Final Present Ac i on Astro

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DISTANCIAS ESPACIALES ZUÑIGA MARTINEZ GIBRAN URIEL ASTROFISICA LIC FISICA 3/03/14

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  • DISTANCIAS ESPACIALESZUIGA MARTINEZ GIBRAN URIELASTROFISICALIC FISICA3/03/14

  • La Escala Fsica del UniversoDesde hace miles de aos, el ser humano ha estado estableciendo el tamao del Universo.Para esto, ha desarrollado una escalera csmica de distancias que van desde el tamao de la Tierra, hasta el del mismo Universo.Repasemos algunos escalones de esta escalera

  • Ahora conocemos muy precisamente las dimensiones del Sistema Solar

  • parsec

  • Indicadores de distanciaEco de radar Dentro del Sistema Solar, las distancias se pueden medir con gran precisin rebotando seales de radar en los otros planetas. Slo sirve hasta una distancia de ~ 10 UA (ms all el eco es muy dbil para ser detectado.) 1 UA = 149,597,870,691 m1 Unidad Astronmica es la distancia media Tierra-Sol

  • La Escalera CsmicaRADAR Reflection (0-10AU)Parallax (0.002-0.5kpc)Spectroscopic Parallax (0.05-10kpc)RR Lyrae (5-10kpc)Cepheid Variables (1kpc-30Mpc)Tully Fisher (0.5-00Mpc)Supernova (1-1000Mpc)1kpc10kpc100kpc1Mpc10Mpc100Mpc1000MpcProxima Centauri (~1pc)Pleides Cluster (~100pc)Galactic Centre (~10kpc)LMC (~100kpc)M31 (~0.5Mpc)Coma (~100Mpc)Virgo (~10Mpc)Hubble Sphere (~3000Mpc)

  • METODOS GEOMETRICOS

  • Paralaje EstelarConforme la Tierra se mueve de un lado a otro del Sol (seis meses), las estrellas cercanas parecen cambiar su posicin respecto a las estrellas lejanas de fondo. d = 1 / pd = distancia a las estrellas cercanas en parsecsp = ngulo de paralaje de la estrella en segundo de arco

  • METODO CUMULO MOVIL

  • De la figura se puede ver queAhora bien, puede escribirsepues las distancias a las que se encuentran los cmulos son grandes, y tanto la hipotenusa como el cateto adyacente pueden suponerse iguales. Como es pequeo, tambin se puede hacer la aproximacincon lo que queday sustituyendo Vt resulta.En esta aproximacin la velocidad est dada en kilmetros por segundo y es necesario transformarla a unidades astronmicas (ua) por ao; como 1 ua/ao = 4.74 km/seg, entonces

  • CANDELAS ESTANDAR

  • El mtodo de la candela estndar nos permite entender que el Sol es parte de una familia de estrellas (mas nubes de gas y polvo csmicos) que llamamos la Va Lctea, o sea nuestra galaxia

  • El brillo de una estrella disminuye como el cuadrado de su distancia

  • Quiere decir, que si conocemos el brillo intrnseco de una estrella, podemos determinar su distancia midiendo su brillo relativoA este mtodo se le conoce como el de la candela estndar y nos permite llegar mucho mas lejos que el paralaje

  • Si conocemos el flujo (f) que recibimosDel objeto y su distancia (d)por uno de losMetodos directos antes mencionados se puede calcular La luminosidad que es una propiedad independiente de la distancia

  • La escala cosmolgicaEs en la escala cosmolgica, donde la luz nos llega despus de viajar de millones a miles de millones de aos, donde podemos esperar ver efectos evolutivos fuertes

  • Diagrama de Hertzsprung-Russell

  • Candelas estandar extragalacticas

  • Supernovas tipo IaSe cree que todas alcanzan la misma luminosidad pico, por lo tanto, son una candela estndar

  • Fluctuacin del brillo superficial

  • RELACION TULLY-FISHER

  • En los aos 1920s, el astrnomo estadunidense Edwin Hubble comenz a estudiar las galaxias, habiendo l mismo establecido antes que eran islas-universos similares a la Va Lctea

  • Adems de determinar la distancia a las galaxias, Hubble poda medir su velocidad mediante el efecto Doppler

  • Expansin del Universo: v = H0d

  • La Ley de Hubble= velocidad de recesin= constante de Hubble= distancia a la galaxia estudiadaConclusin: el Universo est en expansin, mientras ms lejana la galaxia, ms rpido se aleja de nosotros

  • Un error comnEs comn concluir que puesto que todo se aleja de nosotros, somos el Centro del Universo.Sin embargo, desde cualquier otra galaxia vern lo mismo (el Universo es homogneo).La solucin a esta paradoja es que toda la materia y todo el espacio estuvieron en la Gran Explosin.

  • Podemos derivar la edad del Universo a partir de la ley de Hubble?S. Pensemos en el siguiente problema: Una persona sale en su auto de un punto de origen a velocidad constante de 50 km/h (la carretera est en lnea recta). Un tiempo despus se encuentra a 200 km del origen. Cunto tiempo hace que sali de su origen?Para encontrar el tiempo, dividimos la distancia recorrida entre la velocidad, para encontrar que fue hace 4 horas.Hagamos lo mismo con el Universo

  • La Edad del UniversoTiempo = Distancia/VelocidadComo por la ley de Hubble: Velocidad = Constante de Hubble X Distancia,Obtenemos que Tiempo = 1/Constante de Hubble

    Los valores actuales de la constante de Hubble dan una edad de unos 14,000 millones de aos

  • Qu ocurri antes de la Gran Explosin?Esta es la parte menos entendida del modelo.Sin embargo, los expertos dicen que preguntarse que pas antes de la Gran Explosin es como preguntarse que hay un kilmetro al norte del Polo Norte O sea, que hay que pensar en la Gran Explosin como un momento de origen de todo.

