Redshift o corrimiento al rojo

Required: Pre-Vuelo – Espectros: gráficas espectrales del SDSS

Recomendado: Pre-vuelo – Corrremiento al rojo

Con los conocimientos básicos sobre corrimiento al rojo (redshift) y las herramientas de las gráficas espectrales del SDSS, estás preparado para explorar cómo se mide esta cantidad y cómo se puede usar. Necesitaremos muchos espectros.

Acceso a los datos a través del Servidor del Archivo de Ciencia (SAS)

Si quieres echar un vistazo a muchos espectros al mismo tiempo, la forma más fácil de acceder a ellos es a través del Servidor del Archivo de Ciencia (SAS). El SAS es el último servicio de imágenes y espectros del SDSS. Antes de que uses el SAS necesitarás un punto de partida.

beaker icon El espacio es infinito y con 500 millones de estrellas en la base de datos del SDSS, hay suficientes estrellas para elegir entre todos los investigadores. Cada uno debe ser capaz de empezar en un lugar único, o un lugar especial (según vayas avanzando en tu experimentación y recolección de datos, serás capaz de obtener conocimientos básicos para tu lugar especial ya que continuarás volviendo a él en otras actividades). Si completaste la actividad, mi lugar especial en la base de datos, ya tienes un conjunto de coordenadas como tu propio lugar especial. Usa la RA y DEc que guardaste durante dicha actividad. Si no tienes tu propio lugar especial, usarás RA y Dec para definir una posición de partida (que se convertirá entonces en tu lugar especial, tu propia “parcela del cielo” para explorar cuando quieras).

Si ya tienes un lugar especial en la base de datos, genial. Empieza desde ahí, si no, o si necesitas ayuda adicional para encontrar un punto de partida, puedes elegir uno usando el bloc de notas de constelaciones.

Tengo una punta de partida

Usar el block de notas de constelaciones del SDSS

Trabajando en SAS

Cuando llegues a una página con una lista de espectros en el SAS, guarda la dirección. A continuación, nota que cada fila representa un objeto diferente que fue capturado por el espectrógrafo. Las columnas de cartografiado, ID de la placa y MJD son idénticas. Este conjunto de datos se recogió bajo los mismos objetivos de observación (cartografiado) usando la misma placa espectroscópica (placa) en el mismo día (MJD). A partir de la cuarta columna (número de fibra) la información comienza a ser única. Desplázate hacia abajo y nota que hay ya sea 640 objetos o bien 1000 en la lista dependiendo del cartografiado. Observa que puedes reordenar la columna pulsando las flechas “arriba” y “abajo” en el encabezado de la columna.

**Imagen Lista de Espectros del SAS:** Los nombres de las columnas de izquierda a derecha muestran: “catálogo” (survey), “id de la placa” (Plate ID), “día juliano medio” (MJD), el “numero de la fibra” (Fiber #), “ascensión recta” (RA), “declinación” (Dec), “corrimiento al rojo” (Redshift), “advertencias de corrimiento al rojo” (zwarnings), “señal a ruido” (r(S/N)2), “clase” (class), “todos ninguno invertir” (all none inverse), “Dibujar espectro” (Plot Spectrum), “abrir en CAS” (abrir en CAS). Aquí se destaca en rojo la columna “corrimiento al rojo” (Redshift).

beaker icon Comenzar una exploración de corrimientos al rojo requiere que observemos distintos tipos de espectros. Puedes usar la primera fila en la lista de espectros en el SAS para ordenar las columnas usando diferentes comandos. Si estás familiarizado con el SAS, ordena tu tabla para mostrar espectros estelares con señal a ruido mayor que 15, ordenados por corrimientos al rojo crecientes. Sigue las instrucciones que se encuentran aquí abajo si necesitas ayuda.

Empieza desde tu lugar de partida en el SAS.
Selecciona objetos que tengan gráficas espectrales menos dentadas tecleando “>15” en la columna de relación señal a ruido – r(s/N)2.
Haz que tu tabla sólo muestre estrellas tecleando “STAR” en la columna “clase” (class).
Pulsa en el encabezado de la columna “corrimiento al rojo” (redshift) para ordenar la misma en orden ascendente.

Nota el rango de redshifts en la tabla.

¿Cómo se ve un corrimiento al rojo de 0?

