La inmensa escala del ser. Parte 2, "Autoestop del Universo"

A principios de mes, el telescopio espacial europeo Gaia envió a la Tierra el resultado de tres años de mapeo de nuestra galaxia. Esta misión es una continuación del deseo centenario de la humanidad de revelar el secreto de la escala de nuestro mundo.

En la primera parte de esta revisión, aprendió acerca de los métodos inventivos para determinar las distancias en el sistema solar. A continuación, le presentaré la crónica de la búsqueda y mejora de métodos no menos ingeniosos para determinar las distancias interestelares e intergalácticas.

La caza de paralaje

A fines del siglo XVII, pocos astrónomos dudaban de la verdad del modelo heliocéntrico de nuestro sistema planetario. Además, los parámetros de la órbita de los planetas conocidos se han dado a conocer con una precisión relativamente alta. La tierra, reducida al rango de planetas ordinarios, según la mecánica celeste, tenía una órbita con un diámetro de 300 millones de km.

2000 años antes, Aristarco, calculando la distancia al Sol, recibió un diámetro de la órbita de la tierra de 15 millones de km. Pero incluso entonces, los partidarios del geocentrismo citaron argumentos contrarios a su sistema heliocéntrico, argumentando que con tal oscilación de la Tierra en el espacio, las personas deberían haber notado un cambio en la posición de las estrellas cercanas (paralaje estelar).

Permíteme recordarte que Aristarco contrarrestó el contraargumento, sugiriendo que las estrellas están tan lejos de la Tierra que el ojo humano no puede notar la paralaje estelar. El telescopio inventado a principios del siglo XVII amplió enormemente las capacidades del ojo humano, sin embargo, los errores sistemáticos en la observación y la perfección insuficiente de los instrumentos astronómicos arrastraron la "búsqueda" de paralaje estelar hasta principios del siglo XIX.


Modelos predichos de paralaje angular de estrellas según su inclinación angular hacia el plano eclíptico (es decir, la órbita de la Tierra).

Sin embargo, ya en este período se planean cambios significativos en la cosmovisión del mundo científico. A principios del siglo XVIII, Edmond Halley notó su propio movimiento de estrellas, comparando los catálogos de estrellas contemporáneos con las contrapartes griegas antiguas (el cambio en las coordenadas de algunas estrellas excedió los errores de las tablas de la antigüedad). Incluso entonces, los científicos hicieron estimaciones aproximadas de las distancias a las estrellas por su velocidad angular ("cuanto más rápido, más cerca").


El movimiento de Sirio en la constelación de Canis Major en el período comprendido entre 170 g. n e. y principios del siglo XVIII. La trayectoria angular de la estrella para este período corresponde aproximadamente a 1,5 discos lunares visibles. El cambio de cuadrícula es causado por la precesión del eje de la tierra .

A finales del siglo XVIII, el astrónomo inglés William Herschel comenzó a evaluar el orden en que las estrellas se alejan del Sol en proporción a su brillo. Al darse cuenta de un aumento en la concentración de estrellas en el plano de la Vía Láctea, Herschel sugirió que nuestro sistema estelar tiene una apariencia aplanada con un diámetro de 15,000 años luz. La unidad en el año luz fue introducida por Herschel para medir distancias interestelares y representa el camino recorrido por un rayo de luz durante el año terrestre (9,4 billones de kilómetros).

En 1837, en el año de la muerte de A.S. Pushkin, un astrónomo ruso de origen alemán Vasily Struve, publicó su catálogo de estrellas binarias, en el que mostró por primera vez la medición del paralaje de Vega igual a 0,125 segundos (el tamaño angular de la base de la pirámide de Keops, visible desde la Luna). Aunque las mediciones posteriores fueron diferentes a las primeras, Struve es considerado uno de los primeros astrónomos en calcular la distancia a otra estrella.

El próximo año, el astrónomo alemán Friedrich Bessel recibirá el valor de paralaje de 61 Cygnus, en 0.314 segundos, un poco más que el moderno (0.287). En el mismo 1838, el astrónomo inglés Thomas Henderson recibirá el valor de paralaje de Alpha Centauri en 1.16 segundos (una estimación moderna de 0.747).


