¿Cómo mides la distancia a las estrellas dentro de la galaxia?

Question

Sé que para las estrellas cercanas (<50 AL) podemos usar el efecto de paralaje. Y para las galaxias distantes usamos el corrimiento al rojo (y la constante de Hubble). Entonces, ¿cómo medimos qué tan lejos está una estrella, digamos, a 50,000 AL de la Tierra?

Sé que me falta algo, simplemente no sé qué.

¿Cómo podemos asumir que hay una relación entre el corrimiento al rojo y la distancia cuando las estrellas

• se comportan como un fluido (turbulento) dentro de la galaxia y
• pueden estar moviéndose de cualquier manera diferente?

Edición: Es una pregunta de física, porque realmente quiero saber cuál es el modelo de velocidad de las estrellas dentro de la galaxia para usar el corrimiento al rojo. Mi instinto me dice que las estrellas se mueven como un enjambre dentro de la galaxia con una rotación general alrededor del centro de gravedad de la galaxia (de acuerdo con la respuesta editada de Horowitz).

Answer 1

Existen numerosos indicadores de distancia utilizados dentro de la galaxia. La forma más común es usando la magnitud intrínseca. Al saber qué tan brillante sería un objeto si estuviéramos cerca, podemos determinar qué tan lejos está por lo tenue que es. Hay muchos tipos de estrellas donde tenemos una idea aproximada de qué tan brillantes deberían ser debido a las características de la estrella:

1. Variables Cefeidas: El tipo original de estrella variable que fue utilizada por Hubble para determinar la distancia a la galaxia de Andrómeda.

2. Variables RR Lyrae: Como la variable Cefeida, pero generalmente más tenues.

3. Supernova Tipo 1a: Estos chicos, a diferencia de los dos primeros, son variables cataclísmicas. Básicamente una enana blanca binaria acumula lentamente materia de su binaria hasta que alcanza el Límite de Chandrasekhar, después de lo cual explota de una manera muy característica (ya que la masa en el momento de la explosión es aproximadamente constante).

4. Estrellas de la Secuencia Principal: Generalmente menos precisas que las primeras 3, hay algunos tipos de estrellas de la secuencia principal que se utilizan para encontrar distancias de manera similar.

Hay algunas otras formas en las que podemos medir distancias:

Movimiento Perpendicular: Por ejemplo, hay un "eco de luz" de SN 1987A que es esencialmente luz de la supernova interactuando con el polvo alrededor de la vieja estrella. Dado que este eco debería estar expandiéndose a la velocidad de la luz, podemos saber qué tan lejos está la nova por la velocidad angular de la luz.

Velocidad Relativa en un Cúmulo en Movimiento: (ver respuesta de dmckee)

Relación Tulley-Fisher: Una relación entre la luminosidad de la galaxia y su ancho aparente. Puede ser utilizada como un calculador de distancia decente.

Relación Faber-Jackson: Similar a Tulley-Fisher, relaciona la luminosidad con la tasa de dispersión de la velocidad radial.

EDICIÓN: Alguna información adicional sobre los corrimientos al rojo.

Toda la relación entre el corrimiento al rojo y la distancia fue establecida de hecho por Hubble relacionando la distancia con las variables Cefeidas (creo) con el corrimiento al rojo. Más tarde se hizo más preciso utilizando supernovas, que son más brillantes y pueden ser vistas desde mucho más lejos (creo que las supernovas recientes pueden ser vistas ocasionalmente alrededor de Z=2, mientras que las Cefeidas son todas Z<1). Dentro de una galaxia, el corrimiento al rojo no puede ser usado directamente ya que la "velocidad peculiar", la velocidad dentro de la galaxia, eclipsa completamente los efectos de la expansión del universo en la que se basa la Ley de Hubble. El corrimiento al rojo dentro de la galaxia es útil para ciertas otras técnicas.

EDICIÓN: corregidos algunos errores menores.

Answer 2

Un truco ingenioso para rangos intermedios requiere un sistema ligado dinámicamente cuyos componentes tengan movimientos propios medibles. Existe un número razonable de cúmulos globulares que califican.

Si proyectas esos movimientos a través del cielo, parecerán converger (aproximadamente) en dos lugares (uno hacia adelante y otro hacia atrás), y las direcciones de esos son la dirección del verdadero movimiento. Combina eso con la velocidad medida en la línea de la vista (a partir de corrimientos Doppler de líneas espectrales), y conocerás la velocidad total y podrás calcular la distancia.

Para objetos compuestos más distantes (cúmulos y galaxias) aún demasiado cercanos para usar la escala cosmológica (no podemos usar la relación de Hubble en nada en nuestro grupo local porque las velocidades provenientes de la ligadura dinámica son mayores que la relación cosmológica), se pueden utilizar variables Cefeidas y supernovas de Tipo 1a como velas estándar. Midiendo la distancia a cúmulos y galaxias cercanas (las Nubes de Magallanes en particular) para encontrar distancias dentro de la galaxia ya que aumenta la población total de estrellas que podemos utilizar para calibrar el diagrama HR.