Astronomía

¿Cómo se miden las velocidades de objetos brillantes y lejanos?

¿Cómo se miden las velocidades de objetos brillantes y lejanos?


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Como ya dice el título, quiero saber cómo se miden las velocidades de objetos brillantes y lejanos, p. Ej. cuando la deriva de paralaje media no se puede medir con el aparato actual (esto significa cuando solo hay una imagen "inmóvil" de ese objeto disponible)

Sé que se puede medir el corrimiento al rojo de las líneas espectrales y corregirlas para el corrimiento al rojo gravitacional si ya se conoce la distancia. Pero entonces la relación entre la frecuencia de fuente $ f_S $ y la frecuencia observada $ f_O $ es $$ f_O = f_S frac { sqrt {1- frac {v ^ 2} {c ^ 2}}} {1+ frac {v} {c} cos ( alpha)} $$, donde $ alpha $ es el ángulo entre la línea de visión y el vector de velocidad.

Si solo se tiene una imagen "inmóvil" del objeto, no hay forma de determinar este ángulo $ alpha $ y, por lo tanto, no hay forma de obtener la velocidad mediante el corrimiento al rojo.

Como adición: ¿A qué distancia la deriva de paralaje media se vuelve inconmensurable con el aparato de corriente?


El "desplazamiento al rojo" de una galaxia distante se define en términos de la velocidad de su línea de visión. En nuestro modelo del universo en expansión, una vez que nos alejamos del grupo local de galaxias (que tienen sus propios movimientos peculiares), las galaxias distantes siguen el flujo del Hubble y, en primer orden, tienen una velocidad en la línea de visión que es proporcional a su distancia. (se vuelve más complicado para galaxias muy distantes).

Las galaxias distantes también pueden tener una velocidad "tangencial", pero para las galaxias fuera del grupo local estas velocidades serán despreciable en comparación con el corrimiento al rojo. es decir, la velocidad de la línea de visión debido a la expansión del universo es dominante.

Supongo que por "deriva de paralaje" te refieres al movimiento propio, que es la velocidad a la que cambia la posición de una estrella con respecto al sistema de coordenadas celestes. Este movimiento adecuado depende de qué tan lejos esté la estrella. y qué tan rápido se mueve tangencialmente con respecto al sistema solar.

Así, para estimar una tangencial velocidad necesitas ambas cosas el movimiento adecuado y la distancia a la estrella.

I pensar el objeto más distante para el que se ha determinado un movimiento adecuado con alguna precisión es la galaxia de Andrómeda, que está a un par de millones de años luz de distancia. Esto se logró mediante el estudio de la posición de muchas estrellas en Andrómeda durante un período de 7 años utilizando el Telescopio Espacial Hubble. Los detalles se pueden encontrar en Sohn et al. (2012); pero los números principales son que el movimiento propio es de tan solo $ sim 0.05 $ mili-arcsegundos por año (!), lo que implica una velocidad tangencial (con respecto al sistema solar) de aproximadamente 150 km / s.

Otro candidato está midiendo las velocidades del material en el chorro de la galaxia activa M87 por Meyer et al. (2013). Esta galaxia está a 50 millones de años luz, pero el movimiento del chorro solo es detectable aquí porque se mueve de manera relativista.

Estos son casos bastante especiales. En general, las velocidades tangenciales de las estrellas en nuestra galaxia son pequeñas y las suspensiones a gran escala de los movimientos propios generalmente son inexactas más allá de unos pocos miles de años luz. Los próximos resultados de Gaia mejorarán esto drásticamente, lo que significa que tenemos buenos movimientos adecuados para objetos a decenas de miles de años luz.


En general, no se puede obtener la velocidad total de un objeto lejano, solo el componente a lo largo de la línea de visión. Sin embargo, si una estrella no está demasiado lejos, y su posición en el cielo se mide con mucha precisión con un intervalo de algunos años, se puede determinar el componente de velocidad perpendicular a la línea de visión, dando junto con el corrimiento al rojo la velocidad total. Se espera que la nave espacial Gaia, lanzada recientemente, mida el movimiento adecuado de millones de estrellas de esta manera.

En galaxias distantes, esto no es posible. Si uno está interesado en, digamos, la dispersión de velocidad 3D del gas, se mide la dispersión 1D y, asumiendo (bastante) una dispersión isotrópica, este número se multiplica por $ sqrt {3} $ para obtener la velocidad total.

La distancia a la que se puede medir el paralaje depende de la resolución angular de su instrumento. Para una resolución de milisegundos de arco, las mediciones de paralaje son buenas hasta aproximadamente 1 kpc. Si espera lo suficiente, el movimiento alrededor del centro galáctico aumenta su línea de base de modo que se puede probar una distancia mayor.


Descripción de la investigación para el público en general

Dr. Aaron J. Romanowsky Observatorios de la Universidad de California

"Las galaxias son para la astronomía como los ecosistemas para la biología". - James Binney y Scott Tremaine, Dinámica galáctica

Si alguna vez ha mirado hacia arriba en una noche oscura y clara, probablemente haya visto el vía Láctea, una corriente tenue y brumosa que se extiende por el cielo. Familiar para la humanidad desde la antigüedad, su naturaleza no se conocía hasta que Galileo giró su telescopio hacia ella y descubrió que está compuesta por innumerables estrellas débiles.

De hecho, la Vía Láctea es el marcador visible de un gran sistema en el que se encuentra nuestro sistema solar: un galaxia compuestos de 100 mil millones de estrellas y grandes cantidades de gas, mientras que las aproximadamente 500 estrellas individuales visibles a simple vista representan solo un puñado de nuestros vecinos más cercanos. Nuestra galaxia tiene la forma de una pizza, y nuestra propia estrella, el Sol, está ubicada en un trozo de pepperoni a medio camino hacia el borde crujiente. Por eso, desde nuestra perspectiva, vemos una banda de luz envuelta alrededor del cielo.

A principios del siglo XX, se descubrió que la Vía Láctea no es todo lo que hay en el universo. Comenzando cerca y extendiéndose en la distancia hasta donde se puede ver, hay miles de millones de otras galaxias, que son la colcha de retazos que forma el universo. Estas galaxias tienen muchas formas y tamaños, pero hay dos tipos generales principales:

Galaxias espirales son como nuestra propia Vía Láctea: sistemas planos ricos en gas con prominentes brazos espirales. Los ejemplos incluyen la cercana Galaxia de Andrómeda, la Galaxia Sombrero, M74, M83, NGC 1232, NGC 4622, M33, NGC 6946, NGC 7331, NGC 1365, M51, NGC 3310, M95, NGC 3184, NGC 2841, M64, NGC 891, NGC 1300, M100, M96, NGC 2336, NGC 3627 y M101.

Galaxias elípticas son bolas de estrellas redondeadas y sin rasgos distintivos. Algunos ejemplos son M87, NGC 1316 y NGC 4365. Aquí se puede ver una galaxia elíptica y una galaxia espiral una al lado de la otra. Aquí hay un grupo de dos elípticas y una espiral. En una escala mayor está el Coma Cluster, una enorme masa de cientos de elípticas y espirales.

Para obtener más información sobre las galaxias, consulte aquí o para obtener más fotos, consulte aquí y aquí.

Uno de los hallazgos más asombrosos de la astronomía de finales del siglo XX fue que hay mucho más en el universo que se ve a simple vista. Toda la materia visible que podemos ver (estrellas, gas, polvo) constituye solo alrededor del 10% del material del universo. El resto, materia oscura, es un material (o varios tipos diferentes de materiales) de una naturaleza aún bastante desconocida. Siendo "oscuro", hasta ahora nunca se ha visto directamente, pero su existencia es inferido- principalmente por sus efectos gravitacionales.