El movimiento angular de las estrellas de Próxima Centauri contra el fondo de estrellas distantes. Las distorsiones en forma de onda son causadas por el movimiento de la Tierra alrededor del Sol (un cambio en el paralaje angular).

Sorprendido por el trabajo de sus colegas, el astrónomo inglés John Herschel (hijo de William Herschel), describe el nuevo hito en la historia de la astronomía: "el muro que interfirió con nuestra penetración en el universo estelar fue perforado casi simultáneamente en tres lugares".

"No pienses en tus segundos"

Las escalas eran tan grandes que incluso para una estrella con una paralaje de 1 segundo, las distancias se midieron en doscientas mil unidades astronómicas (a.u. = distancia de la Tierra al Sol). Por lo tanto, las distancias posteriores al acero se miden en paralaje de un segundo angular (parsek para abreviar), condicionalmente la distancia desde la cual el radio de la órbita de la tierra es visible en un ángulo de 1 segundo (el radio angular de un CD-ROM desde una distancia de 50 km). 1 parsec astronómico es aproximadamente igual a 3.26 St. años

A fines del siglo XIX, se midieron paralaje de aproximadamente 100 estrellas, sin embargo, la introducción de la fotografía en astronomía simplificó enormemente el proceso de obtención de paralaje estelar. El método desarrollado por el astrónomo estadounidense Schlesinger redujo el error de cálculo a 0.01 segundos, permitiendo detectar paralaje de casi 2,000 estrellas para 1924. Los instrumentos modernos basados ​​en tierra pueden reducir el error a la mitad a 0.005 segundos. Es decir a una distancia de 650 años luz.


La nave espacial Hipparch (izquierda), llamada así por el famoso astrónomo griego antiguo, pudo calcular el paralaje de las estrellas con un error de 0.001 segundo. Lanzada en 2013, la estación Gaia(derecha) calcula el paralaje de las estrellas de nuestra galaxia con una precisión de millones de segundos (¡para el menos brillante, cientos de millones de fracciones de segundo!). Gracias a la resolución de la matriz, 10 veces mayor que la del telescopio Kepler, la estación puede detectar hasta 10,000 candidatos para exoplanetas.

Química del color

Como notó, el método de paralaje a fines del siglo XIX y principios del XX solo era aplicable a distancias de un par de cientos de años luz, la parte principal de la galaxia seguía inalcanzable para determinar los paralaje. Sin embargo, la ayuda vino de un laboratorio de químicos. En los años 60 del siglo XIX, los astrónomos ya comenzaron a utilizar la espectrografía para determinar la composición química de los cuerpos celestes. Entonces, en 1866, se descubrió el elemento helio (en el espectro del Sol). La intensidad de las líneas espectrales también permitió juzgar la temperatura de la fotosfera del Sol y las estrellas.

El astrónomo y sacerdote italiano Angelo Secchi, en 1866-1877, creó la primera clasificación espectral de estrellas según la temperatura, el color y la composición química. Hacia el final de su vida, en 1878, Secchi dividió las estrellas en 5 clases. La clasificación espectral de las estrellas Secchi fue reemplazada por Harvard (1890), que aún se conserva (tabla a continuación).



Brillo de la estrella

Desde la época de Hiparco, los astrónomos han dividido las estrellas en 6 clases de brillo, las llamadas magnitudes estelares visibles (brillo visible). Las estrellas más brillantes pertenecían a la primera clase, las menos brillantes a la sexta. En este caso, se obtuvo una escala de brillo logarítmico, en la que cada magnitud siguiente es 2.51 veces más brillante que la anterior. Hoy, todos los objetos más brillantes que Vega tienen magnitudes negativas, y la invención del telescopio ha expandido la escala de las estrellas menos brillantes más allá de 6-7 magnitudes.

Al comparar los paralaje de las estrellas con su brillo, los astrónomos se dieron cuenta rápidamente de que las estrellas son muy diferentes entre sí en la cantidad de energía emitida (luminosidad). Las estrellas más brillantes en el cielo no siempre resultaron ser las más cercanas. Por conveniencia de comparar la luminosidad intrínseca de las estrellas, se introdujo una magnitud absoluta, expresando su magnitud aparente desde una distancia de 10 parsecs de la estrella (32.6 años luz).


