Distancias Galácticas. Sergio Torres Taller de Astronomía

Transcripción

1 Distancias Galácticas Sergio Torres Taller de Astronomía 1

2 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 : Y Hands-On-Universe Espana: Este material se puede copiar para usos educativos únicamente Prohibida la comercialización de este material 2

3 Estrellas jóvenes en la pequeña nube de Magallanes 3

4 Cúmulo de estrellas NGC 346 En la pequeña nube de Magallanes 4

5 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 ~ x brillo solar El brillo es variable La galaxia SMC es una vecina a la Vía Láctea Tiene 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

6 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 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 El trabajo de Vesto Slipher, Milton Humason, y Edwing Hubble (años ) 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

7 Por qué pulsan las cefeidas variables? He ionizado He++ Atmosfera de He doble-ionizado es opaca Aumenta la temperatura Absorbe radiación La gravedad contrae la estrella Aumenta la temperatura Se expande Baja la temperatura He neutro -> transparente 7

8 Procedimiento Esta practica ha sido adaptada por Sergio Torres a partir de uno de los ejercicios para SalsaJ preparado por Handson-Universe EUROPE 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

9 Método fácil 1. Abrir las imágenes del proyecto con SalsaJ El tiempo de la imagen esta codificado en el nombre de los archivos: Cep 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

10 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

11 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

12 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 = t =

13 Procedimiento (continuación) 13. Calcular la luminosidad de la cefeida Lc (necesitamos la luminosidad del Sol Ls) Ls = 3.85E+26 W Lc = * 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 = Fr (estrella de referencia 43520) = 1.31E-14 W/m 2 Fc = 1.314*1.31E-14 = W/m 2 = E-14 W/m 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 R = ± años-luz (1 pc = 3.26 año-luz ) 13

14 Método avanzado Ajuste de mínimos cuadrados error estimado de Fc/Fr = 0.05 Resultados T = 10.3 ± 0.09 días R = años-luz 14