Uno de los primeros lugares donde se detectó materia oscura fue alrededor de las galaxias espirales. Se descubrió que el gas frío en las partes externas de estas galaxias se movía demasiado rápido para ser explicado por la fuerza gravitacional de la galaxia visible. Resulta que alrededor de todas las galaxias espirales hay un vasto depósito de materia oscura: el halos oscuros. (Consulte aquí para obtener una explicación más detallada de cómo se infiere la presencia de materia oscura en las galaxias espirales, o aquí o aquí para obtener más información general sobre la materia oscura).

Ahora pensamos que la materia oscura no solo es omnipresente, sino esencial. En el paradigma conocido como "materia oscura fría" o "formación de estructuras jerárquicas", es el colapso de grandes gotas de materia oscura bajo su propia gravedad lo que ha llevado a la condensación de materia gaseosa ordinaria en las galaxias visibles, estrellas, planetas, y finalmente la vida que vemos hoy. (Un descubrimiento más reciente es la "energía oscura", pero eso es otro asunto. Ejem.)

Pero, ¿qué pasa con las galaxias elípticas? ¿Tienen halos oscuros? Y si es así, ¿son similares a los halos oscuros de las espirales? Sí, de acuerdo con la imagen teórica anterior, pero empíricamente, estas preguntas han sido incontestables porque las elípticas no tienen gas frío que se pueda medir. Se necesita alguna otra forma de investigar la materia oscura.

De hecho, hay algunos objetos alrededor de galaxias elípticas que se pueden estudiar, aunque mucho más difíciles que con el gas frío. Éstas incluyen cúmulos globulares y nebulosas planetarias. Si uno puede medir el velocidades de tales objetos en número suficiente, se puede decir qué tan fuertes son las fuerzas gravitacionales alrededor de la galaxia y, por lo tanto, cuánta materia oscura hay.


Cúmulos globulares

Alrededor de cada galaxia, incluida nuestra propia Vía Láctea, existen numerosos sistemas estelares más pequeños llamados cúmulos globulares. Estas son bolas densas de "sólo" alrededor de un millón de estrellas cada una, y son los objetos más antiguos conocidos del universo.

Algunos ejemplos de globulares que acechan alrededor de nuestra galaxia son NGC 6093 Omega Centauri (también con primer plano), M92, NGC 6397, 47 Tucanae (primer plano aquí), M15 (también con primer plano), NGC 1916 y NGC 5904 .

(Para realizar un recorrido virtual por el sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, consulte aquí. Para obtener más información sobre los globulares, consulte aquí.) Estas densas colecciones de estrellas son visibles en galaxias distantes cuando las estrellas individuales no lo son. Vea M87, donde la mayoría de las "estrellas" en la imagen no son estrellas en absoluto, sino cúmulos globulares que pululan alrededor de la galaxia central. Es posible medir las velocidades de tales globulares con un telescopio lo suficientemente grande.


Nebulosas planetarias

El nombre nebulosa planetaria es engañoso: estas nebulosas no tienen nada que ver con los planetas (cuando se descubrieron por primera vez con telescopios pequeños, su apariencia típicamente redonda los hacía parecer planetas, de ahí el nombre). Son los restos desechados de estrellas envejecidas y moribundas: conchas de gas iluminadas con fluorescencia por los rayos que se desvanecen de la brasa central. Para obtener una explicación más detallada, consulte aquí o aquí. Para obtener información sobre la observación, consulte la página de inicio de Planetary Nebulae Observer.

Un ejemplo de nebulosa planetaria (PN) es la nebulosa esquimal. Puede ver la notable diferencia de resolución entre esta imagen de telescopio espacial y esta imagen de telescopio terrestre. Otros incluyen la Nebulosa Ojo de Gato (también con rayos X y emisión óptica superpuesta), la Nebulosa del Reloj de Arena, la Nebulosa con Mancuernas, la Nebulosa del Anillo, la Nebulosa de la Hormiga, la Nebulosa del Anillo Sur, la Nebulosa del Espirógrafo, NGC 6751, la Nebulosa de la Retina, la Nebulosa de la Araña Roja, la Nebulosa de la Hélice, (también aquí, con un primer plano de los "nudos cometarios" aquí), M2-9, la Nebulosa del Huevo Podrido, NGC 2440, la Nebulosa Bola de Nieve, Abell 39, la Nebulosa de la Mariposa, la Mantarraya Nebula y NGC 7027. Aquí se puede encontrar una galería completa de imágenes PN del Telescopio Espacial Hubble, y una galería terrestre aquí, y una en falso color aquí. Tres ejemplos de un "proto-PN" son la nebulosa del huevo, CRL 618 y la hamburguesa de Gómez.

Debido a que estos PNe son fluorescentes, emiten su luz con unos pocos colores bien definidos, por lo que con el uso de filtros de color adecuados, se puede aumentar el contraste entre un PN y la luz de fondo y, por lo tanto, se pueden observar en galaxias distantes. y medir sus velocidades.

He realizado muchos viajes a algunos de los telescopios más grandes del mundo para medir las velocidades de PNe extragalácticas. Aquí y aquí se describen dos de estos "recorridos de observación". También estoy muy involucrado con un nuevo instrumento especialmente construido para este propósito, el Espectrógrafo de Nebulosa Planetaria.

Además de observar las velocidades (cinemática) de estos objetos "trazador de halo", también trabajo en el modelado dinámico necesario para interpretar los datos. Es decir, calculo cuánta materia oscura hay, trato de entender los movimientos internos de las galaxias, hago inferencias sobre sus historias formativas, etc. Si quieres conocer los detalles sangrientos, puedes ver aquí.

Ahora para el resultado final: ¿qué pasa con los resultados? Nuestro trabajo en galaxias elípticas brillantes como M87 y M49 ha revelado mucha materia oscura, como se esperaba. Sin embargo, con algunos de los primeros estudios realizados sobre elípticas "ordinarias" como NGC 3379, nos sorprendimos un poco. En estas galaxias, hemos descubierto que las velocidades PN disminuyen rápidamente con el radio, como si no hubiera fuerzas gravitacionales adicionales en funcionamiento, ¡y por lo tanto, no había materia oscura!

A continuación se muestran algunas imágenes que muestran esto. Primero es NGC 3379, con las velocidades PN mostradas a su alrededor. Los puntos azules muestran PNe que se mueven hacia nosotros (corrimiento al azul Doppler) y los puntos rojos se alejan (corrimiento al rojo). Los tamaños de los puntos son más grandes para velocidades más grandes, puede ver a simple vista que los puntos (y las velocidades) se vuelven más pequeños lejos del centro de la galaxia. Segundo es un gráfico de las velocidades con radio para cuatro galaxias diferentes, superpuestas en el mismo gráfico. La línea de puntos amarilla muestra la predicción si no hay materia oscura, lo que coincide bastante bien con los datos.

Entonces, en estos casos, falta la "masa faltante": lo que ves es lo que obtienes. Dado que estos sistemas no están envueltos por el manto "normal" de materia oscura, los llamamos "galaxias desnudas" - aunque es posible que en realidad no estén desnudos, sino con poca ropa, ya que no podemos descartar una pequeña cantidad de materia oscura.

¿Por qué están desnudas estas galaxias? Hay muchas ideas (por ejemplo, han perdido sus halos oscuros a través de interacciones con otras galaxias), pero ninguna parece funcionar hasta ahora. En este punto, continuaremos recopilando datos sobre diferentes galaxias y analizándolos, así que estad atentos.


