Download Midiendo la distancia a las estrellas

Midiendo la distancia
a las estrellas
Dra. Rosa Martha Torres
Centro Universitario de Tonalá
Universidad de Guadalajara
CUCEI, 5 de marzo de 2015
Galileo Galilei
●
La objeción más importante que Galileo
recibió fue cuando apoyó el sistema
heliocéntrico de Copérnico
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Sistema heliocéntrico
• A la propuesta de que la Tierra orbitaba
al Sol, los proponentes del sistema
geocéntrico argumentaban que si la
Tierra describía una órbita alrededor del
Sol, las estrellas más cercanas deberían
mostrar un movimiento periódico anual
con respecto a las estrellas más lejanas
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Movimiento periódico anual
●
●
La Tierra en su órbita
alrededor del Sol queda en
puntos opuestos cada 6
meses
El cambio de posición hace
que veamos a la estrella
cercana proyectada en A y
B, con respecto a las
estrellas lejanas
Tierra
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B
A
Estrella

D
Sol
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Cambio aparente
●
●
Al abrir y cerrar
los ojos, el dedo
aparece desplazado
sobre los soles de
fondo
Al movernos
sobre la órbita, la
estrella cercana
aparece desplazada
sobre las estrellas
de fondo
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Distancias
●
●
●
●
¿Cómo usar este método para
determinar distancias?
Del triángulo conocemos de
manera precisa la distancia SolTierra y el ángulo Tierra-SolEstrella
Observacionalmente se puede
obtener el ángulo , conocido
como la paralaje de la estrella
Podemos encontrar D, la Tierra
distancia a la estrella
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B
A
Estrella

