26.4: La Escala Extragaláctica de Distancia
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir el uso de estrellas variables para estimar distancias a galaxias
- Explicar cómo se pueden usar los bulbos estándar y la relación Tully-Fisher para estimar distancias a galaxias
Para determinar muchas de las propiedades de una galaxia, como su luminosidad o tamaño, primero debemos saber qué tan lejos está. Si conocemos la distancia a una galaxia, podemos convertir lo brillante que nos aparece la galaxia en el cielo en su verdadera luminosidad porque conocemos la manera precisa en que la luz se atenúa por la distancia. (La misma galaxia 10 veces más alejada, por ejemplo, se vería 100 veces más tenue). Pero la medición de las distancias de las galaxias es uno de los problemas más difíciles de la astronomía moderna: todas las galaxias están muy lejos, y la mayoría están tan distantes que ni siquiera podemos distinguir estrellas individuales en ellas.
Durante décadas después del trabajo inicial del Hubble, las técnicas utilizadas para medir las distancias de las galaxias fueron relativamente inexactas, y diferentes astrónomos derivaron distancias que diferían tanto como un factor de dos. (Imagínese si la distancia entre su casa o dormitorio y su clase de astronomía fuera así de incierta; sería difícil asegurarse de llegar a clase a tiempo). En las últimas décadas, sin embargo, los astrónomos han ideado nuevas técnicas para medir distancias a galaxias; lo más importante, todos ellos dan la misma respuesta con una precisión de alrededor del 10%. Como veremos, esto significa que finalmente podremos hacer estimaciones confiables del tamaño del universo.
Estrellas Variables
Antes de que los astrónomos pudieran medir distancias a otras galaxias, primero tenían que establecer la escala de distancias cósmicas utilizando objetos en nuestra propia Galaxia. Describimos la cadena de estos métodos de distancia en Distancias Celestiales (y te recomendamos que revises ese capítulo si ha pasado un tiempo desde que lo leíste). Los astrónomos se mostraron especialmente encantados cuando descubrieron que podían medir distancias utilizando ciertos tipos de estrellas variables intrínsecamente luminosas, como las cefeidas, que se pueden ver a distancias muy grandes (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Después de que las variables en galaxias cercanas se hubieran utilizado para realizar mediciones de distancia durante algunas décadas, Walter Baade demostró que en realidad había dos tipos de cefeides y que los astrónomos los habían estado mezclando sin saberlo. Como resultado, a principios de la década de 1950, las distancias a todas las galaxias tuvieron que aumentarse en aproximadamente un factor de dos. Mencionamos esto porque queremos que tengas en cuenta, a medida que sigues leyendo, que la ciencia es siempre un estudio en progreso. Nuestros primeros pasos tentativos en investigaciones tan difíciles siempre están sujetos a futuras revisiones a medida que nuestras técnicas se vuelven más confiables.
La cantidad de trabajo que implica encontrar las cefeidas y medir sus períodos puede ser enorme. Hubble, por ejemplo, obtuvo 350 fotografías de larga exposición de la galaxia de Andrómeda en un periodo de 18 años y solo pudo identificar 40 cefeidas. A pesar de que las cefeidas son estrellas bastante luminosas, solo pueden detectarse en unas 30 de las galaxias más cercanas con los telescopios terrestres más grandes del mundo.
Como se mencionó en Distancias Celestiales, uno de los principales proyectos realizados durante los primeros años de funcionamiento del Telescopio Espacial Hubble fue la medición de cefeidas en galaxias más distantes para mejorar la precisión de la escala de distancia extragaláctica. Recientemente, los astrónomos que trabajan con el Telescopio Espacial Hubble han extendido tales mediciones a 108 millones de años luz, un triunfo de la tecnología y la determinación.
Sin embargo, solo podemos usar las cefeidas para medir distancias dentro de una pequeña fracción del universo de galaxias. Después de todo, para utilizar este método, debemos ser capaces de resolver estrellas individuales y seguir sus sutiles variaciones. Más allá de cierta distancia, incluso nuestros mejores telescopios espaciales no pueden ayudarnos a hacer esto. Afortunadamente, hay otras formas de medir las distancias a las galaxias.
Bombillas Estándar
Discutimos en Distancias Celestiales la gran frustración que sintieron los astrónomos al darse cuenta de que las estrellas en general no eran bombillas estándar. Si cada bombilla en un auditorio enorme es una bombilla estándar de 100 vatios, entonces las bombillas que nos parezcan más brillantes deben estar más cerca, mientras que las que parecen más tenues deben estar más lejos. Si cada estrella fuera una luminosidad estándar (o potencia), entonces podríamos “leer” de manera similar sus distancias en función de lo brillantes que nos parezcan. Ay, como hemos aprendido, ni las estrellas ni las galaxias vienen en una luminosidad estándar. Sin embargo, los astrónomos han estado buscando objetos que actúen de alguna manera como una bombilla estándar, que tengan el mismo brillo intrínseco (incorporado) dondequiera que estén.