Si desea saber más sobre la historia del universo, consulte el Tutorial de cosmología de Ned Wright.
Para obtener una descripción general básica de la astronomía en línea, consulte Notas de astronomía.
Para fotos astronómicas aún más espectaculares, vea el Observatorio Anglo-Australiano o el Telescopio Espacial Hubble.


Los astrónomos revelan el mapa 3D más detallado hasta ahora de la Vía Láctea

Los astrónomos han revelado el mapa 3D más preciso hasta ahora de la Vía Láctea, un logro que promete arrojar nueva luz sobre el funcionamiento de la galaxia y los misterios del universo en general.

El vasto atlas electrónico fue compilado a partir de datos recopilados por el observatorio Gaia de la Agencia Espacial Europea, que ha estado escaneando los cielos desde que despegó en 2013 desde Kourou en la Guayana Francesa.

El mapa contiene suficientes detalles para que los astrónomos midan la aceleración del sistema solar y calculen la masa de la galaxia. Estos, a su vez, proporcionarán pistas sobre cómo se formó el sistema solar y la velocidad a la que el universo se ha expandido desde los albores de los tiempos.

Nicholas Walton, miembro del equipo científico de la ESA Gaia en el Instituto de Astronomía de Cambridge, comparó el esfuerzo de completar los espacios en blanco en mapas antiguos que marcaban regiones desconocidas con la afirmación de que “aquí hay dragones”.

"Lo que realmente estamos haciendo aquí es obtener un mapa muy detallado del universo local que está en tres dimensiones para estrellas a unos pocos cientos de años luz", dijo.

La animación muestra las órbitas de las estrellas cercanas alrededor del centro de la galaxia - video

Al trazar las posiciones y movimientos de las estrellas, la sonda ha descubierto procesos destructivos más allá del borde de la Vía Láctea. Una tenue corriente de estrellas entre dos galaxias cercanas es evidencia de que la Gran Nube de Magallanes, más masiva, está devorando constantemente a la Pequeña Nube de Magallanes, más diminuta.

Un mapa en 3D que muestra la Gran Nube de Magallanes (izquierda) y la Pequeña Nube de Magallanes realizado por astrónomos utilizando datos de Gaia. Fotografía: ESA / Gaia / DPAC / PA

Muchos de los cuerpos que observa Gaia son cuásares, objetos extremadamente distantes e intensamente brillantes alimentados por agujeros negros mil millones de veces la masa del sol. Al medir el movimiento del sistema solar en relación con estos, los datos de Gaia muestran que el sistema solar está cayendo hacia el centro de la Vía Láctea con una aceleración de aproximadamente 7 mm por segundo cada año.

Conocido como el Galaxy Surveyor, Gaia orbita el planeta desde una posición gravitacionalmente estable conocida como punto de Lagrange a 930.000 millas de la Tierra en la dirección opuesta al sol. Durante los últimos siete años, la sonda ha medido las posiciones y velocidades de casi 2 mil millones de estrellas. Además de revelar rastros de consumo cósmico, los datos permiten a los astrónomos reconstruir la distribución de la materia en la Vía Láctea, a partir de la cual estimarán directamente su masa.

Los puntos de Lagrange son regiones en el espacio donde las fuerzas gravitacionales tienden a hacer que los objetos se queden quietos. Para el observatorio Gaia, esto significa que se necesita un mínimo de combustible para mantener su ubicación. La órbita distante tiene otra ventaja: está lo suficientemente lejos de la Tierra para evitar que la contaminación lumínica arruine su vista de las estrellas.

Floor van Leeuwen, que gestiona el procesamiento de datos para Gaia en el Instituto de Astronomía, dijo que el tesoro de datos permite a los astrónomos "analizar forense nuestro vecindario estelar y abordar cuestiones cruciales sobre el origen y el futuro de nuestra galaxia".

Caroline Harper, jefa de ciencia espacial de la Agencia Espacial del Reino Unido, dijo: “Durante miles de años, nos hemos preocupado por anotar y detallar las estrellas y sus ubicaciones precisas a medida que expandían la comprensión de nuestro cosmos por parte de la humanidad.

“Gaia ha estado mirando al cielo durante los últimos siete años, mapeando las posiciones y velocidades de las estrellas. Gracias a sus telescopios, tenemos hoy en nuestro poder el atlas 3D de mil millones de estrellas más detallado jamás ensamblado ”.


Los astrónomos miden un enorme planeta que acecha lejos de su estrella

Representación artística de un sistema estelar de 10 millones de años con un planeta gigante gaseoso como Júpiter. Crédito: NASA / JPL-Caltech / T. Pyle

Los científicos generalmente no pueden medir el tamaño de planetas gigantes, como Júpiter o Saturno, que están lejos de las estrellas que orbitan. Pero un equipo dirigido por UC Riverside lo ha logrado.

El planeta es aproximadamente cinco veces más pesado que Júpiter, de ahí su apodo GOT 'EM-1b, que significa Masa de exoplanetas en tránsito externo gigante. Aunque está a casi 1.300 años luz de distancia de la Tierra, GOT' EM-1b o Kepler-1514b como se conoce oficialmente, todavía se considera parte de lo que los investigadores llaman nuestro "vecindario solar".

"Este planeta es como un trampolín entre los planetas gigantes de nuestro propio sistema solar, que están muy lejos de nuestro sol, y otros gigantes gaseosos que están mucho más cerca de sus estrellas", dijo el astrónomo de la UCR Paul Dalba, quien dirigió la investigación.

El descubrimiento de GOT 'EM-1b se ha detallado en un artículo aceptado para su publicación en el Diario astronómico, y se presentará el 11 de enero en la reunión de 2021 de la Sociedad Astronómica Estadounidense.

El telescopio espacial Kepler de la NASA identificó originalmente un objeto, que resultó ser este planeta, en 2010. Esa misión luego detectó disminuciones periódicas en el brillo de una estrella, una pista de que hay planetas en órbita cerca.

Dalba y su equipo luego usaron W.M. Observatorio Keck en Hawái para determinar el tamaño y la densidad del planeta.

Dalba dijo que fue sorprendente encontrar un planeta como GOT 'EM-1b.

"Tardar 218 días en orbitar una estrella es un orden de magnitud más largo que la mayoría de los exoplanetas gigantes que hemos medido", dijo Dalba. "Kepler descubrió miles de planetas, y solo unas pocas docenas tenían órbitas de un par de cientos de días o más".

Los planetas gigantes tienden a formarse más lejos de sus estrellas y luego migran hacia adentro con el tiempo. El descubrimiento de uno que no se ha acercado puede servir como análogo, ofreciendo nuevos conocimientos sobre nuestro propio sistema solar.

La Tierra disfruta de mucha estabilidad relativa, y los astrónomos creen que Júpiter puede estar protegiendo nuestro planeta de otros objetos en el espacio que podrían impactarnos. Pero debido a que son tan masivos, los planetas como Júpiter tienen el potencial de perturbar las órbitas, la arquitectura y el desarrollo de otros planetas cercanos.

"Los planetas gigantes lejos de sus estrellas pueden ayudarnos a responder preguntas antiguas sobre si nuestro sistema solar es normal o no en su estabilidad y desarrollo", explicó el astrofísico planetario de la UCR Stephen Kane, quien participó en la investigación.

"No conocemos muchos análogos de Júpiter y Saturno; es realmente difícil encontrar ese tipo de planetas muy lejos, así que esto es emocionante", dijo Kane.