D
Sol
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Paralaje trigonométrica
●
Movimiento
aparente de la
posición de una
estrella debido a la
rotación anual de
la Tierra
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Galileo
• Lo que ocurría es que el efecto de la paralaje
(ángulo ) es muy pequeño porque las estrellas
están muy lejos de nosotros
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Friedrich Bessel (1784-1846)
●
Pasaron 200 años de
la época de Galileo
para que finalmente
en 1838 Bessel
detectara por
primera vez la
paralaje de la estrella
61 Cygni que está a
11.4 años-luz del Sol
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Año luz y parsec
●
Año-luz
9.46 x 1012 km
La longitud que
recorre la luz en un año
• Parsec
3.26 años luz = 3.09 x 1013 km
Distancia a la que 1 UA
subtiende un ángulo  = 1''
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Modernamente
• Nadie cuestiona que la Tierra orbita al Sol
• Pero ahora usamos el concepto de la
paralaje porque nos proporciona una
manera muy precisa y confiable de
determinar distancias a las estrellas
• La determinación de las distancias a los
astros es un problema antiquísimo pero
continuamente vigente en la astronomía
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Distancia a las estrellas
• Cuando contemplamos a los astros en la bóveda
celeste no tenemos manera de determinar qué tan
lejos están
• Todo el cielo aparece proyectado como en una
pantalla
• Pero para el astrónomo es crucial poder determinar la
distancia: es la tercera dimensión que ubica a los
astros en el espacio tridimensional
• Una estrella puede verse brillante porque está cerca o
porque es lejana pero intrínsecamente muy brillante...
¿Cómo resolver esta disyuntiva?
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Distancia
●
●
●
Para saber el brillo intrínseco de una estrella
necesitamos saber qué tan lejos está
Sólo conociendo la distancia podemos emitir un juicio a
cerca de su brillo intrínseco
Al estudiar la distancia podemos estudiar las propiedades
intrínsecas de las estrellas y por lo tanto decidir qué
tipos hay y cuáles son las más abundantes... lo cual nos
dirá la historia de las estrellas
d
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¿Brillante lejano o
débil cercano?
SOL
Distancia a la Tierra:
1.496×108 km
débil
brillante
LUNA
Distancia a la Tierra:
3.844×105 km
Tamaño angular ~ 0.5°
El Sol es 400 veces más grande que la Luna
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• El ángulo  de paralaje se ve grande pero en realidad
estamos hablando de ángulos extremadamente
pequeños y muy difíciles de medir
• Próxima Centauri está a sólo 4.2 años-luz y tiene
una paralaje de 0.8 segundos de arco, donde 1
segundo de arco es 1/1,296,000 de la circunferencia
Nova Centaurus en Observatorio La Silla de la ESO
Precisión
• La determinación de la paralaje requiere de una
precisión en la medición de posiciones bastante
mejor a una parte en un millón de la circunferencia
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• Las Edades son cruciales para entender el
nacimiento y evolución de las estrellas
• Edades son inferidas de la posición de las
estrellas a lo largo de la gráfica luminosidad
vs. temperatura
• La distancia es necesaria para la luminosidad
• Un error de 20% en la distancia produce un
error de 40% en la luminosidad, que se
translada en un error de 70% en edad
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Corazón de la Nebulosa Roseta, tomada con Spitzer Space Telescope
Importancia de la
precisión en la distancia
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●
●
Se busca la paralaje de estrellas que están
de cientos a miles de veces más lejanas
que Próxima Centauri
La paralaje es proporcionalmente más
pequeña y la precisión requerida es
enorme
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Gas y polvo en la nebulosa Carina, tomada con el Hubble Space Telescope
Actualmente
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Hipparcos
●
En 1989 hubo un salto cuántico en lo que se refiere
a mediciones de paralajes
• Se puso en órbita el satélite astrométrico Hipparcos
• En los 4 años que duró la misión, midió la paralaje
de más de 2 millones de estrellas cercanas a la
Tierra (a menos de 500 años-luz)
• Sin embargo trabajaba en la región visible del
espectro y no pudo hacer mucho respecto a las
estrellas jóvenes, oscurecidas por el gas y polvo que
las rodean
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UNAM y UdeG
●
Un grupo de estudiantes e investigadores
de la UNAM empezamos a usar el
instrumento “Arreglo de Líneas de Base
Muy Largas” (VLBA) para llevar la
técnica de la paralaje de las estrellas
jóvenes a nuevos niveles de precisión
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El proyecto
●
2003: Experimento de paralaje con T Tau Sb
–
●
2005: Paralaje a 8 estrellas en Tauro y Ofiuco
–
●
Laurent Loinard, Amy Mioduszewski, Luis F.
Rodríguez, Rosa M. Torres
Rosa M. Torres
2010: Distancia a todas las regiones de
formación estelar cercanas
–
Todos los demás
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Gente
NOMBRE
GRADO
AFILIACIÓN
PAÍS
AÑO
Laurent Loinard
Doctor
CRyA UNAM
México
2003
Amy Mioduszewski
Doctor
AOC NRAO
E. U.
2003
Luis F. Rodríguez
Doctor
CryA UNAM
México
2003
Rosa M. Torres
Estudiante,
Doctor
CRyA UNAM, U. Bonn, IAM
UdeG, CUTonalá UdeG
México, Alemania,
México, México
2003
Andrew Boden
Doctor
CalTech
E. U.
2007
Sergio Dzib
Estudiante,
Doctor
CRyA UNAM, IMPfR
México, Alemania
2009
César Briseño
Doctor
CIDA
Venezuela
2010
Neal Evans
Doctor
U. Texas
E. U.
2010
Lee Hartman
Doctor
U. Michigan
E. U.
2010
Gerardo Pech
Estudiante
CryA UNAM
México
2011
Juana Rivera
Estudiante
CRyA UNAM
México
2011
Gisela Ortíz
Estudiante
CRyA UNAM
México
2012
Marina Kounkel
Estudiante
U. Michigan
E. U.
2013
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El VLBA
●
Owens Valley
California
Resolución angular:
~ / D
North Liberty
Iowa
Hancock
New Hampshire
~ 3.6 cm / 8000 km
Mauna Kea
Hawaii
~ 0.9 mas
●
Brewster
Washington
Precisión:
St. Croix
Virgin Islands
0.5 / SNR
Kitt Peak
Arizona
~ 50 as
●
Capacidad de resolver
detalles equivalente a la
que tendría una persona
que se encuentra en Nueva
York y pudiera leer un
periódico colocado en la
Ciudad de México
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Los Alamos
New Mexico
Pie Town
New Mexico
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Fort Davis
Texas
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El VLBA
●
●
●
●
●
Construcción: 1986-1993
Primera observación: 29 mayo 1993
Costo: 85 millones dll
3mm-28cm (0.3-96 GHz)
Cada antena:
– Diámetro: 25 m
–
Peso: 218 ton
–
Altura: como un edificio de 10 pisos
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●
Nacen en inmensas nubes de gas y polvo
muy frías y densas que los astrónomos
llamamos “regiones de formación estelar”
• Son generalmente muy débiles en la luz
visible porque se encuentran embebidas
en su nube madre, sin embargo, emiten
de manera natural ondas de radio que
pueden ser detectadas fácilmente con el
VLBA
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Región de formación estelar Ofiuco, tomada con Spitzer Space Telescope
Estrellas jóvenes
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Jóvenes y de baja masa
●
Estrellas T Tauri
●
Magnéticas, fuentes compactas y brillantes
●
●
Emisión no térmica proveniente de las
magnetósferas estelares
Gyrosyncrotron: aceleración de partículas
medianamente relativistas ( ≤ 2 or 3) alrededor
del campo magnético
d
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Paralaje con VLBA
●
Utilizando el método de la paralaje con el VLBA, hemos
determinado la distancia de cerca de una docena de
estrellas jóvenes, alcanzando precisiones hasta de 0.5%
• Avanzamos a cuentagotas en comparación con
Hipparcos, pero no hay otra manera para éste tipo de
estrellas oscurecidas
d
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●
Visto con respecto al de las estrellas de
fondo, es una combinación de la elipse
que se completa cada año sumada a
movimientos lineales que se deben al
movimiento relativo entre la estrella en
cuestión y nuestro Sol
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Nube menor de Magallanes, tomada con el Hubble Space Telescope
Movimiento estelar
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¿Qué da la observación?
• La posición de la fuente cambia de época a época como
resultado de la paralaje y el mov propio de la estrella
Época 2: Abril 2013
Época 1: Enero 2013
Época 3: Julio 2013
Época 5: Enero 2014
Época 4: Octubre 2013
Época 6: Abril 2014
• Podemos ajustar una curva a los puntos
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¿Cómo nos dan la distancia
las observaciones?
●
Sabemos que la curva que se dibuja en el
cielo es la combinación de dos movimientos
Mov aparente
Mov de paralaje
Mov propio