Se han hecho varias sugerencias sobre qué tipo de objetos podrían ser bombillas estándar efectivas, incluidas las estrellas supergigantes más brillantes, las nebulosas planetarias (que emiten mucha radiación ultravioleta) y el cúmulo globular promedio en una galaxia. Un objeto resulta particularmente útil: la supernova tipo Ia. Estas supernovas implican la explosión de una enana blanca en un sistema binario (ver sección sobre La evolución de los sistemas estelares binarios) Las observaciones muestran que todas las supernovas de este tipo alcanzan casi la misma luminosidad (aproximadamente\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)) a la máxima luz. Con tan tremendas luminosidades, estas supernovas han sido detectadas a una distancia de más de 8 mil millones de años luz y por lo tanto son especialmente atractivas para los astrónomos como una forma de determinar distancias a gran escala (Figura\(\PageIndex{2}\)).
También se han sugerido otros tipos de bombillas estándar visibles a grandes distancias, incluido el brillo general de, por ejemplo, elípticas gigantes y el miembro más brillante de un cúmulo de galaxias. Las supernovas tipo Ia, sin embargo, han demostrado ser las bombillas estándar más precisas, y se pueden ver en galaxias más distantes que los otros tipos de calibradores. Como veremos en el capítulo sobre El Big Bang, las observaciones de este tipo de supernova han cambiado profundamente nuestra comprensión de la evolución del universo.
Otras técnicas de medición
Otra técnica para medir distancias galácticas hace uso de una interesante relación notada a fines de la década de 1970 por Brent Tully de la Universidad de Hawaii y Richard Fisher del Observatorio Nacional de Radioastronomía. Descubrieron que la luminosidad de una galaxia espiral está relacionada con su velocidad de rotación (qué tan rápido gira). ¿Por qué sería esto cierto?
Cuanta más masa tenga una galaxia, más rápido deben orbitar los objetos en sus regiones exteriores. Una galaxia más masiva tiene más estrellas en ella y es así más luminosa (ignorando por un momento la materia oscura). Pensando en nuestra discusión de la sección anterior, podemos decir que si las relaciones masa-luz para varias galaxias espirales son bastante similares, entonces podemos estimar la luminosidad de una galaxia espiral midiendo su masa, y podemos estimar su masa midiendo su velocidad de rotación.
Tully y Fisher utilizaron la línea de 21 cm de gas hidrógeno frío para determinar la rapidez con la que el material de las galaxias espirales está orbitando sus centros (puede revisar nuestra discusión sobre la línea de 21 cm en Entre las estrellas: gas y polvo en el espacio). Dado que la radiación de 21 cm de átomos estacionarios viene en una bonita línea estrecha, el ancho de la línea de 21 cm producida por toda una galaxia giratoria nos dice el rango de velocidades orbitales del gas hidrógeno de la galaxia. Cuanto más amplia es la línea, más rápido está orbitando el gas en la galaxia, y más masiva y luminosa resulta ser la galaxia.
Es algo sorprendente que esta técnica funcione, ya que gran parte de la masa asociada a las galaxias es la materia oscura, que no contribuye en absoluto a la luminosidad pero sí afecta la velocidad de rotación. Tampoco hay ninguna razón obvia por la que la relación masa/luz deba ser similar para todas las galaxias espirales. Sin embargo, las observaciones de galaxias más cercanas (donde tenemos otras formas de medir la distancia) muestran que medir la velocidad de rotación de una galaxia proporciona una estimación precisa de su luminosidad intrínseca. Una vez que sabemos lo luminosa que es realmente la galaxia, podemos comparar la luminosidad con el brillo aparente y usar la diferencia para calcular su distancia.
Si bien la relación Tully-Fisher funciona bien, es limitada, solo podemos usarla para determinar la distancia a una galaxia espiral. Existen otros métodos que se pueden utilizar para estimar la distancia a una galaxia elíptica; sin embargo, esos métodos están más allá del alcance de nuestro curso introductorio de astronomía.
La tabla\(\PageIndex{1}\) enumera el tipo de galaxia para la que es útil cada una de las técnicas de distancia, y el rango de distancias sobre las que se puede aplicar la técnica.
| Método | Tipo de Galaxia | Rango de distancia aproximado (millones de años luz) |
|---|---|---|
| Nebulosas planetarias | Todos | 0—70 |
| Variables cefeidas | Espiral, irregulares | 0—110 |
| Relación Tully-Fisher | Espiral | 0—300 |
| Supernovas tipo Ia | Todos | 0—11,000 |
| Movimientos al rojo (ley del Hubble) | Todos | 300—13,000 |
Resumen
Los astrónomos determinan las distancias a las galaxias utilizando una variedad de métodos, incluyendo la relación período-luminosidad para las variables cefeidas; objetos como las supernovas tipo Ia, que parecen ser bulbos estándar; y la relación Tully-Fisher, que conecta el ensanchamiento de línea de radiación de 21 cm con la luminosidad de galaxias espirales. Cada método tiene limitaciones en cuanto a su precisión, los tipos de galaxias con las que se puede utilizar y el rango de distancias sobre las que se puede aplicar.
Glosario
- Supernova tipo Ia
- una supernova formada por la explosión de una enana blanca en un sistema binario y alcanza una luminosidad de aproximadamente\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\); puede ser utilizada para determinar distancias a galaxias a gran escala