Dalba explicó que los datos de planetas gigantes más cercanos a sus estrellas a menudo son más difíciles de interpretar, ya que la radiación de la estrella los hincha.

"Primero hay que tener en cuenta la inflación en tamaño antes de investigar la composición y otros aspectos de los planetas cercanos a las estrellas", dijo Dalba. "Este planeta no tiene ese problema de radio, por lo que es más sencillo de estudiar".

Por estas razones, el descubrimiento de Kepler-1514b es útil para futuras misiones de la NASA, como el Telescopio Espacial Romano Nancy Grace, que intentará obtener imágenes directas de planetas gigantes.

Dalba también espera saber si el planeta tiene una luna o un sistema de lunas.

"Nunca hemos encontrado una luna fuera de nuestro sistema solar", dijo Dalba. "Pero si lo hiciéramos, nos permitiría saber que las lunas se pueden formar alrededor de planetas que están experimentando una migración sustancial y nos enseñará más sobre los planetas gigantes en su conjunto".


¿Cómo se miden las velocidades de objetos brillantes y lejanos? - Astronomía

Tengo un doctorado en física de Caltech (1948). Vivo en una comunidad de jubilados en Redlands, CA. A pedido, doy conferencias sobre astronomía cada dos semanas. Una pregunta que me hacen pero no puedo responder satisfactoriamente es "¿Cómo determinan la edad del universo y la distancia en años luz (o kilómetros) a las galaxias distantes?"

Entiendo que el corrimiento al rojo determina la velocidad de recesión, pero no entiendo la relación de esto con la distancia.

Hay una respuesta simple y una complicación no tan simple.

La respuesta simple es que se sabe desde hace algún tiempo que la distancia a una galaxia es proporcional a su velocidad de recesión: esto se llama Ley de Hubble, y Hubble lo demostró observacionalmente a fines de la década de 1920. Resulta que si asume que el Universo es homogéneo e isotrópico (lo que creemos que es el caso), entonces la Ley de Hubble también puede predecirse mediante la teoría. La constante de proporcionalidad entre la velocidad de recesión de las galaxias y su distancia se llama constante de Hubble. Los astrónomos han intentado medir la constante de Hubble desde que se acuñó el término: la forma más sencilla es observar las velocidades de recesión de las galaxias cuyas distancias se conocen por otros medios (como mirar el período de las estrellas variables). La mejor estimación actual de la constante de Hubble es de unos 20 km / s por Mly, de modo que una galaxia con una velocidad de recesión de 2000 kilómetros por segundo está a 100 mega años luz de distancia, y así sucesivamente.

Por lo tanto, podemos usar la ley de Hubble para decirnos las distancias a las galaxias simplemente midiendo sus desplazamientos al rojo, lo cual es algo relativamente fácil de hacer incluso para objetos muy distantes. También podemos estimar la edad del Universo: notará que las unidades de la constante de Hubble son en realidad 1 / tiempo, por lo que una sobre la constante de Hubble debe ser la edad característica del Universo. Por lo tanto, a partir de la constante de Hubble anterior, calculamos que el Universo tiene aproximadamente 14 mil millones de años.

Ahora las complicaciones: resulta que para objetos * muy * distantes (con corrimientos al rojo de, digamos, 2 y más), la Ley de Hubble no se cumple del todo, porque a distancias muy grandes tenemos que comenzar a tomar la (4-dimensional) curvatura del Universo en cuenta. Un efecto más importante es que en la mayoría de las cosmologías, la constante de Hubble no es realmente una constante: en realidad aumenta a medida que se mira hacia atrás en el tiempo, por lo que su valor era diferente para las galaxias con corrimientos al rojo de 5 que en la actualidad. Entonces, para obtener estimaciones de las distancias a las galaxias y la edad del Universo, los astrónomos deben asumir un conjunto de parámetros cosmológicos para el Universo (por ejemplo, la cantidad total de materia "normal" que contiene) y modelar su edad y las distancias. de galaxias en función del desplazamiento al rojo mediante la integración de las ecuaciones de movimiento para la evolución cosmológica. Las respuestas que obtienen no son tan diferentes de las que estimamos anteriormente, pero pueden ser cruciales para aprender sobre galaxias con alto corrimiento al rojo (por ejemplo, la extracción de sus tamaños depende linealmente de su distancia y sus masas en la distancia al cuadrado).

Sin embargo, para todos los efectos, la ley de Hubble es una herramienta muy poderosa para obtener distancias a partir de velocidades (y es posible que desee detenerse en eso en sus conferencias).

Esta página se actualizó por última vez el 27 de junio de 2015.

Sobre el Autor

Kristine Spekkens

Kristine estudia la dinámica de las galaxias y lo que nos pueden enseñar sobre la materia oscura del universo. Obtuvo su doctorado en Cornell en agosto de 2005, fue becaria postdoctoral Jansky en la Universidad de Rutgers de 2005 a 2008 y ahora es miembro de la facultad en el Royal Military College of Canada y en la Queen's University.


¿Cómo calculan los astrónomos el tamaño y las distancias de los cuerpos celestes?

He estado viendo videos en YouTube sobre astronomía durante años. Es fascinante. Realmente nunca hago preguntas y solo creo en lo que los expertos tienen que decir. Pero hoy he decidido hacer esta pregunta & # 8230 Una pregunta que a menudo he ignorado antes.

Así que ayer, estaba viendo este video y mencionaba una estrella / algún cuerpo celeste. No recuerdo exactamente, lo siento. Dijo que los astrónomos han calculado que este cuerpo celeste está a unos * 13 mil millones de años luz * de nosotros y muchos miles de millones, algo enorme.

Es tan desconcertante para mí. ¿Cómo lo hicieron? Ellos están calculando masas y distancias de cuerpos que supuestamente son taaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaán enormes y lejanos, cuando ni siquiera hemos logrado pisar Marte. Mi punto es, ¿cómo somos capaces de determinar todo esto con precisión cuando, a escala universal, somos capaces de casi nada? ¿Cómo funcionan estos cálculos?

Para distancia: ¡trigonometría!

Usan un método llamado paralaje estelar. Observar la posición de la estrella en un punto del año y luego ver la misma posición de las estrellas en un punto diferente del año. Al comparar la posición, podemos triangular la distancia de la estrella a la Tierra. No es & # 8217t diferente a cómo los cartógrafos hicieron mapas hace siglos & # 8211 si tiene dos ángulos de un triángulo y la distancia entre ellos, puede calcular los otros dos lados del triángulo.

Para la masa, los cálculos son complicados, pero como conocemos la masa de la Tierra y la velocidad / distancia de nuestra órbita, podemos observar los radios orbitales y la velocidad de otros objetos y conectarlos a nuestras ecuaciones para determinar su masa.

Primero, necesitamos un punto de referencia y el mejor punto de referencia que tenemos es el Sol. Si bien los astrónomos antiguos intentan determinar la distancia al Sol, carecían de las herramientas adecuadas para realizar mediciones lo suficientemente precisas, o del conocimiento de la mecánica orbital para determinar esto con un grado razonable de precisión.

En el siglo XVII, teníamos una mejor comprensión de las órbitas de los planetas y pudimos establecer conexiones sobre las órbitas de los planetas entre sí. Todo lo que necesitábamos ahora era conocer a uno de ellos.

El & # 8220one & # 8221 era Venus. De vez en cuando, Venus hará un & # 8220transit & # 8221. Es decir, & # 8217 pasará entre la Tierra y el Sol de una forma que sea visible. Al medir cuánto dura este tránsito, pudimos, en el siglo XVIII, calcular la órbita de Venus y, por lo tanto, la órbita de la Tierra, incluida nuestra distancia al Sol.