  • La radiacin csmica de fondoEl modelo de la Gran Explosin recibi el espaldarazo definitivo con el descubrimiento de la radiacin csmica de fondo.Junto con la materia, durante la Gran Explosin se origin gran cantidad de radiacin, que se haba predicho debera de estar hoy en forma de ondas de radio (por la expansin del Universo).

  • Qu es la materia y que es la radiacin?La materia tiene masa, por ejemplo, un tomo de hidrgeno o los tomos que nos forman.La radiacin es una forma de energa pura, sin masa, y que slo puede existir en movimiento (el cual es a la velocidad de la luz).Sin embargo, se pueden transformar de la una a la otra:

  • Premio Nobel de Fsica 1978: Robert W. Wilson y Arno PenziasDescubrimiento de la radiacin csmica de fondo

  • COBE y WMAP son dos observatorios en rbita que midieron la distribucin en el cielo de la radiacin csmica de fondo

  • Ms de la radiacin csmica de fondoViene de cuando el Universo tena tan slo 380,000 aos de creado, tan slo 0.003 por ciento de su edad actual (13,700,000,000 aos), equivalente a un nio con unas 12 horas de nacido si el Universo tuviera hoy 50 aos.El Universo era entonces muy caliente (10,000 grados Kelvin, muy homogneo, y slo tena tomos de hidrgeno y helio.

  • En sentido estricto prsec se define como la distancia a la que una unidad astronmica (ua) subtiende un ngulo de un segundo de arco (1"). En otras palabras, una estrella dista un prsec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco.De la definicin resulta que:1 prsec = 206.265 ua = 3,2616 aos luz = 3,0857 10 a la 16 m

    *Se denomina escalera de distancias cosmicas a la sucesion de distintos metodos para realizar las medidas de la distancia a objetos cada vez mas lejanos, cada uno de los metodos se basa en otro metodos de medida para distancias menores como los distintos pasos pasos o peldaos de una escalera en la cual para avanzar para avanzar un peldao en la escalera tendremos que habernos apoyado en el peldao anterior *Metodos geometricos

    En general estos metodos requieren de observacion de movimientos tangenciales y radiales a la linea de visio. Los moviemientos radiales se miden con gran precision con el dezplazamiento dopler de las lines espectrales de objeto , en muchos casos se requieren satelites fuera de la atmosfera o tecnicas especiales como la radiointerferometria*Paralaje solarLa paralaje solar es el ngulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro del Sol. Vale 8,794148".Paralaje lunarLa paralaje lunar es el ngulo bajo el que se ve el radio ecuatorial de la Tierra desde el centro de la Luna. Vale 57' 02,608".

    *El mtodo de cmulos en movimiento es una tcnica para medir distancias a cmulos abiertos. La idea central es la suposicin razonable de que todas las estrellas del cmulo se mueven en el espacio con el mismo vector velocidad, por lo que al ser observadas desde la Tierra dan la impresin de estar proviniendo de (o dirigindose a) un punto definido de la esfera celeste. Este efecto puede ser observado despus de aos de observacin.

    *LOS CUMULOS ABIERTOS SON AGRUPACIONES DE ESTRELLAS QUE HAN NACIDO DE FORMA PRACTICAMENTE SIMULTANEA de una misma nube molecular. Estas arguaciones se mantienen unidas durante cierto tiempo antes de dispersarse y se mueven con la misma velocidas se puede usar un metodo puramente geometrico usando estas propiedades para determinar su distancia*Cuando no es posible utilizar un metodo geometrico se usan las denominadas candelas estandar para medir la distancia*Que son ?Son objetos astronomicos que tienen luminosidad o una propiedad conociada que nos permite isarlas para medir su distancia. Estos objetos deben de poder reconocerse a partir de alguna caracteristica como unavariabilidad temporal o alguna caracterisitica de su espectro electromagnetico**El metodo consiste enAjustar la distancia promedio para todas las estrellas que hace que la distribucion de ajuste al diagrama M es la magnitud absotula m es la magnitud aparente *Las estrellas se pueden clasificar segun sus propiedades espectrales y luminosidad, dentro del diagrama.en el cual se encuentra en luminosidades o magnitudes absolutas mientras que nosotros observamos la magnitud aparente de las estrellas(m)*Son muy luminosas y pueden observarse en cualquier tipo de galaxia tienen una curva de luz muy bien definida que nos permite rdtimar la distancia a la galaxia donde se produce la supernova

    una curva de luz es una grfica de la intensidad de luz de un objeto celeste o regin, en funcin del tiempo. La curva de luz se suele construir a partir de luz de una regin particular del espectro o banda fotomtrica: por ejemplo banda B, con filtro azul o banda V, con filtro verde.*Las galaxias siguen unos perfiles de brillo superficial bien conocidos. La presencia de estrellas gigantes muy luminosas en la galaxia hace que aparezcan pequeas fluctuaciones en este brillo superficial. Si se considera una distribucin de estrellas ms o menos homogenea en la superficie de la galaxia, en una regin de superficie angular definida habr ms o menos variacin dependiendo del nmero de estrellas gigantes que caigan dentro

    *La relacin de Tully-Fisher es considerada una candela estndar en Astronoma. Fue publicada por los astrnomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977 y permite estimar la distancia a la que se encuentra una galaxia espiral a partir de la anchura de las lneas de su espectro.

    Una lnea espectral es una lnea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. *LA LEY HUBBLE INDICA EN QUE EL DESPLAZAMIENTO AL ROJO DE LA MISION DE UNA GALAXIA ES PROPORCIONAL A LA DISTANCIA A LA QUE SE ENCUENTRA*