La estrella más brillante del cielo, Sirius, tiene una magnitud absoluta de 1.4 (en todos los espectros de emisión, el llamado valor bolométrico, el brillo aparente con 10 parsecs sería 10% menor que 1.8). Para el Sol, este valor es 4.83 (visible 4.7). Es decir La luminosidad de Sirius supera la solar en 25 veces.


Los tamaños del Sol y Sirio contra el fondo de las estrellas de los gigantes. Antares es casi 1000 veces más grande que nuestra estrella, sin embargo, ambas estrellas difieren en masa solo 10 veces (la diferencia en las masas de la Tierra y Marte). Antares tiene una estrella compañera, Antares B. Gracias a los conocidos paralaje a estrellas binarias relativamente cercanas, fue posible calibrar la dependencia de la luminosidad de la masa.

"La regularidad del caos"

En 1910-1913, el astrónomo danés Einar Herzshprung y su colega estadounidense Henry Russell, analizando los datos físicos de las estrellas con paralaje conocidos, llegaron a una conclusión intrigante. Después de compilar una tabla de la proporción de espectro y luminosidad, los científicos descubrieron que las estrellas en la mesa no están en orden aleatorio, lo que demuestra una relación directa entre el espectro, la temperatura, el color y la luminosidad de las estrellas.


El diagrama muestra que las estrellas se dividen en varios grupos (secuencias). El sol, como la mayoría de las estrellas en la galaxia, se encuentra en la secuencia principal. Russell decidió correctamente que el diagrama también muestra las etapas de la vida de las estrellas.

La regularidad de "color-luminosidad", llamada diagrama de Hertzsprung-Russell, permitió evaluar su luminosidad a partir del espectro de estrellas. Conociendo la luminosidad, fue fácil determinar la magnitud absoluta de las luminarias con paralaje desconocido. Conociendo la magnitud aparente a una distancia de 10 parsecs de la estrella (M), y comparándola con la magnitud visible desde la Tierra (m), fue fácil calcular la distancia a ella: 10 parsec * 10 al grado (m-M) / 5 (la llamada reducción de la secuencia principal).

El principal problema del método espectral es una estimación aproximada de la luminosidad de las estrellas. Los cúmulos de estrellas son los más adecuados para este método, donde el error de medición es parcialmente compensado por una gran muestra de estrellas (el error disminuye al 20%, la reducción de la secuencia principal es más precisa cuanto mayor es la muestra de estrellas). Además, este método se puede calibrar utilizando las paralaje radiales de los grupos cercanos a nosotros.

Detrás de las escenas de la galaxia

Al estudiar las velocidades angulares de las estrellas, el astrónomo holandés Jacobus Kaptein, en 1904, descubrió que las estrellas se mueven en dos direcciones opuestas en las corrientes, lo que indica la rotación de nuestro sistema estelar. También inició el primer estudio a gran escala de la distribución de estrellas en nuestra galaxia en términos de espectro, brillo y velocidad radial (la velocidad de un objeto a lo largo de la línea de visión del observador).

Kaptein y el astrónomo inglés James, basados ​​en el estudio del movimiento de las estrellas en la Vía Láctea, mostraron que no está determinado por las leyes de Kepler. Por las leyes de movimiento de los planetas de Johannes Kepler, sabemos que la velocidad orbital de los objetos disminuye con la distancia desde el centro de gravedad. En nuestra galaxia, la velocidad de las estrellas de este patrón no obedeció. A partir de esto, James y Kaptain llegaron a la conclusión de que la Vía Láctea tiene una gran masa oculta (el comienzo de la teoría de la materia oscura).


A - distribución de velocidad estelar según las leyes de Kepler. B es la distribución de velocidad real en la Vía Láctea.