=
●
+

Conociendo el mov aparente de las
observaciones, podemos conocer el mov de
parajaje y por lo tanto la distancia
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●
●
●
Posición inicial => a alguna época (usualmente
2000)
Velocidad angular => los movimientos propios
Paralaje => con la proyección de la ecuación de
la elipse sobre el eje de coordenadas
Perseo, tomada con el Spitzer Space Telescope
Ecuaciones
(t) = J2000.0 + t +  × f(,,t)
(t) = J2000.0 + t +  × f(,,t)
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●
La Astronomía se separa en 3 campos
tradicionales:
1.Mecánica Celeste: rama de Astronomía
Clásica
2.Astrometría: rama de Astronomía Clásica
3.Astrofísica: rama de Astronomía Moderna
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Galaxias de las Antenas, composición de observaciones de ALMA y del Hubble
Astronomía
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●
Nació para mapear con precisión las posiciones de las
estrellas “fijas” y para registrar el movimiento de los
planetas
• Fue lo que hicieron los primeros astrónomos,
incluyendo a los antiguos griegos, mucho antes de
Galileo, Kepler y Newton
• Se puede considerar el sub-campo más antiguo de la
ciencia
NGC6729, tomada con el Very Large Telescope de la ESO
Astrometría
• Es la parte de la Astronomía que se encarga de medir
y estudiar la posición, paralajes y movimientos propios
de los astros
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T Tau Sb
d = 146.7 ± 0.6 pc
0.4% error
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●
Precisión del orden de 0.0001 segundos
de arco, miles de veces superior a lo
que se lograba durante el siglo pasado
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T Tau Sb
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HDE 283572
d = 128.5 ± 0.6 pc
0.5% error
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HDE 283572
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RFE de Tauro
d ~ 140.6 ± 2.7 pc
34 pc
30 pc
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Tauro en 3D
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Escalera de las distancias
●
●
●
Sucesión de distintos métodos para realizar
medidas de distancia a objetos cada vez
más lejanos
Cada uno se basa en uno o más métodos
de medida
Es imposible realizar medidas directas para
objetos a más de 1000 pc, por eso a partir
de aquí se asumen modelos físicos como
base para los sistemas de medida
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Escalera de las distancias
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●
●
●
Determinar distancias no suena tan glamoroso
como otras áreas de astronomía, sin embargo,
hay que recordar que TODOS los resultados
requieren de distancias lo más exactas posibles
El descubrimiento de la enigmática energía
oscura depende que las distancias estimadas a
las galaxias en expansión sean confiables
30 Doradus en ultravioleta, visible y rojo, tomada con el Hubble
Conclusión
Todo, o casi todo en astronomía se beneficia de
contar con mejores distancias
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FIN
Presentación en:
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