Tamaño de la Luna y del Sol. Modelo Heliocéntrico

Transcripción

1 INTRODUCCION LOS ORIGENES: Grecia Escuela de Epicuro Universo infinito Infinitas semillas: Atomos Aristarco Tamaño de la Luna y del Sol. Modelo Heliocéntrico Eratóstenes Distancia de la Luna y del Sol Hiparco de Nicea (-190,-120) Distancia Tierra-Luna. Paralaje de la luna Magnitudes estalares: 6 magnitudes Catálogo de posiciones de estrellas (850) Precesión de los equinocios Epiciclos y excéntricas

2 INTRODUCCION EDAD ANTIGUA: Ptolomeo (S.II y III) Sistematización de conocimientos: Almagesto (13 Vols) Medidas y nuevo catálogo de estrellas Estudio de órbitas de estrellas: deferente,ciclos, epiciclos Alfonso X El Sabio Tablas astronómicas (Tablas alfonsíes) (A la vista del modelo cosmogónico de Ptolomeo:) Si Dios me hubiese preguntado, le habría sugerido un mundo mucho mas sencillo

3 Modelo de Epiciclos Epiciclo Deferente

4 INTRODUCCION HELIOCENTRISMO: Copernico ( ) Modelo heliocéntrico (Mas sencillo aunque de menor precisión) Tycho Brahe ( ) Catálogo de estrellas (900) y registro de movimiento de planetas Cataloga Supernova (SN1572) en Casiopeia Kepler ( ) Leyes del movimiento planetario: 1. Orbitas elípticas con el Sol en un foco 2. Constancia de la velocidad areolar T ~ R (T=período, R=semieje de la elipse) Galileo ( ) Primer telescopio (30aumentos): Luna, planetas, satélites de Jupiter, estrellas en la Vía Láctea Newton ( ) 3 Leyes de la Mecánica Clásica Discusión crítica de conceptos de masa e inercia

5 INTRODUCCION Siglos XIX y XX (Desarrollo de la Astrofísica): Nunca conoceremos la composición de las estrellas (Cours de philosophie positive: August Comte, 1835) Medida de espectros estelares Fraunhoffer. Primeros espectros solares: el helio (Janssen, Lockyer..) Espectroscopía Doppler Corrimiento al rojo (dominante) o al azul (algunos) de los espectros Factor z=δλ/λ Estudio de estrellas (,H.S. Leavitt): Estrellas cefeidas como patrón de distancias Estudio de galaxias (V.Slipher, E.Hubble) Medidas sistemáticas de corrimiento al rojo de Galaxias Relación distancia-corrimiento al rojo, Ley de Hubble: v=h0.d Relatividad General e Hipótesis de homogeneidad Einstein introduce la Relatividad General: nuevo escenario Ampliación de observaciones

6 EL ESPECTRO OPTICO El espectro de Joseph von Fraunhoffer (1814) Espectro solar durante un eclipse (Janssen,1868): el Helio

7 INTRODUCCION Medida de distancias: La medida de las distancias de objetos celestes es, en general, complicada y existen diversos métodos: Paralaje trigonométrica Vecindad del sol (~ 1% del diámetro de la Vía Láctea) Cefeidas Luminosidad ~ Período: Util para galaxias cercanas Relación de Tully-Fisher Correlación empírica entre la velocidad de rotación de las galaxias (medida mediante la anchura de la línea de 21cm del HI) y la luminosidad absoluta en las galaxias espirales) Supernovas tipo I Relación entre máxima luminosidad y tiempo carácteristico de desvanecimiento

8 INTRODUCCION Medida de distancias: Rádar (Rango: Sistema Solar) 1 d = c t AU= m Tierra Júpiter Plutón Diámetro(Km) (1R) Km (11R) 2350Km (0.18R) Distancia al Sol(Km) 1.5E8 (1AU) 7.5E8 (5.2AU) 5.0E9 (33AU)

9 INTRODUCCION Medida de distancias: La Paralaje trigonométrica Solo para estrellas hasta ~120pc (~ 1% de la galaxia) p: la paralaje d=1/p El satélite Hipparchos ha medido paralajes con precisión de ~0.002

10 INTRODUCCION Medida de distancias: Distancia de luminosidad Se determina comparando la lumonosidad aparente (potencia que recibimos) l de una estrella y su luminosidad absoluta (potencia que emite) L. La energía emitida se reparte uniformemente con el cuadrado de la distancia: l~l/d2

11 INTRODUCCION : Medida de distancias: La luminosidad absoluta L de una estrella se puede estimar a partir de su espectro: - El fondo continuo de emisión informa sobre la temperatura superficial La posición, intensidad, anchura de las lineas de absorción informa sobre su temperatura, composición, densidad y otros factores (turbulencias, campos magnéticos, movimiento )

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13 Corrimiento al rojo

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15 INTRODUCCION Medida de distancias: Estrellas Cefeidas: La estrella delta-cephei tiene una curva de luz muy característica: un rápido aumento seguida de una lenta atenuación. El efecto Doppler muestra que esta y otras estrellas pulsan al mismo ritmo que su cambio de luminosidad Las estrellas con este tipo de comportamiento se denominan habitualmente Cefeidas (aunque existen diferentes tipos) Cada cefeida tiene un período de oscilación muy constante comprendido entre ~1 día y ~3 meses. En 1908, Henrietta S. Leavitt descubrió que las cefeidas mas brillantes tienen los períodos mas largos El período (muy fácil de medir) permite determinar la magnitud absoluta. No hay cefeidas suficientemente próximas para medir su paralaje. En 1917 Shapely hizo un complejo análisis estadístico para determinar un diagrama período-luminosidad de las cefeidas en nuestra galaxia. Tercer peldaño en la Escalera Cosmológica de Distancias

