Las distancias a las galaxias3 stars


Investigando para entender el movimiento de nuestro propio sistema solar alrededor del centro galáctico, se realizó una observación impactante: la mayoría de las galaxias se alejan de nosotros. A pesar de que para 1927 los astrónomos y astrónomas habían tenido éxito en medir la velocidad de rotación del sol respecto a las velocidades de recesión de galaxias (o nebulosas extra-galácticas, como se les llamaba entonces), todavía no se conocía la relación entre el corrimiento al rojo y la distancia. Para hacer esto, se requieren medidas de distancia precisas y estas fueron realizadas por Hubble y su colega Milton Humason..
La medida de distancias galácticas usando estrellas variables Cefeidas (con las que Hubble había tenido éxito anteriormente) no daban los suficientes datos sobre distancias como para establecer la relación entre la distancia y el corrimiento al rojo. Con su afán de extender la posibilidad de medir distancias en el espacio, Hubble buscó diferentes formas de estimar distancias sin la necesidad de resolver las estrellas en cada galaxia. Con el trabajo de Humason capturando los corrimientos al rojo más precisos del momento, Hubble fue capaz de lograr su objetivo.
Una vez que quedó establecido que las galaxias existían más allá de la Vía Láctea, Edwin Hubble mostró cómo las distancias se podían inferir del tamaño aparente y brillo de las galaxias. Medir la distancia física exacta entre galaxias en el espacio es muy complicado. Lo que Hubble necesitaba para establecer una relación entre la distancia y el corrimiento al rojo era una forma precisa de ordenar espacialmente las galaxias. Esta es la pregunta que exploramos de la misma forma que lo hizo Edwin Hubble a finales de los años 20.

Primero observa y aprecia

Empieza en la posición que quieras de SDSS. Si ya tienes tu sitio especial en la base de datos, ve allí. Si no, usa el bloc de notas de constelaciones para elegir un lugar. Mira alrededor en la ventana de Navegar (‘Navigate’). Pulsa en diferentes objetos. Observa y anota.
A continuación examina un cúmulo de galaxias. En esta expedición usaremos un conjuto particularmente rico de cúmulos de galaxias que fueron estudiados a finales de los años 50 y 60 por George Abell. Las coordenadas de cada cúmulo las puedes ver debajo. Usa los enlaces para explorar uno o más de estos cúmulos. Estos objetos deberían inspirarte una poesía, pero si no es así, simplemente aprécialos y anota algunos de tus pensamientos y observaciones antes de continuar. Nota: Las siguientes coordenadas puede que no correspondan al centro del cúmulo. Muévete un poco alrededor para asegurarte de que observas el cúmulo completo.

  beaker small                 Ascensión recta (RA)              Declinación (Dec)

Abell 0085      10.4075      -9.3425

Abell 0779      139.96        33.7714

Abell 1132      164.58        56.7822

Abell 1377      176.7413    55.7389

Abell 1650      194.6926    -1.7530

Abell 2034      227.5547    33.5279

Abell 2199      247.1540    39.5243

Abell 2670      358.5423   -10.4050

 

Emplaza los cúmulos en orden ascendente de distancia

Link to cluster images
Tal y como mencionamos anteriormente, es razonable suponer que un cúmulo más lejano parecerá más pequeño y que las galaxias que lo componen también parecerán más pequeñas. Usa pistas visuales en el Navegador de imágenes de los cúmulos, intenta situarlos en orden ascendente de distancia. Tal vez prefieras imprimir cada imagen o hacer una captura de pantalla de cada cúmulo para tu diario. Puede que tu instructor decida darte las imágenes. Sea cual sea el método que utilices haz un registro del orden en el que colocas los cúmulos. Volveremos a usar esta información después de considerar el corrimiento al rojo.