Este estudio ayudó a evaluar el grado de absorción de luz en el espacio interestelar. Entonces, habiendo determinado de manera confiable la distancia a una determinada estrella, así como su clase espectral, fue posible calcular la distancia a una estrella más distante de una clase espectral similar. Para esto, se tuvo en cuenta el efecto del "enrojecimiento interestelar" , debido a que la parte roja del espectro es más pronunciada debido a la menor absorción de color rojo por los gases y el polvo interestelar (que no debe confundirse con el efecto Doppler ). Se observa un efecto similar en la Tierra, en el cenit, el color del sol se percibe como blanco, sonrojándose al acercarse al horizonte.

A principios de la década de 1930, el "enrojecimiento interestelar" nos permitió determinar el tamaño de nuestra galaxia: 100,000 años luz de diámetro, y su centro estaba ubicado a una distancia de aproximadamente 30,000 sv. años

"Velas" de navegación

Uno de los métodos más comunes para determinar distancias en nuestra galaxia pertenece a una clase especial de estrellas con brillo variable. En 1908, la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, al estudiar estrellas variables en la Pequeña Nube de Magallanes, descubrió un patrón interesante. Los astrónomos de esa época ya sabían que las estrellas de esta región pertenecen al mismo cúmulo de estrellas y están igualmente distantes de la Tierra. En base a esto, Leavitt concluyó que el período de fluctuaciones en el brillo de las estrellas variables está directamente relacionado con su luminosidad (cuanto más largo es el período, mayor es la luminosidad).

En 1913, Hertzsprung obtuvo una dependencia numérica de la luminosidad del período, identificando estas variables con estrellas de la vecindad del Sol, que tenían un espectro similar y se conocían como Cefeidas (después del nombre de la primera estrella descubierta de esta clase del Delta del Cefeo a fines del siglo XVIII). Un poco más tarde, el astrónomo estadounidense Shapley aclarará esta dependencia.


Tabla de razón de períodos (P) - magnitud absoluta (Mv, valor promedio para el período) para las cefeidas.

A fines de la década de 1920, otro astrónomo estadounidense, Edwin Hubble, que había descubierto cefeidas en la nebulosa M31 de la constelación de Andrómeda, demostró por primera vez que esta nebulosa es en realidad una galaxia separada. Una fotografía antigua de Cefeidas en la galaxia M 31, realizada por Edwin Hubble (abajo a la derecha), en el contexto de una fotografía moderna de las mismas Cefeidas con el mismo telescopio orbital.




"Las cefeidas tienen el sistema equivocado"

A mediados del siglo XX, el mundo científico se enfrentó a la paradoja de la Vía Láctea gigante. Todas las galaxias estudiadas a las que fue posible determinar la distancia por cefeidas (rango de detección de hasta 10 millones de años luz) resultaron ser significativamente menores que las nuestras. Incluso los colosos entre las galaxias elípticas, siendo más grandes que cualquier otra galaxia espiral, resultaron ser más pequeños que los nuestros. En 1952, el astrónomo alemán Walter Baade, que trabajó en los Estados Unidos, comparando los tamaños de las nebulosas de gas y polvo en nuestra galaxia, así como las galaxias espirales cercanas a nosotros, sugirió reconsiderar la escala de distancias intergalácticas.

Utilizando métodos anteriores para determinar las distancias interestelares, los astrónomos ya han notado que las nebulosas de gas y polvo en nuestra galaxia tienen tamaños similares. Baade sugirió que tales nebulosas en la galaxia de Andrómeda también deberían tener dimensiones similares. Según sus espectros y tamaños angulares, el astrónomo sugirió que la distancia a esta galaxia debería duplicarse, de 800,000 sv. años hasta moderno 2.5 millones de St. años, es decir La magnitud absoluta de este tipo de cefeida se subestima 4 veces. Y las Cefeidas utilizadas para determinar la escala de nuestra galaxia fueron principalmente aquellas en base a las cuales se realizó la calibración inicial de Hertzsprung-Shapley y, por lo tanto, los cálculos fueron generalmente correctos.

Hoy, las cefeidas se dividen en dos tipos (gráfico a continuación). El primer tipo (clásico, B. Cep.), Es una estrella vieja, concentrada en cúmulos abiertos. El segundo tipo de Cefeidas W Virgo (W Vir.) Se concentra principalmente en racimos globulares. Su luminosidad es 4 veces menor que las cefeidas clásicas. El uso de la dependencia de la luminosidad tipo V-Virgo para determinar la distancia a las cefeidas clásicas de Andrómeda llevó al error de los primeros cálculos de distancias intergalácticas.