Con tu conjunto de espectros, busca una estrella con corrimiento al rojo de cero. Si pulsas el enlace para graficar (“plot”, o en cualquier parte dentro de esa fila) abrirás la herramienta interactiva de espectros. Hay multitud de formas diferentes para el continuo de una estrella. Esta actividad no se ocupa de la forma de la línea, así que no importa qué tipo de espectro estelar escojas. Por ahora, céntrate en los picos y valles (líneas de absorción y emisión). Recuerda que la gráfica es una combinación de las contribuciones individuales de luz de diferentes tipos de átomos.

**Imagen:** El dibujo superior muestra el espectro de absorción del Hidrógeno. El dibujo inferior muestra el espectro de emisión del Hidrógeno. En el espectro inferior se muestra la linea de H-alfa a 656 nanómetros, correspondiente a la transición electrónica desde el nivel N=3 hacia el nivel N=2.

**Imagen:** Aquí se muestra un ejemplo de un espectro interactivo del SAS. En el se muestra también las tres líneas de Hidrogeno más importantes. En rojo, azul y morado, se muestran respectivamente las longitudes de onda de las lineas H-alfa, H-beta y H-gama.

beaker icon Empezaremos centrándonos en el patrón de luz producido por átomos de hidrógeno (ver la imagen de la izquierda). Toma notas sobre los patrones que veas u otras características sobre las que sientas curiosidad. Es probable que haya una actividad o recurso en Voyages que te ayude a explorar más allá.

Con tu espectro con un corrimiento al rojo de cero a la vista, investiga la posición de algunas líneas de absorción de tu gráfica. Los pasos básicos se muestran debajo. Usa la imagen inferior como ayuda.

Localiza la longitud de onda de la línea de hidrógeno alfa (H-alfa) en la tabla de información de medidas de línea, en la columna longitud de onda en reposo. Anota ese número.
Localiza la misma línea en la gráfica. Si el redshift es cero, debería estar en la misma posición que anotaste. Más tarde, puede ser que esto ya no tan fácil de hacer, así que practica ahora. ¿Estos números son exactamente los mismos? Describe lo que observes.

Encuentra líneas espectrales desplazadas

beaker icon Astronomers determine redshift by locating patterns in the absorption or emission lines in a spectrum. They determine the amount the pattern is shifted from the standard that is produced in the laboratory as seen in the image below.

**Imagen:** Arriba se muestra un espectro sin corrimiento (unshifted) al rojo y abajo se muestra un espectro con corrimiento al rojo (redshifted) diferente de cero.

Abre un espectro en la herramienta interactiva.
Localiza la línea H-alfa. Guarda su posición en el eje x.
Observa distintas galaxias con distintos redshifts. ¿Qué más notas sobre la lista de líneas espectrales de cada galaxia?

Recuerda, el rango de longitudes de onda que tus ojos ven permanecen iguales. Sólo cambió la posición de las líneas espectrales individuales.

**Imagen:** Aquí se muestra el espectro de una galaxia con un corrimiento al rojo determinado y diferente de cero. El eje X del gráfico muestra la longitud de onda (Wavelength) y el eje Y el flujo (Flux). En el están marcadas sus líneas de emisión como barras verticales azules y sus lineas de absorción como barras verticales rojas. En este gráfico se muestra en la barra negra la posición del espectro (es decir la longitud de onda) donde se encuentran las lineas de H-gama, H-beta y H-alfa de izquierda a derecha. También se muestra en el gráfico una barra coloreada que muestra el rango visible del espectro electromagnético indicando el color con que nuestros ojos ven cada longitud de onda en este rango.

**Imagen:** Este espectro tiene los mismos elementos que el anterior sólo que este corresponde al espectro de una estrella que tiene un valor de corrimiento al rojo diferente que el de la galaxia en el otro espectro.

Calcula el redshift

beaker icon Usamos la posición observada de alguna línea conocida, ya sea de absorción o de emisión y la posición en donde esperaríamos encontrarla cuando su corrimiento al rojo es cero (longitud de onda en reposo en el SDSS) para calcular el valor del corrimiento.

z = (λ_observed – λ_rest) / λ_rest

Usando lo que sabes sobre gráficas espectrales del SAS, realiza este cálculo para una galaxia.

Filtros del SDSS y redshift

Así como la porción del espectro electromagnético que podemos ver con nuestros ojos no cambia, los filtros del SDSS también están fijos con respecto al espectro. Sin embargo, la cantidad (flujo) de luz que se captura en cada filtro cambia con el redshift. La simulación de abajo muestra esto. Observa los cambios en el continuo del espectro al y la naturaleza de la luz transmitida por cada filtro. Almacena estas observaciones.