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Space Science Short
National Aeronautics and Space Administration
NASA Headquarters Washington, D.C.,
October 1994
Los astrónomos miden las dimensiones del espacio usando "indicadores de distancias" -- objetos
celestes con propiedades únicas, que permiten deducir sus distancias. Mediciones de distancia
confiables son un factor crucial para determinar un valor preciso para la rata de expansión del
universo (llamada la Constante de Hubble) que se requiere para estimar el tamaño y la edad del
universo. (Para calcular la Constante de Hubble, los astrónomos también necesitan saber qué tan
rápido se aleja de nosotros una galaxia, medido por su corrimiento espectral hacia el rojo).
Medir la distancia a una galaxia lejana involucra un complejo conjunto de pasos fuertemente interrelacionados.
Primero, se usan indicadores de distancia dentro de nuestra propia galaxia como puntos de apoyo para calibrar otros indicadores de distancia en galaxias cercanas, los cuales a su vez crean otros puntos de apoyo para calibrar distancias hacia aún más lejanas galaxias.
El primer peldaño en la "escala de distancias" puede encontrarse en la vecindad de nuestra Vía Láctea, en cúmulos estelares abiertos cercanos, como las Hyades y el cúmulo de la Osa Mayor. Un cúmulo abierto es una colección de estrellas jóvenes con un movimiento común en el espacio. Debido a que las Hyades y el cúmulo de la Osa Mayor están cercanos a nosotros, sus distancias pueden ser deducidas usando mediciones de velocidad radial (movimiento hacia o desde nosotros) y mediciones de movimiento propio de las estrellas miembros. Esto permite a los astrónomos obtener el brillo intrínseco, o luminosidad, de distintos tipos de estrellas en estos cúmulos abiertos.
Los astrónomos han medido el brillo de estrellas con propiedades similares en cúmulos abiertos más distantes. Asumiendo que estas estrellas tendrían el mismo brillo intrínseco que sus contrapartes cercanas, la distancia a los cúmulos abiertos remotos se calcula comparando los brillos aparentes e intrínsecos de sus estrellas miembros.
Para obtener las distancias a las galaxias cercanas, los astrónomos usan "indicadores de distancia primarios". Estos son objetos que pueden ser observados dentro de nuestra galaxia, o que tienen características que pueden modelarse teóricamente. Los ejemplos incluyen las estrellas variables Ceféidas, novas, supernovas, y estrellas RR Lirae.
Dos indicadores de distancia primarios bien definidos, o "bujías estándar", son las Ceféidas y las más tenues estrellas RR Lirae. Ellas tienen una variación regular en brillo, y el período de esta pulsación está estrechamente relacionado con el brillo intrínseco de la estrella. De modo que, si conocemos el período de pulsación de una estrella, podemos deducir su brillo verdadero. La distancia a la estrella puede entonces calcularse comparando su brillo verdadero con su brillo aparente.
Las estrellas variables Ceféidas son con frecuencia utilizadas como calibradores de distancia para las galaxias cercanas. Ellas son estrellas gigantes o super-gigantes amarillas muy luminosas, que regularmente varían en brillo con períodos que van desde 1 a 70 días. Este tipo de estrella está en una etapa evolutiva tardía, pulsando debido a un desbalance entre su atracción gravitatoria hacia adentro y la presión hacia afuera.
Se encuentran Ceféidas en cúmulos abiertos remotos, cuyas distancias son conocidas por comparación con cúmulos abiertos cercanos. Por lo tanto es posible calibrar estas Ceféidas con una regla obtenida independientemente.
Anteriormente, las mejores observaciones basadas en tierra han detectado Ceféidas en galaxias
cercanas dentro de los 12 millones de años-luz de distancia. Sin embargo, todas las galaxias en
esta región tienen movimientos debidos a la atracción gravitatoria de galaxias vecinas.
Para poder estudiar la expansión global del universo, es necesario alcanzar hasta las Ceféidas
en galaxias distantes al menos 30 millones de años-luz.
Hasta las recientes observaciones del Telescopio Espacial Hubble de las Ceféidas en M100, no
había "bujías estándar" observables bien calibradas a estas distancias. Por lo tanto, los
astrónomos han estado utilizando otros tipos de objetos, llamados "indicadores de distancia
secundarios", para sondear cada vez más profundamente en el universo.
Los indicadores de distancia secundarios, como las nebulosas planetarias, supernovas, y las
estrellas más brillantes, son usados en galaxias que son tan remotas, que en ellas sólo pueden
discernirse los objetos más prominentes. (Estos indicadores secundarios son calibrados en
galaxias más cercanas, donde las distancias son conocidas a partir de los indicadores primarios
residentes, antes de ser aplicados a galaxias más remotas).
Las galaxias mismas, pueden también ser usadas como indicadores de distancia secundarios.
Una estrategia ampliamente utilizada, el método Tully-Fisher, usa una correlación entre los
movimientos internos dentro de las galaxias (a partir de observaciones de radio del gas
interestelar frío) y sus luminosidades.
Otro método, la relación Faber-Jackson, examina los movimientos aleatorios de las estrellas en
una galaxia, obtenidos a partir de mediciones espectroscópicas.
Estas relaciones están basadas en el hecho de que una galaxia más masiva sería más luminosa, y
rotaría más rápidamente que una galaxia menos masiva.
Para más información, e imágenes, enlace con
Cepheid Variables in M100
(en el Web site del STScI, en Inglés).
Para más información, enlace con
HST findings shed new light on the fate of the Cosmos
(en el Web site de Science@NASA, en Inglés).
Investigaciones recientes han encontrado que la rata de expansión del cosmos
comenzó a acelerar hace unos cinco a seis mil millones de años.
See ARVAL - El Hubble Encuentra Evidencia de Energía Oscura en el Joven Universo.
Esto significa que la "Constante de Hubble" no es verdaderamente constante, porque varía en el tiempo al acelerar la rata de expansión.
Actualizada: Noviembre 19 '06
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