En segundo lugar, ahora que conocemos la distancia al Sol, podemos usar algo llamado paralaje para medir la distancia de la Tierra a otras estrellas. Lo que haces es elegir una estrella y medir el ángulo de la Tierra a esa estrella. Luego esperas 6 meses y vuelves a medir el ángulo con esa estrella. Estos dos ángulos, más la distancia conocida entre la posición de la Tierra (6 meses de diferencia, en lados opuestos del sol), definen de manera única un triángulo cuyo vértice es la estrella elegida. Una vez que conozca esas tres piezas de información, puede derivar toda la otra información sobre esa estrella, incluida la distancia a ella.

Sin embargo, cuanto más lejos esté algo, más preciso tendrá que medir para obtener una buena distancia. Dadas nuestras herramientas actuales, el paralaje solo funciona realmente para cosas que se encuentran a 100 años luz de distancia de la Tierra.

A principios de 1900 y # 8217, descubrimos un tipo de estrella conocida como estrella Cefeida. Lo bueno de ellos es que se atenúan y se iluminan a intervalos regulares. El intervalo depende solo del brillo absoluto de las estrellas. Una cosa sobre la luminosidad es que cuanto más lejos está algo, más tenue parece. Entonces, si observa una de estas estrellas Cefeidas y mide el período de sus intervalos, puede determinar qué tan brillante es realmente. Si compara qué tan brillante es realmente con qué tan brillante parece, puede determinar qué tan lejos está (ya que la velocidad a la que las cosas aparecen más tenues está matemáticamente relacionada con qué tan lejos está).

Las estrellas cefeidas son bastante comunes y bastante brillantes en general, lo que nos permite medir distancias de hasta millones de años luz de distancia.

Podemos usar métodos similares para otros fenómenos con brillos conocidos, como las supernovas, para medir distancias aún más lejanas, hasta mil millones de años luz.

Por último, es que el universo se está expandiendo. Cuanto más se alejen dos objetos, más rápido se alejarán. Cuando se emite luz de un objeto que se aleja de usted, esto & # 8220 extiende & # 8221 la luz que lo hace parecer & # 8220redder & # 8221 de lo que realmente es ^ (*). Entonces, si observa un tipo de objeto cuyo brillo se conoce, puede medir qué tan desplazada al rojo está su luz, lo que le indica qué tan rápido se aleja de usted. Dado que la velocidad a la que el objeto se aleja de usted está relacionada con su distancia, puede calcular su distancia.

* & # 8211 No necesariamente * literalmente * más rojo (aunque posiblemente así) sino que sus longitudes de onda son más largas (habiendo sido estirado). Esto contrasta con los objetos que se mueven uno hacia el otro, cuyas longitudes de onda están aplastadas y, por lo tanto, más pequeñas, lo que lo hace más azul. Los términos rojo y azul se refieren al hecho de que el rojo y el azul ocupan las longitudes de onda larga y corta de nuestro espectro de luz visible, respectivamente.

Para los planetas que están realmente lejos, observamos el movimiento de la estrella en la que están orbitando. Cuando un cuerpo orbita a otro, aunque parezca que la estrella está estacionaria y el planeta gira a su alrededor, en realidad están orbitando uno alrededor del otro. Esto significa que la estrella & # 8220 meneo & # 8221 muy levemente. Puede ver cómo funciona esto en [esto] (https://spaceplace.nasa.gov/review/barycenter/doppspec-above.en.gif) y [esto] (https://spaceplace.nasa.gov/barycenter/ en / dopspec-inline.en.gif) gif. Podemos detectar este movimiento al observar cambios pequeños pero periódicos en la luz de una estrella. La longitud de onda variará ligeramente debido al movimiento de la estrella. Esta técnica, llamada espectroscopia Doppler, puede brindarnos una cantidad asombrosa de información cuando se combina con algunas otras técnicas y mediciones, incluso permitiéndonos determinar la masa y el período orbital del planeta y, a veces, incluso la temperatura en ese planeta.

En el caso de las estrellas, normalmente podemos determinar el tamaño observando el tipo de luz que emiten. La masa de la estrella está determinada en parte por la temperatura de la estrella, y la luz emitida por la estrella puede indicarnos la temperatura de la estrella. Entonces podemos usar esto para tener una idea del tamaño y la masa de una estrella.

Usamos paralaje. Mantenga su dedo frente a usted con los brazos extendidos. Mire el fondo justo detrás del dedo mientras mueve la cabeza de lado a lado. Trate de evitar mover el dedo. Debería notar que el fondo también se mueve, lo cual es de esperar. Ahora, haga el mismo truco, pero la primera vez levante el dedo de manera que el fondo esté bastante cerca de usted. Debes notar que cuando mueves la cabeza, el fondo se mueve más que si el fondo está lejos. Este fenómeno también se nota cuando mira por una de las ventanas del pasajero de un automóvil mientras conduce. Si miras los árboles justo al lado de la carretera, los verás pasar rápidamente, pero si miras un árbol que está muy lejos, parece que se mueve más lento. Este efecto se llama paralaje y lo usamos para medir qué tan lejos están las estrellas. En astronomía usamos estrellas que están lejos como referencia y hacemos que la estrella en cuestión sea el & # 8220finger & # 8221. [Aquí] (https://javalab.org/en/stellar_parallax_en/) es un buen ejemplo de cómo funciona esto. En lugar de mover la cabeza, dejamos que la Tierra orbite alrededor del sol y luego usamos la trigonometría básica para averiguar cuál es la distancia.

En el caso de los planetas, esto no funciona porque no emiten luz, así que lo que solemos hacer es mirar la estrella que está orbitando y ver qué tan lejos está. Esto entonces nos da una idea decente de la distancia a ese planeta.

La razón por la que somos tan buenos en esto es porque la física involucrada se comprende muy bien. Las leyes que describen cómo los planetas orbitan las estrellas son realmente bien conocidas, y esto significa que podemos extraer una gran cantidad de información de las pocas cosas que podemos medir. Siempre lo veo como aprovechar cada gota de información que obtenemos de todo lo que puede decirnos sobre la estrella de la que proviene. Una de las personas en mis clases de cálculo siempre solía llamarlo & # 8220 interrogación de datos & # 8221 y honestamente no estaba & # 8217t tan lejos, porque obtenemos tantos datos de tan pocos datos.


¿Qué nos dicen los espectros?

La mayoría de los objetos astronómicos brillantes brillan porque están calientes. En tales casos, el continuo que emiten nos dice cuál es la temperatura. Aquí hay una guía muy aproximada.

Temperatura
(en Kelvin)
Predominante
Radiación
Ejemplos astronómicos
600Infrarrojo Planetas, polvo cálido
6,000Óptico La fotosfera del Sol y otras estrellas.
60,000UV La fotosfera de estrellas muy calientes
600,000Rayos X suaves La corona del sol
6,000,000Rayos X La corona de estrellas activas

Podemos aprender mucho más de las líneas espectrales que del continuo.

La composición química de las estrellas.

Los estudios del espectro solar (Joseph Fraunhofer es el más famoso y probablemente también el contribuyente temprano más importante a este campo), sin embargo, revelaron líneas de absorción (líneas oscuras contra el continuo más brillante). El origen exacto de estas 'líneas Fraunhofer', como las llamamos hoy, permaneció en duda durante muchos años, hasta que Gustav Kirchhoff, en 1859, anunció que la misma sustancia puede producir líneas de emisión (cuando un gas caliente emite su propia luz ) o líneas de absorción (cuando la luz de una fuente más brillante, y generalmente más caliente, la atraviesa). ¡Ahora los científicos tenían los medios para determinar la composición química de las estrellas mediante espectroscopía!

