Para medir distancias, el conocimiento de la magnitud absoluta o la luminosidad suele ser crucial, especialmente para distancias muy grandes. Lamentablemente, no podemos medir el diámetro de objetos lejanos y calcular y derivar la magnitud absoluta debido a los límites de resolución.
Es por eso que los objetos o estados mejor llamados en el ciclo de vida de objetos específicos, como las supernovas de Tipo Ia , son tan importantes.
¿Qué objetos adicionales conocemos de compartir esta propiedad? ¿Existen objetos teóricamente predichos para tener una magnitud absoluta pero hasta ahora aún no descubiertos? Nombra el objeto y el rango espectral de luz o partículas emitidas.
La jerga de lo que está buscando es "velas estándar": cosas cuyas luminosidades podemos determinar sin saber su distancia. Son de particular interés para los astrónomos porque pueden usarse para medir distancias.
Hay muchos objetos de este tipo, pero todos ellos deben tratarse con cierta precaución. En ningún caso nuestro conocimiento de la luminosidad es perfecto, y en muchos casos existe una gran dispersión intrínseca. Generalmente, nuestro conocimiento no es de la forma "todos los objetos de tipo x tienen luminosidad y", sino más bien de la forma "para objetos de tipo x, la luminosidad está correlacionada con los parámetros a, b y c de acuerdo con la complicada ecuación foo. " El origen físico de la complicada ecuación foo se comprende mucho mejor en algunos casos que en otros, y en todos los casos debe calibrarse empíricamente. En particular, si el origen físico de la correlación no se comprende bien, es posible que no sepamos si la calibración cambia con la edad del universo o cómo lo hace. Porque vemos objetos muy distantes como eran cuando el universo era más joven,
En todos los casos, se debe tener cuidado de tener en cuenta el corrimiento al rojo, ya que la parte del espectro de reposo de un objeto que, por ejemplo, aparece azul cerca, puede aparecer roja o incluso IR cuando el mismo objeto está más distante. (Consulte la corrección k ). En muchos casos, se puede usar un rango de longitudes de onda (al menos en el visual o IR), pero la calibración puede ser diferente para diferentes longitudes de onda restantes. Si observa todos los objetos a través del mismo filtro, observará diferentes objetos en diferentes longitudes de onda en reposo.
Aquí hay algunas velas estándar:
Las estrellas variables cefeidas (ver 2000ApJS..128..431F ) son muy brillantes y su luminosidad está fuertemente correlacionada con su luminosidad, lo que las convierte en excelentes velas estándar.
Las estrellas variables RR Lyrae también siguen esta relación ( 2003LNP...635...85B ), pero son más débiles.
Las supernovas de tipo Ia son muy brillantes y su luminosidad máxima se puede estimar a partir de su cambio de luminosidad a lo largo del tiempo.
La punta de la rama gigante roja en el diagrama HR ( 2000ApJS..128..431F ) es una característica brillante del diagrama HR que se puede utilizar. También se han propuesto supergigantes azules como posibles velas estándar (ver 2003LNP...635..123K ).
El simple brillo de la superficie de una galaxia es inútil como una vela estándar: el número de estrellas por segundo de arco cuadrado aumenta con la distancia al cuadrado, mientras que la luminosidad de una estrella individual disminuye con la distancia al cuadrado, por lo que el brillo de la superficie es independiente de la distancia. Sin embargo, incluso en una galaxia donde las estrellas se distribuyen de acuerdo con alguna función suave (como en una galaxia elíptica como M87), el brillo de la superficie no es perfectamente uniforme, porque las estrellas tienen un brillo finito: las estrellas se distribuyen aleatoriamente de acuerdo con la función de suavizado y, por casualidad, algunos lugares tienen más estrellas que otros. Por lo tanto, la rugosidad de la galaxia se puede usar para medir la luminosidad media ponderada de la luminosidad de las estrellas en la galaxia, y esto se puede usar como una especie de vela estándar. Este es el método de medición de distancia de "fluctuación de brillo superficial" (SBF), introducido en 1988AJ.....96..807T .
Los grandes cúmulos de galaxias suelen tener una galaxia elíptica gigante brillante cerca del centro. Estos se llaman "Galaxias de cúmulo más brillantes" (BCG). Los BCG tienen una luminosidad bastante constante; véase 1995ApJ...440...28P .
Las nebulosas planetarias pueden tener una amplia gama de luminosidades, pero hay un límite superior bien definido de cuán brillantes pueden ser (ver 1989ApJ...339...39J y artículos asociados). Entonces, si mide la cantidad de nebulosas planetarias en una galaxia en función de la luminosidad, la "función de luminosidad de la nebulosa planetaria" (PNLF), el corte en el extremo brillante se puede usar como una vela estándar.
El pico de la función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF) parece ser consistente en diferentes galaxias, por lo que la luminosidad en la que hay la mayoría de los cúmulos globulares en una galaxia determinada puede usarse como una vela estándar. La razón física de esta consistencia no se comprende bien. Ver 2006AJ....132.2333S .
Para las galaxias espirales, existe una relación entre la curva de rotación y la luminosidad, la relación "Tully-Fisher" ( 1977A&A....54..661T ). Ver también la relación de Faber-Jackson ( 1976ApJ...204..668F ) y el plano fundamental para galaxias elípticas.
Puede haber una relación entre el radio de la región de línea ancha de un núcleo galáctico activo y su luminosidad. Véase Watson el al. (2011) .
Un método ampliamente utilizado para estimar las distancias a los cúmulos y las galaxias cercanas se basa en las características morfológicas del diagrama de Hertzsprung-Russell (básicamente, un gráfico de la luminosidad estelar frente a la temperatura efectiva, o el color relacionado). El lugar geométrico de las estrellas que convierten hidrógeno en helio en sus núcleos está particularmente bien definido en el diagrama HR y se denomina Secuencia Principal. El extremo inferior de la Secuencia Principal se puede trazar con precisión utilizando estrellas cercanas cuyas distancias están bien determinadas por el paralaje estelar u otros medios geométricos. La Secuencia Principal se puede extender a luminosidades más altas observando cúmulos jóvenes en nuestra galaxia.
Las distancias a las galaxias cercanas se pueden determinar comparando características más luminosas en el diagrama HR, como las estrellas RR Lyrae en la 'Rama Horizontal' (lugar geométrico de estrellas altamente evolucionadas que se quedan sin combustible nuclear). Un método refinado de usar las posiciones de las variables Cefeidas en el diagrama HR (entonces llamado relación período-luminosidad-color) extiende el uso del diagrama HR hacia las luminosidades supergigantes.
Hay muchos problemas en los detalles, particularmente los efectos de la 'metalicidad' (abundancia de elementos además del hidrógeno y el helio) en las estrellas, que deben tenerse en cuenta.
Ha pasado un tiempo para mí, pero las velas estándar incluyen
¡Lo primero y la base de todas las estimaciones de distancia es el paralaje! Las estrellas de nuestro vecindario tienen cierta paralaje vista desde el diámetro de la órbita de la Tierra. Esto hace una medida bastante precisa de la distancia. A todas las estrellas con un paralaje preciso se les puede asignar una luminosidad absoluta. Para continuar, debe buscar "velas estándar" dentro del conjunto de estas estrellas que tengan un paralaje medible de manera confiable.
Otro método es el patrón de difracción de las estrellas (longitud de coherencia de la luz de la estrella). Esto se puede utilizar para determinar el diámetro de una estrella. El diámetro (área) y la temperatura de color permiten calcular luminosidades absolutas.
strmqm
Warrick