16 m: Magnitud aparente Supernovas tipo I : Se estima que todas alcanzan la misma luminosidad pico. Son una buena candela estandar Tiempo Distancia Las magnitudes aparentes de las supernovas SNIa, si se asumen como candelas estándares con magnitud absoluta M, siguen la ley: m(z) = M + 5LogDL(z) K(z) Siendo: Factor z=δλ/λ DL(z): Distancia de luminosidad K(z): Corrección en la magnitud aparente, debida al corrimiento al rojo M: Magnitud absoluta (modelo de Hiparco)

17 Corrimiento al rojo El parámetro de aceleración El parámetro de aceleración q mide si el gráfico de a(t) es cóncavo hacia arriba (q>0) o hacia abajo (q<0). El primer caso corresponde a una expansión acelerada, el segundo a una expansión en desaceleración. 1 2 a ( t ) = a ( t0 ) 1 + H ( t0 )( t t0 ) + q( t0 ) [ H ( t0 )( t t0 ) ] 2

18 Constante de Hubble Valor actual de la constante de Hubble: Hubble (1926): 500 km s-1 Mpc-1 Sandage (1956): 75 km s-1 Mpc-1 Desde entonces: km s-1 Mpc-1 Valor desde 2003: km s-1 Mpc-1 difícil a medirlo con exactitud

19 Corrimiento al rojo

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21 Premio Nobel de Física 1978: Robert W. Wilson y Arno Penzias Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo

22 COBE y WMAP son dos observatorios en órbita que midieron la distribución en el cielo de la radiación cósmica de fondo

23 ESCALERA DE DISTANCIAS

24 INTRODUCCION Homogeneidad: Principio Cosmológico (Milne 1933): El universo es isótropo y homogéneo en promedio para grandes distancias (Einstein ~1915) Einstein hizo la hipótesis cuando nuestra galaxia era practicamente todo el universo conocido basándose en la observación de Ernst Mach sobre el experimento del cubo de Newton Mach escribía: "El experimento de Newton con el cubo de agua girando simplemente nos enseña que el movimiento relativo del agua con respecto a los lados del cubo no produce fuerzas centrífugas apreciables, sino que tales fuerzas son producidas por su movimiento relativo con respecto a la masa de la Tierra y los otros cuerpos celestes. Nadie está autorizado para decir cuál sería el resultado del experimento si los lados del cubo fueran incrementados hasta que estos alcanzaran varias leguas de espesor". Los sistemas inerciales están determinados por la masa circundante (Principio de Mach). Hay soluciones de la RG que no lo verifican Einstein propuso un distribución homogénea de la masa suficientemente densa para curvar el espacio sobre sí mismo en el análogo tridimensional a una superficie esférica bidimensional La hipótesis de homogeneidad simplifica la resolución de problemas en la RG

25 Homogeneidad e isotropía Homogéneo y no isótropo Isótropo y no homogéneo

26 Homogeneidad e isotropía: Pequeña escala. La vía láctea La detección de las ondas de radio de 21cm permiten estudiar la estructura de nuestra Galaxia. El Sol está en el brazo de Orión

27 Homogeneidad e isotropía: Distribución de galaxias Muestra de casi tres millones de galaxias (Automatic Plate Measuring machine) Galaxias hasta 150Mpc (2% de la distancia al borde del universo observable)

28 Homogeneidad e isotropía: Densidad de materia Fluctuaciones de la densidad relativa de materia observada en relación con la Escala. Las fluctuaciones tienden a cero a escalas del orden o mayores de 100Mpc

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30 Imagen del cúmulo de galaxias CL que muestra una imagen aumentada por el efecto de lente gravitacional de una galaxia mucho mas lejana La luz de dicha galaxia nos llega desde una época en la que el universo solo tenía aproximadamente un 7% de su edad actual (~12mil millones de años).el cúmulo que actúa de lente está a unos 5mil millones de años. La imagen ampliada de la galaxia lejana muestra zonas de gran actividad en el nacimiento de estrellas. Es pues una visión detallada de la fase temprana de una galaxia en formación.

31 Teorías del Universo Einstein (1917): Notó que con su teoría de relatividad general se podía resolver con potencial de contracción o expansión. El creía en universo estático modificó sus ecuaciones con una constante cosmólogica más tarde diría: es la tontería mas grande de mi vida La constante cosmológica se olvidó hasta recientemente Lemaitre (1931): El universo empezó en gran explosión George Gamov, Ralph Alpher, Robert Herman (1948) proponen modelo más elaborado en la misma línea base del modelo estándar de hoy día Fred Hoyle (1948): Inventó el nombre BIG BANG como algo despectivo Defendió la teoría del Steady State (Estado contínuo): Se crea constantemente nuevo espacio entre galaxias Este espacio se llena de nuevas galaxias puede explicar expansión de galaxias sin que universo cambia En contra de esta teoría (entre otras): nuevas galaxias tendrían que ser jóvenes pero no lo son Radiogalaxias/cuasares a gran distancias universo tiene evolución

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35 FIN (Por ahora)