Uno de los triunfos más dramáticos de la espectroscopia astrofísica durante el siglo XIX fue el descubrimiento del helio. Una línea de emisión a 587,6 nm se observó por primera vez en la corona solar durante el eclipse del 18 de agosto de 1868, aunque la longitud de onda precisa era difícil de establecer en ese momento (debido a la breve observación utilizando configuraciones temporales de instrumentos transportados a Asia). . Dos meses después, Norman Lockyer utilizó una técnica inteligente y logró observar las prominencias solares sin esperar un eclipse. Observó la longitud de onda precisa (587,6 nm) de esta línea y vio que ningún elemento terrestre conocido tenía una línea en esta longitud de onda. Concluyó que este debe ser un elemento recién descubierto y lo llamó 'helio'. El helio se descubrió finalmente en la Tierra (1895) y mostró la misma línea de 587,6 nm. Hoy sabemos que el helio es el segundo elemento más abundante del Universo.

También sabemos hoy que el elemento más abundante es el hidrógeno. Sin embargo, este hecho no fue obvio al principio. Muchos años de trabajos teóricos y de observación culminaron en 1925, cuando Cecilia Payne publicó su tesis doctoral titulada 'Atmósferas estelares'. (Nota a pie de página: este fue el primer doctorado otorgado en Harvard y también fue elogiado como "sin duda la tesis de doctorado más brillante jamás escrita en astronomía" casi 40 años después. Más tarde se dedicó a los estudios de estrellas variables y acuñó el término 'variables cataclísmicas '.) En este trabajo inicial, utilizó muchos espectros excelentes tomados por observadores de Harvard y midió las intensidades de 134 líneas diferentes de 18 elementos diferentes. Aplicó la teoría actualizada de la formación de líneas espectrales y descubrió que las composiciones químicas de las estrellas probablemente eran todas similares, siendo la temperatura el factor importante en la creación de sus diversas apariencias. Luego pudo estimar la abundancia de 17 de los elementos en relación con el 18, el silicio. El hidrógeno parecía ser más de un millón de veces más abundante que el silicio, una conclusión tan inesperada que tardó muchos años en ser ampliamente aceptada.

El movimiento de estrellas y galaxias.

Si el espectro de una estrella se desplaza al rojo o al azul, puede usarlo para inferir su velocidad a lo largo de la línea de visión. Estos estudios de "velocidad radial" han tenido al menos tres aplicaciones importantes en astrofísica.

El primero es el estudio de sistemas estelares binarios. Las estrellas componentes en un binario giran entre sí. Puede medir las velocidades radiales para un ciclo (¡o más!) Del binario, luego puede relacionar eso con el tirón gravitacional usando las ecuaciones de movimiento de Newton (o sus aplicaciones astrofísicas, las leyes de Kepler).Si tiene información adicional, como la de observaciones de eclipses (ver Curva de luz), a veces puede medir las masas de las estrellas con precisión. Las binarias eclipsantes, en las que se pueden ver las líneas espectrales de ambas estrellas, han jugado un papel crucial en el establecimiento de masas y radios de diferentes tipos de estrellas.

El segundo es el estudio de la estructura de nuestra Galaxia. Las estrellas de la Galaxia giran alrededor de su centro, al igual que los planetas giran alrededor del Sol. Es más complicado, porque la gravedad se debe a todas las estrellas de la Galaxia combinadas, en este caso. (En el Sistema Solar, el Sol es una fuente tan dominante que puedes ignorar la atracción de los planetas, más o menos). Entonces, los estudios de velocidad radial de las estrellas (binarias o simples) han jugado un papel importante en el establecimiento de la forma de la Galaxia. Todavía es un campo activo hoy. Por ejemplo, una de las evidencias de la materia oscura proviene del estudio de la distribución de velocidades a diferentes distancias del centro de la Galaxia. Otro desarrollo interesante son los estudios de velocidad radial de estrellas muy cercanas al centro galáctico, que sugieren fuertemente que nuestra galaxia contiene un agujero negro masivo.

El tercero es la expansión del Universo. Edwin Hubble estableció que las galaxias más distantes tendían a tener espectros más corridos al rojo. Aunque no fue predicho ni siquiera por Einstein, tal universo en expansión es una solución natural para su teoría de la relatividad general. Hoy en día, para las galaxias más distantes, el corrimiento al rojo se utiliza como indicador principal de sus distancias. La relación entre la velocidad de recesión y la distancia se denomina constante de Hubble, y la medición precisa de su valor ha sido uno de los principales logros de la astrofísica actual, utilizando herramientas como el telescopio espacial Hubble.


¿Cómo se miden las velocidades de objetos brillantes y lejanos? - Astronomía

La naturaleza ondulatoria de la luz significa que habrá un cambio en las líneas espectrales de un objeto si se está moviendo. Este efecto se conoce como efecto Doppler. Probablemente haya escuchado el efecto Doppler en el cambio del tono del sonido proveniente de algo que se mueve hacia usted o lejos de usted (por ejemplo, el silbato de un tren, una sirena de policía, la música de un camión de helados, el zumbido de un mosquito). Sonidos de objetos en movimiento hacia estás en un más alto tono porque las ondas sonoras se comprimen juntas, acortando la longitud de onda de las ondas sonoras. Sonidos de objetos en movimiento fuera de usted está en un más bajo tono porque las ondas sonoras se estiran, alargando la longitud de onda. La luz se comporta de la misma forma.

El movimiento de la fuente de luz hace que las líneas espectrales cambien de posición. El movimiento de un objeto provoca un cambio de longitud de onda = nuevo - descansar eso depende de la velocidad y la dirección en que se mueve el objeto. La cantidad de desplazamiento depende de la velocidad del objeto: = descansar × Vradial / C, dónde C es la velocidad de la luz, descansar es la longitud de onda que mediría si el objeto estuviera en reposo y Vradial es la velocidad a lo largo de la línea de visión.

¡Hay mucha información almacenada en esa pequeña fórmula! Primero, dice que el más rápido el objeto se mueve, el mayor que el desplazamiento Doppler. Por ejemplo, una línea de emisión particular de hidrógeno de galaxias cercanas se desplaza en una cantidad menor que la misma línea de galaxias lejanas. Esto significa que las galaxias lejanas se mueven más rápido que las galaxias cercanas. Las `` pistolas de radar '' utilizadas por los agentes de policía también funcionan según este principio. Envían una onda de radio de una longitud de onda (o frecuencia) establecida que se refleja en un automóvil y regresa a la `` pistola de radar ''. El dispositivo determina la velocidad del automóvil a partir de la diferencia en la longitud de onda (o frecuencia) del haz transmitido y el haz reflejado.

En segundo lugar, el término Vradial significa que solo el movimiento del objeto a lo largo de la línea de visión es importante. Si el objeto se mueve en un ángulo con respecto a la línea de visión, entonces el desplazamiento Doppler () le dice solo sobre la parte de su movimiento a lo largo de la línea de visión. Debe utilizar otras técnicas para determinar qué parte de la velocidad total de un objeto es perpendicular a la línea de visión.

Por último, la forma en que se desplazan las líneas espectrales le indica si el objeto se acerca o se aleja de usted. Si el objeto se mueve hacia usted, las ondas están comprimidas, por lo que su longitud de onda es más corta. Las líneas se desplazan a longitudes de onda más cortas (más azules); esto se denomina Cambio azúl. Si el objeto se mueve fuera de ti, las olas se estiran, por lo que su longitud de onda es más extenso. Las líneas se desplazan a longitudes de onda más largas (más rojas); esto se denomina corrimiento al rojo.