Anota el corrimiento al rojo de cada cúmulo

beaker smallEn los años 20 se sabía que había una relación entre la distancia y el corrimiento al rojo, pero no se sabía exactamente cuál era. Extender nuestra habilidad para medir distancias en el espacio era la principal motivación de muchas investigaciones. En este punto de la historia del descubrimiento de la relación entre la distancia y el corrimiento al rojo, Hubble asumió que todas las galaxias de un cúmulo deberían tener prácticamente el mismo corrimiento al rojo. ¿Por qué Hubble no esperaba que todas las galaxias tuvieran exactamente el mismo corrimiento al rojo?
El trabajo de determinar el corrimiento al rojo de cada cúmulo fue la contribución principal de Milton Humason. Desde 1928 en adelante Humason trabajó con gran precisión y habilidad para medir los corrimientos al rojo de galaxias en diferentes cúmulos de galaxias.
beaker smallUnos de los principales objetivos del SDSS es medir corrimientos al rojo de manera precisa. Usa la información disponible a través de Navegar  (o si lo prefieres utiliza Explorar ) para determinar el corrimiento al rojo medio de cada cúmulo:
  • Desde la imagen del cúmulo en Navegar, selecciona objetos con espectros.
  • En la ventana de Navegar pulsa en los objetos que tienen espectro (rodeados con cuadros rojos).
  • Pulsa en el espectro en miniatura que aparece en la página.
  • Localiza y registra el corrimiento al rojo (z=) en el encabezado de la gráfica.
  • Piensa cuidadosamente acerca de cómo quieres calcular el corrimiento al rojo de este cúmulo. Intenta perfilar tus métodos para compartir con tu equipo o clase.
  • Calcula el corrimiento al rojo de cada cúmulo de galaxias usando los métodos que hayas guardado.

Where to find z

Imagen: Los recuadros sobre escritos en esta imagen de izquierda a derecha indican “Pincha aquí” (Click Here), “Objetos con espectro” (Objects with Spectra), “Objetos seleccionados” (Selected Objects) y “Pincha aquí para ver el corrimiento al rojo” (Click here to See Redshift).


Asignar una distancia relativa a cada cúmulo

Video: El audio de este video está en inglés.

Vuelve a la lista ordenada de tus cúmulos de galaxias. Deberían aparecer en orden creciente de distancia. Puedes asignar el número uno a la primera galaxias y así sucesivamente hasta el número 8 e intentar hacer una gráfica con el corrimiento al rojo. Esto no tiene en cuenta que no podemos saber si las galaxias están distribuidas espacialmente a intervalos iguales (equiespaciadas) o no. Afortunadamente, hay un paso más que podemos tomar para que nuestra lista de distancias relativas refleje la realidad de manera más precisa.
Hubble descubrió que la mejor técnica es identificar la galaxia más brillante del cúmulo y utilizarla para medir distancias. Puedes medir el tamaño de la imagen en milímetros o pixeles dependiendo de las herramientas que tengas disponibles. Estas medidas serán inversamente proporcionales a las distancias. Los objetos más distantes parecerán más pequeños. Como resultado, guardando la inversa del tamaño angular de la galaxia, asignamos un número más pequeño a los cúmulos que están más cerca de nosotros. (Números más pequeños representan la distancia a objetos con mayor tamaño angular.) Este método representa de manera más precisa la distribución de las distancias a las galaxias.
  • Elige cualquier técnica o método disponible para medir el tamaño aparente de la galaxia más brillante del cúmulo. Ten cuidado con las galaxias cuya proyección aparece en primer plano, pero que no pertenecen al cúmulo.
  • Registra la inversa de cada medida de tamaño aparente en tu gráfica. beaker small

 

Haz una gráfica con los corrimientos al rojo frente a las distancias relativa

Si quieres ir más allá en este tramo de la expedición, nuestro siguiente paso es recrear el diagrama de Hubble auténtico. En lugar de usar la distancia relativa, consideraremos magnitud fretne a velocidad tal y como apareció en el artículo de Hubble y Humason de 1936, La Relación Velocidad-Distancia en Nebulosas Extra-galácticas.
Go!

Imagen: ¡Ir!