Cepheid RS de la constelación Porm pulsa con un período de 40 días. Gracias al eco de luz de la nebulosa circundante, se determinó una distancia de 6.500 años luz de forma geométrica, con un error récord de 1.5% (a partir de 2008). Dicha precisión es muy importante para calibrar distancias de "velas estándar", una de las cuales son las cefeidas.

El tercer tipo de estrellas variables con una dependencia de la luminosidad del período ya no se conoce como Cefeidas. Estos son los llamados gigantes rojos RR Lyrae. Estas viejas estrellas con una masa cercana a la solar lo superan en luminosidad decenas de veces. Su período de pulsación generalmente no excede las 24 horas (las cefeidas tienen decenas y cientos de días). Menos brillantes que las cefeidas, pero más comunes, las estrellas del tipo RR Lyra son excelentes como "velas estándar" para determinar distancias dentro de la Vía Láctea. El número de diferentes tipos de variables no se limita solo a las cefeidas y las variables RR Lyrae (indicadas en verde como pulsantes debido a la compresión gravitacional). El color rosa cubre variables con convección turbulenta de las capas externas. El brillo variable de las estrellas asociadas con las ondas de choque acústicas se indica en azul.




"Eructos" de escala universal

A pesar del alto brillo de las Cefeidas y las estrellas gigantes, su aplicabilidad como velas estándar todavía no siempre es posible. Para determinar la distancia a objetos más distantes, los astrofísicos recurren a la ayuda de ... enanas estelares del tamaño de nuestro planeta. Las enanas blancas representan la etapa final en la evolución de las estrellas con una masa cercana al sol. Si hay una estrella compañera que envejece junto a ese "cadáver", las enanas blancas se convierten en "zombis", absorbiendo gases de las capas externas infladas del vecino. En cierto momento, la enana blanca alcanza una masa crítica en la que se produce la detonación termonuclear de carbono a gran escala, una explosión de supernova.

Este tipo de supernova se clasifica como clase Ia; no hay líneas de hidrógeno en sus espectros, pero las líneas de calcio son fuertes.



En el momento de la explosión de la clase Ia, las enanas blancas alcanzan la misma masa crítica (límite de Chandrasekhar) y, en consecuencia, tienen luminosidades muy cercanas (excepto para el tipo Iax). Y como ya sabemos, los objetos con una luminosidad conocida son excelentes velas estándar para determinar distancias cósmicas (dentro de los 170 millones de años luz). Un proceso similar conduce a la aparición de estrellas "nuevas" (clase Q), sin embargo, este tipo de enanas blancas "explosivas" es cientos de veces más débil que las supernovas y no está asociado con la detonación de carbono cuando se alcanza el límite de Chandrasekhar (como en el tipo Ia).


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En galaxias grandes, las supernovas explotan con una frecuencia de veces / 30-70 años. Alrededor de un tercio de ellos son de tipo Ia. Los tipos Ib / c tampoco tienen líneas de hidrógeno en el espectro, sin embargo, las líneas de calcio son débiles y la aparición de tales supernovas es provocada por el colapso gravitacional de una estrella masiva moribunda (video a continuación). La naturaleza de las supernovas de tipo II es la misma, sin embargo, a diferencia de Ib, las líneas de hidrógeno son fuertes en sus espectros. Las distancias por supernovas de las clases Ib, Ic, II-L y las nuevas estrellas Q se estiman principalmente por la tasa de disminución del brillo al alcanzar el brillo visible máximo.



"Red Far"

En 1929, comenzando a determinar las distancias intergalácticas, Edwin Hubble descubrió que el desplazamiento al rojo Doppler de los espectros de galaxias, encontrado por su colega y compatriota Slifer en 1912, cuanto más notable, mayor es la distancia a esta galaxia (ley de Hubble). Como sabemos, Hubble comenzó a determinar distancias basándose en una calibración incorrecta de Cefeidas, y por lo tanto, el coeficiente de aceleración de la recesión de galaxias derivado por él en proporción a la distancia (constante de Hubble) era demasiado alto.