Esta explicación también funciona si se está moviendo y el objeto está estacionario o si tanto usted como el objeto se están moviendo. El efecto Doppler le informará sobre la relativo movimiento del objeto con respecto a usted. Las líneas espectrales de casi todas las galaxias del universo se desplazan al extremo rojo del espectro. Esto significa que las galaxias se están alejando de la Vía Láctea y es evidencia de la expansión del universo.

El efecto Doppler no afectará el color general de un objeto a menos que se mueva a una fracción significativa de la velocidad de la luz (¡MUY rápido!). Para un objeto que se mueve hacia nosotros, los colores rojos se cambiarán al naranja y el infrarrojo cercano se cambiará al rojo, etc. Todos los colores cambiarán. El color general del objeto depende de las intensidades combinadas de todas las longitudes de onda (colores). La primera figura a continuación muestra los espectros continuos del Sol a tres velocidades (cero, una rápida 0.01C, un 0.1 MUY rápidoC). También se muestra la línea de hidrógeno-alfa (a 656,3 nm). Los objetos en nuestra galaxia se mueven a velocidades mucho menores a 0.01C. El espectro continuo desplazado por Doppler para el Sol moviéndose a 0.01C es casi indistinguible del Sol en reposo incluso cuando se acerca solo a las longitudes de onda ópticas (segunda figura). Sin embargo, el desplazamiento Doppler de la línea espectral es fácil de detectar a baja velocidad. Al acercar aún más, puede detectar cambios Doppler de línea espectral para velocidades tan pequeñas como 1 km / seg o menos (menos de 3.334 & # 21510-6 C).


Proyectos recientes

Descifrando la estructura cinemática de la pequeña nube de Magallanes a través de su población de gigantes rojos

En Zivick, Kallivayalil y van der Marel 2020, presentamos un nuevo modelo cinemático para la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), utilizando datos del catálogo gaia Data Release 2. Identificamos una muestra de estrellas gigantes rojas (RG) con buen comportamiento astrométrico que pertenecen al SMC y las comparamos con catálogos de velocidad radial (RV) disponibles públicamente. Creamos un modelo espacial 3D para los RG, utilizando RR Lyrae para distribuciones de distancia, y aplicamos modelos cinemáticos con propiedades de rotación variables y una nueva prescripción de expansión de mareas para generar catálogos de movimiento propio simulado (PM). Cuando comparamos esta serie de catálogos simulados con los datos RG observados, encontramos una combinación de rotación moderada (con una magnitud de ∼10−20∼10−20 km s − 1−1 a 1 kpc del centro SMC, inclinación entre ∼50−80∼50−80 grados, y una línea predominantemente de norte a sur de ángulo de posición de los nodos de ∼180∼180 grados) y expansión de las mareas (con una escala de ∼10∼10 km s − 1−1 kpc− 1−1) para explicar las firmas de MP. Los parámetros de mejor ajuste exactos dependen en cierta medida de si evaluamos solo los PM o si incluimos los RV como una verificación cualitativa, dejando algo de tensión entre las conclusiones de PM y RV. En cualquier caso, el espacio de parámetros preferido por nuestro modelo es diferente tanto de las geometrías rotacionales inferidas previamente, incluido el gas SMC H < small I> y de los análisis de solo RG RV, y los nuevos análisis SMC PM que concluyen que una rotación la firma no es detectable. En conjunto, esto subraya la necesidad de tratar el SMC como una serie de poblaciones diferentes con cinemática distinta.

Trabajos de investigación

Las historias orbitales de los satélites de Magallanes utilizando los movimientos adecuados de Gaia DR2

Con el lanzamiento de Gaia DR2, ahora es posible medir los movimientos apropiados (PM) de los satélites ultra débiles de masa más baja en el halo de la Vía Láctea (MW) por primera vez. Se supone que muchos de estos débiles satélites se han acumulado como satélites de las Nubes de Magallanes (MC). En Patel, Kallivayalil, Garavito-Camargo, et al. 2020, utilizando su información de espacio de fase 6D, calculamos las historias orbitales de 13 satélites ultra débiles y cinco satélites clásicos en un potencial combinado MW + LMC + SMC para determinar qué galaxias están asociadas dinámicamente con LMC / SMC. Identificamos tres clases de galaxias que han interactuado recientemente con las MC: i.) Satélites MW en órbitas de alta velocidad que se acercaron (& lt 100 kpc) a las MCs & lt 1 Gyr (Sculptor 1, Tucana 3, Segue 1 ) ii.) satélites magallánicos de corto plazo que han completado un pasaje pericéntrico cercano reciente (Retículo 2, Phoenix 2) y iii.) satélites magallánicos de largo plazo que han completado dos pasajes cercanos recientes consecutivos (Carina 2, Carina 3, Horologium 1, Hydrus 1). Los resultados se informan para un rango de masas de MW y LMC. Contrariamente al trabajo anterior, no encontramos una asociación dinámica entre Carina, Fornax y los MC. Encontramos que Acuario 2, Canes Venatici 2, Cráter 2, Draco 1, Draco 2, Hydra 2 y Ursa Minor no son miembros del sistema magallánico. Finalmente, determinamos que la adición del potencial gravitacional del SMC afecta la longevidad de los satélites como miembros del sistema de Magallanes (satélites de corto plazo versus satélites de largo plazo), pero no cambia la población total de satélites de Magallanes.

Trabajos de investigación

El campo de movimiento adecuado a lo largo del puente de Magallanes: una nueva sonda de la interacción LMC-SMC

En Zivick, Kallivayalil, Besla, et al. 2019 presentamos el primer análisis cinemático detallado de los movimientos propios (PM) de las estrellas en el Puente de Magallanes, tanto de la Gaia Catálogo de Data Release 2 y de telescopio espacial Hubble Cámara avanzada para datos de encuestas. Para el Gaia datos, identificamos y seleccionamos dos poblaciones de estrellas en la región del Puente, la secuencia principal joven (MS) y las estrellas gigantes rojas. Las ubicaciones espaciales de las estrellas se comparan con la estructura conocida del gas H, encontrando una correlación entre las estrellas MS y el gas HI. En el telescopio espacial Hubble campos nuestra señal proviene principalmente de una EM más antigua y una población de desvío, y las líneas de base de movimiento adecuadas oscilan entre ∼4 y 13 años. Se encontró que los PM de estas diferentes poblaciones son consistentes entre sí, así como en los dos telescopios. Cuando se resta el movimiento absoluto de la Pequeña Nube de Magallanes, los movimientos residuales del Puente muestran un patrón general de apuntar desde la Pequeña Nube de Magallanes hacia la Gran Nube de Magallanes. Comparamos en detalle la cinemática de las muestras estelares con simulaciones numéricas de las interacciones entre las Nubes de Magallanes Pequeñas y Grandes, y encontramos un acuerdo general entre la cinemática de las poblaciones observadas y una simulación en la que las Nubes han sufrido una colisión directa reciente.

