Sala Examen: E11 Viernes 17/6 Modulo 5

Transcripción

1 Temario Distancias Movimientos y tiempos La Radiación Los Planetas Las Estrellas Las Galaxias El Universo n n Tipos de galaxias Escala de distancias Sala Examen: E11 Viernes 17/6 Modulo 5

2 Cómo medir distancias astronómicas? FIA 0111 Nelson Padilla

3 Escala de Distancias

4 Sistema Solar

5 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= km, la onda tarda 2.5 sec. - No es muy útil para distancias astronómicas. FIA 0111 Nelson Padilla

6 Más allá: la vecindad Solar

7 Paralajes Espectroscópicas Si se conoce el tipo espectral de la estrella, se conoce su magnitud absoluta. Por lo tanto, midiendo su magnitud aparente sale el módulo de distancia. Problemas: absorción interestelar, variaciones en composición química.

8 Distancias a escala galáctica

9 Fit de la Secuencia Principal n Similar a la paralaje espectroscópica, pero usando fotometría. n Se usan diagramas colormagnitud de cúmulos. Como se conoce la posición de la secuencia principal en el diagrama HR, se puede estimar la distancia con precisión. n El vector de distancia en ese diagrama es vertical. Cuánto más distante el cúmulo, más débil sus estrellas de secuencia principal.

10 Estrellas Pulsantes (no pulsares) n n n 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. FIA 0111 Nelson Padilla

11 Pulsantes y Escala de Distancia n La importancia fundamental de las estrellas pulsantes en astronomía es la medición de distancias. n Existe una relación entre el período de la estrella y su brillo intrínseco: cuanto más largo el período, más brillante es la estrella. n Esa relación período-luminosidad nos permite obtener distancias precisas para objetos lejanos.

12 El Grupo Local de Galaxias

13 Y más allá

14 Relación de Tully-Fisher n Empíricamente se encontró que la amplitud de la curva de velocidad de rotación de una galaxia espiral es proporcional a su tamaño. n Esto se puede usar como indicador de distancia a grandes distancias. Método tipo Standard Candle

15 El Universo profundo FIA 0111 Nelson Padilla

16 Se descubrió observacionalmente que las galaxias distantes se están alejando de la nuestra: expansión del Universo. Además, cuánto más lejos está una galaxia, su velocidad de recesión es más elevada. Este redshift cosmológico es la ley de Hubble, que sirve para medir distancias a las escalas más grandes. Ley de Hubble

17 V = Ho D Ley de Hubble

18 Debate sobre el valor de la constante de Hubble. Hasta hace menos de 20 años, el valor de la constante de Hubble Ho se debatía entre dos valores: Ho = 100 km/s/mpc de Vaucouleurs et al. Ho = 50 km/s/mpc Sandage et al. Esto significa que no conocíamos la escala del Universo con un factor de dos! Ahora se mide un valor intermedio Ho = 70 km/s/mpc. V = Ho D V = c z (1 + z) = λo/λe D = cz/ho Medir de manera independiente Ley de Hubble

19 Supernovae Tipo I y II n 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. n 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. n Las SN I son las standard candles mas importantes a grandes distancias (escalas cosmológicas). Las SN II también pueden ser usadas para medir distancias.

20 Las escalas más grandes del Universo

21 redshift n Resumen: La escala de distancia es de importancia fundamental en la Astronomía. Las incertezas se acumulan a medida que nos vamos más lejos. Escala de Distancias

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23 El Universo

24 Horizonte Limitaciones del espacio-tiempo. Hay dos maneras de perder una cita: en espacio y en tiempo. Horizonte de eventos: no podemos ver más allá. La luz tiene una velocidad finita. La región visible se incrementa con el tiempo. E.g.: explotan 3 SN A, B y C al mismo tiempo, pero en distintos lugares. Primero vemos A, luego B, y luego C. Las B y C estaban más allá de nuestro horizonte cuando vimos a A. Principio de causalidad. C B A nosotros tiempo espacio

25 Evidencia del Big Bang

26 Evidencia del Big Bang 1. Expansión del Universo 2. Radiación de fondo 3. Nucleosíntesis primordial