Hoy, la ley de Hubble es interpretada por el desplazamiento al rojo cosmológico de los espectros de las galaxias debido a la expansión del universo. El efecto Doppler en este caso es causado por la expansión del espacio en el que se propaga la onda de luz, y no por el movimiento real de las galaxias mismas. Paradójicamente, el desplazamiento al rojo cosmológico comienza a manifestarse notablemente a grandes distancias que las operadas por Hubble, por lo que su ley se deriva originalmente de los errores de interpretación de la observación. Determinar el valor exacto de la constante de Hubble (H = 67 km / s / (Mpc), varía con el tiempo, pero es el mismo en todos los puntos del universo) nos permite determinar las distancias a las galaxias a una distancia de mil millones de años luz y más. Para esto, el desplazamiento al rojo cosmológico en los espectros (z) se compara con la relación entre la velocidad de la luz y la constante de Hubble.





Como se mencionó anteriormente, la velocidad de eliminación de las galaxias (la expansión del espacio entre nosotros) es más significativa, mayor es la distancia. A una distancia de miles de millones de años luz, esta velocidad es tal que la galaxia logra aumentar la distancia varias veces sobre el camino de la onda de luz. Por ejemplo, la luz de la galaxia de Andrómeda vuela hacia nosotros durante 2.5 millones de años, tiempo durante el cual la galaxia misma se nos acerca "solo" a 1000 St. años Por lo tanto, podemos decir que la distancia visible (aberración, Dt) a M31 es prácticamente la misma que la real (concomitante, Dc).



De lo contrario, la situación está muy lejos de las galaxias. Las distancias de aberración (Dt) y asociadas (Dc) coinciden aproximadamente hasta una distancia de 2 mil millones de St. años, y divergen fuertemente cuando se supera esta escala. En la literatura popular, el valor de la distancia de aberración se usa con más frecuencia, esto es lo que significa cuando la distancia a los objetos más distantes del universo se estima en 13 mil millones de St. años, mientras que la distancia de acompañamiento (a la cual el objeto se retiró durante la trayectoria de la onda de luz) se determina en decenas de miles de millones de años luz.

A los orígenes.

Obviamente, la fidelidad de la escala aceptada de distancias cosmológicas depende directamente de la precisión para determinar la constante de Hubble. El valor de esta constante a su vez depende de la calibración de varios métodos para determinar las distancias dentro del grupo local de galaxias. El método más preciso para determinar las distancias a las galaxias locales es la relación período-luminosidad de las cefeidas antiguas (el telescopio Hubble a menudo tiene que buscar cefeidas de galaxias cercanas).

El trabajo sobre la calibración de distancias a las Cefeidas dentro de nuestra Galaxia y sus satélites, en particular las Nubes de Magallanes (esto aclarará el período - dependencia de la luminosidad) continúa activamente. Entonces, recientemente encontró un cambio en la relación período-luminosidad con la edad de las cefeidas, así como la necesidad de tener en cuenta su pérdida de masa. Entonces, la calibración exacta de las distancias en nuestra galaxia es muy importante para la cosmología y la física teórica, lo que puede ayudar en el desarrollo del conocimiento sobre la evolución de las estrellas (mejorando la tabla Russell de Hertzsprüg).



Los cartógrafos espaciales como Hipparchus y Gaia, que aún trabajan, desempeñan un papel clave en la ampliación de nuestra galaxia, que recientemente envió a sus creadores una enorme base de datos de objetos de la Vía Láctea (video arriba): posiciones de más de mil millones de estrellas, parámetros detallados de 2 millones de ellos. . Los catálogos estelares de velas estándar se complementaron con curvas de luz de 3 mil estrellas variables (Cefeidas y Lyrae RR).

El alfabeto de 26 métodos para determinar distancias espaciales desarrollado hasta la fecha.
Efecto Doppler.
Escala de distancia cosmológica.
Estrellas variables
Étoile variable de tipo RR Lyrae.
La estrella que cambió el universo brilla en Hubble Photo.

Source: https://habr.com/ru/post/es397509/