Eventos cósmicos como velas estándar

_{Introducción para los no informados: una vela estándar es un concepto importante en astronomía, que ayuda a trazar distancias en el Universo. Dado que el flujo observado$F$de una fuente de luz disminuye con la distancia$r$por un factor conocido ($r^2$), si conocemos su luminosidad intrínseca L , podemos calcular la distancia. Para grandes distancias, donde se necesitan fuentes luminosas, solemos utilizar supernovas (SNe). Pero la luminosidad de una SN depende de la masa de su estrella progenitora, que en general no se conoce. Sin embargo, para un tipo específico de SNe, "tipo Ia", se sabe: este tipo son SNe que explotan cuando una enana blanca que acumula masa de una estrella compañera supera el umbral de masa para la explosión de$1.4\,M_\odot$.}

Además de las ondas gravitacionales discutidas por Rob Jeffries, puedo mencionar los siguientes candidatos para velas estándar:

Supernovas tipo II

Los tipos Ia SNe son tan similares en luminosidad porque todos tienen (casi) la misma masa cuando se disparan. Pero también hay evidencia de que el tipo II SNe puede actuar como velas estándar. Como también ocurre hasta cierto punto con Ia, sus curvas de luz (cómo cambia la luminosidad con el tiempo) no son idénticas, pero se pueden estandarizar utilizando la llamada relación de Philips (ver, por ejemplo , Kasen & Woosley 2009 ).

supernovas GRB

Los estallidos de rayos gamma en su conjunto son demasiado diversos para ser utilizados como velas estándar, pero cuando se detecta un SN asociado, se convierte en una vela estándar (aplicable) ( Li & Hjorth 2014 ).

cuásares

Mi candidato favorito son los cuásares . Esta técnica no se basa en la relación de Philips. Los cuásares son causados ​​por la acumulación de gas en un agujero negro supermasivo en el centro de las galaxias, lo que da como resultado un "núcleo galáctico activo" (AGN) con salidas de energía extremas (fácilmente sobre$10^{12}\,L_\odot$, e incluso hasta$10^{14}$–$10^{15}\,L_\odot$; Ibata et al. 1999 ). Resulta que existe una correlación entre la luminosidad absoluta del AGN y el tamaño de su región de línea ancha (BLR), es decir, la región alrededor del cuásar donde las nubes de gas de rápido movimiento absorben el continuo.$^1$del quásar y líneas de emisión$^2$, por ejemplo, H$\alpha$( Watson et al. 2011 ). La razón es que el tamaño del BLR está determinado por la profundidad a la que la radiación ionizante del cuásar puede penetrar en el BLR, que es proporcional a la raíz cuadrada de la luminosidad. La siguiente figura (de Watson et al. 2011) muestra la relación entre distancias ($D_L$) determinadas por esta técnica y distancias obtenidas del tipo Ia SNe.

Una gran ventaja de los cuásares sobre SNe es que no desaparecen después de unas pocas semanas, lo que significa que, por ejemplo, si queremos refinar alguna medida, podemos volver atrás y observarla de nuevo en cualquier momento. Otra ventaja es que los cuásares, al ser tan luminosos, pueden detectarse a distancias mucho mayores (aproximadamente a$z\simeq4$) que SNe (que sólo se observan hasta$z\simeq2$).

Dado que los cuásares están tan lejos, el BLR, que tiene un tamaño inferior a un parsec, no se puede resolver. Pero por suerte, una técnica llamada "mapeo de reverberación" nos permite determinar el tamaño:

El espectro del cuásar consiste en un continuo con líneas espectrales. Los cuásares varían en luminosidad en escalas de tiempo bastante cortas. Si medimos la luminosidad de un cuásar regularmente durante un período de tiempo, obtenemos la llamada "curva de luz". Pero dado que las líneas se crean a cierta distancia de la fuente, un "golpe" dado en la curva de luz (es decir, un aumento temporal de la luminosidad) no aparece en el continuo y en las líneas al mismo tiempo. En cambio, hay un retraso, que corresponde a la distancia adicional que la luz tuvo que viajar desde el cuásar hasta la nube que refleja$^3$eso.

En la siguiente figura, el azul muestra el continuo, mientras que el rojo muestra las líneas. Se ve que las líneas van a la zaga del continuo, ya que primero tuvieron que viajar desde el quásar ( negro ) hasta las nubes ( magenta ).

Dado que las nubes se encuentran en un rango de distancias, exhiben diferentes retrasos de tiempo, ampliando efectivamente la línea:

Entonces, en la figura anterior, que muestra el flujo observado en función del tiempo, la luz en la línea aumentó en luminosidad aproximadamente 1,5 días más tarde que la luz en el continuo . Esto significa que el BLR tiene un radio de aproximadamente 1,5 días luz (o ~250 AU).

$^1$_{Es decir, el espectro continuo y relativamente monótono de muchas transiciones atómicas y procesos físicos diferentes.}

$^2$_{Es decir, características en el espectro resultantes de fuertes transiciones atómicas. Por ejemplo, un electrón que cae del segundo al primer estado excitado de un átomo de hidrógeno emite un fotón con una longitud de onda de 6563 Å, llamado "H$\alpha$".}

$^3$_{La luz no se "refleja" realmente. En cambio, son los fotones de alta energía (UV y rayos X) del continuo los que ionizan los átomos en las nubes. Cuando los iones se recombinan, emiten líneas espectrales.}

Las fuentes de ondas gravitacionales, como las binarias compactas y cercanas, pueden tratarse como velas estándar. En realidad, una mejor metáfora sería "sirenas estándar".

Como se demostró recientemente por la reciente detección de una señal de onda gravitacional de un binario de agujero negro que se fusiona, la amplitud de la señal, combinada con su comportamiento de frecuencia, le brinda tanto las características del agujero negro que se fusiona como la distancia a la fuente (independientemente de su corrimiento al rojo).

Tales eventos son los eventos más poderosos del universo (creo que más poderosos que los estallidos de rayos gamma), en este caso$3M_{\odot}$de masa se convirtió en ondas gravitacionales en una fracción de segundo.

Que yo sepa, nunca se ha presenciado el colapso de una estrella de neutrones formada en un agujero negro (en ninguna longitud de onda).

EDITAR: Bueno, qué sé yo: resulta que hay ciertas clases de eventos de explosión de rayos gamma (GRB) que pueden explicarse por la acumulación en una estrella de neutrones en un sistema binario cercano, lo que hace que colapse (ver Ruffini et al. otros 2014 ). A menudo se les llama "hipernovas impulsadas por binarios". Aunque existe la posibilidad de que estas fuentes se conviertan en velas estándar, la comprensión de los mecanismos relevantes no es suficiente para considerarlas como tales todavía.