de una estrella de neutrones) se utilizan como velas estándar. Las observaciones de los estallidos de rayos X a veces muestran espectros de rayos X que indican una expansión del radio. Por lo tanto, el flujo de rayos X en el pico del estallido debería corresponder a la luminosidad Eddington, que puede calcularse una vez que se conoce la masa de la estrella de neutrones (1,5 masas solares es una suposición comúnmente utilizada).
• Variables cefeidas y novas
• Las cefeidas son una clase de estrellas variables muy luminosas. La fuerte relación directa entre la luminosidad de una variable cefeida y el periodo de pulsación, asegura a las cefeidas su estatus como importantes velas estándar para establecer las escalas de distancia galáctica y extragaláctica.
• Las novas son prometedoras para su uso como velas estándar. Por ejemplo, la distribución de su magnitud absoluta es bimodal, con un pico principal en la magnitud -8,8, y uno menor en -7,5. Las novas también tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta 15 días después de su pico (-5,5). Este método es tan preciso como el de las estrellas variables cefeidas.

• Enanas blancas. Dado que las estrellas enanas blancas que se convierten en supernovas tienen una masa uniforme, las supernovas de tipo Ia producen un pico de luminosidad constante. La estabilidad de este valor permite utilizar estas explosiones como velas estándar para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas, ya que la magnitud visual de las supernovas depende principalmente de la distancia.
• Desplazamientos al rojo y ley de Hubble Mediante la ley de Hubble, que relaciona el desplazamiento al rojo con la distancia, se puede estimar la distancia de cualquier galaxia en particular.

Ajuste de la secuencia principal

En un diagrama de Hertzsprung-Russell, la magnitud absoluta de un grupo de estrellas se traza frente a la clasificación espectral de las mismas. Se encuentran patrones de evolución relacionados con la masa, la edad y la composición de la estrella. En particular, durante su periodo de combustión de hidrógeno, las estrellas se sitúan a lo largo de una curva en el diagrama denominada secuencia principal.

Midiendo las propiedades del espectro de una estrella, se puede encontrar la posición de una estrella de la secuencia principal en el diagrama H-R. A partir de ella se estima la magnitud absoluta de la estrella. La comparación de este valor con la magnitud aparente permite determinar la distancia aproximada, tras corregir la extinción interestelar de la luminosidad a causa del gas y el polvo.

En un cúmulo estelar ligado a la gravedad, como las Hyades, las estrellas se formaron aproximadamente a la misma edad y se encuentran a la misma distancia. Esto permite un ajuste relativamente preciso de la secuencia principal, lo que permite determinar tanto la edad como la distancia.

Esta no es una lista completa de métodos, pero sí muestra las formas en que los astrónomos se dedican a estimar la distancia de los objetos astronómicos.