Trabajos de investigación

Artículos de noticias

¿Los satélites perdidos de las nubes de Magallanes? Movimientos adecuados de Gaia de las galaxias ultra débiles recientemente descubiertas

En Kallivayalil, Sales, Zivick, Fritz et al. 2018 presentamos las medidas de movimiento adecuadas para 13 de las 32 galaxias enanas candidatas recién descubiertas utilizando la versión 2 de datos de Gaia. Las 13 también tienen medidas de velocidad radial. Comparamos las velocidades 3D medidas de estas enanas con las esperadas a la distancia y ubicación correspondientes para los escombros de un análogo LMC en una simulación numérica. Concluimos que 4 de estas galaxias (Hor1, Car2, Car3 e Hyd1) han ingresado con el sistema de Nube de Magallanes, constituyendo la primera confirmación del tipo de satélite que cae predicho por LCDM. Ret2, Tuc2 y Gru1 tienen algunos componentes de velocidad que no son consistentes dentro de 3 sigma de nuestras predicciones y, por lo tanto, son menos favorables. Hyd2 y Dra2 podrían asociarse con el LMC y merecen mayor atención. Descartamos Tuc3, Cra2, Tri2 y Aqu2 como miembros potenciales. De las enanas sin PM medidas, 6 de ellas se consideran improbables en función de sus posiciones y distancias solamente, que las colocan demasiado lejos del plano orbital esperado para los desechos LMC (Eri2, Ind2, Cet2, Tri2, Cet3 y Vir1). Para la muestra restante, usamos la simulación para predecir movimientos propios y velocidades radiales, encontrando que Phx2 tiene una sobredensidad de estrellas en DR2 consistente con esta predicción de PM. Si su velocidad radial se confirma en ∼ − 15 km s -1, también es probable que sea un miembro.

Trabajos de investigación

El campo de movimiento adecuado de la pequeña nube de Magallanes: evidencia cinemática de su alteración de las mareas

En Zivick, Kallivayalil, van der Marel et al. 2018 presentamos una nueva medición del movimiento propio sistémico de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), basada en un conjunto ampliado de 30 campos que contienen cuásares de fondo y que abarcan una línea de base de ∼3 años, utilizando el telescopio espacial Hubble Cámara de campo amplio 3 (HST WFC3). Combinando estos datos con nuestros 5 anteriores HST campos, y 8 mediciones adicionales del Gaia-Tycho Astrometric Solution Catalog, nos lleva a un total de 43 campos SMC. Medimos un movimiento sistémico de μW = −0,82 ± 0,02 (aleatorio) ± 0,10 (sistemático) mas año -1 y μN = −1,21 ± 0,01 (aleatorio) ± 0,03 (sistemático) mas año -1. Después de restar el movimiento sistémico, encontramos poca evidencia de rotación, pero encontramos un movimiento medio ordenado radialmente alejándose del SMC en las regiones exteriores de la galaxia, lo que indica que el SMC está en proceso de interrupción de las mareas. Modelamos las interacciones pasadas de las Nubes entre sí en función de la velocidad relativa actual medida entre ellas de 103 ± 26 km s -1. Encontramos que en el 97% de nuestros casos considerados, las Nubes experimentaron una colisión directa hace 147 ± 33 Myr, con un parámetro de impacto medio de 7.5 ± 2.5 kpc.

Trabajos de investigación

La órbita y el origen de la galaxia enana ultradelgada Segue 1

En Fritz, Lokken, Kallivayalil et al. 2018 presentamos la primera medición de movimiento adecuada para una galaxia esferoidal enana ultradelgada, Segue 1, utilizando datos de SDSS y LBC como la primera y la segunda época separadas por una línea de base de ∼10 años. Obtenemos un movimiento de μαcos (δ) = - 0.37 ± 0.57 mas año -1 y μδ = −3.39 ± 0.58 mas año -1. Combinando esto con la velocidad conocida en la línea de visión, esto corresponde a un Vrad galactocéntrico = 84 ± 9 y Vtan = 164 +66 −55 km s -1. Aplicación de masas de halo de la Vía Láctea entre 0,8 y 1,6 × 1012 M da como resultado un apocentro en 33,9 + 21,7 −7.4 kpc y pericentro a 15,4 +10,1 −9.0 kpc del centro galáctico, indicando Segue

1 está bastante unido a la Vía Láctea. Dado que ni el polo orbital de Segue 1 ni su distancia a la Vía Láctea son similares a las enanas clásicas más masivas, es muy poco probable que Segue 1 fuera alguna vez un satélite de una galaxia masiva conocida. Utilizando simulaciones cosmológicas de zoom-in de galaxias con masa de la Vía Láctea, identificamos subhalos en órbitas similares a Segue 1, lo que implica las siguientes propiedades orbitales: una mediana en primer lugar 8.1 +3.6 −4.3 Hace Gyrs, una mediana de 4 pasajes pericéntricos desde entonces y un pericentro de 22,8 + 4,7 −4.8 kpc. Esto es un poco más grande que el pericentro derivado directamente de los parámetros de Segue 1 y Vía Láctea, porque es más probable que las galaxias con un pericentro pequeño sean destruidas. De los análogos de subhalo supervivientes, solo el 27% era anteriormente un satélite de una galaxia enana más masiva (que ahora está destruida), por lo que es más probable que Segue 1 se haya acumulado por sí solo.

Trabajos de investigación

The Proper Motion of Pyxis: el primer uso de Adaptive Optics en conjunto con HST en un objeto de halo tenue:

En Fritz, Linden, Zivick, Kallivayalil et al. 2017 presentamos una medición de movimiento adecuada para el cúmulo haloglobular Pyxis, utilizando datos HST / ACS como la primera época, y datos de Óptica Adaptativa GeMS / GSAOI como la segunda, separados por una línea de base de ∼ 5 años. Nuestro sistema de referencia inercial consta de galaxias de fondo. Esta es la primera medición del movimiento adecuado de Pyxis, así como la primera calibración y uso de datos de Óptica Adaptativa Multi-Conjugada para medir un movimiento propio absoluto para un objeto de halo distante y débil. Usamos la velocidad tridimensional obtenida de Pyxis y el modelado dinámico para mostrar que Pyxis no es plausiblemente un progenitor de la corriente ATLAS. Usamos una simulación cosmológica numérica de la Vía Láctea con un análogo de LMC para mostrar que es muy poco probable que Pyxis esté asociado con el sistema de Magallanes. La órbita excéntrica refuerza el caso de un origen extragaláctico de Pyxis. La metalicidad y la edad de Pyxis apuntan a un origen de un antiguo anfitrión bastante masivo, al menos la masa de Leo II. Este trabajo fue destacado en un comunicado de prensa de Gemini.

Trabajos de investigación

Artículos de noticias

La forma del halo interior de la Vía Láctea a partir de las observaciones de las corrientes estelares Pal 5 y GD-1:

En Bovy, Bahmanyar, Fritz & amp Kallivayalil 2016 restringimos la forma del halo de la Vía Láctea mediante el modelado dinámico de las pistas de espacio de fase observadas de las corrientes de marea Pal 5 y GD-1. Encontramos que la única información sobre el potencial obtenida de las pistas de estas corrientes son mediciones precisas de la forma del potencial gravitacional --- la relación de aceleración vertical a radial --- en la ubicación de las corrientes, con restricciones más débiles en las aceleraciones radial y vertical por separado. Este último mejorará significativamente con mediciones precisas de movimiento propio de Gaia. Medimos que el aplanamiento potencial general es 0,95 +/- 0,04 en la ubicación de GD-1 ([R, z]

[12,5,6,7] kpc) y 0,94 +/- 0,05 en la posición de Pal 5 ([R, z]

[8.4,16.8] kpc). Combinado con las restricciones en el campo de fuerza cerca del disco galáctico, determinamos que la relación del eje de la distribución de densidad del halo de materia oscura es 1.05 +/- 0.14 dentro de los 20 kpc internos, con un indicio de que el halo se vuelve más plano cerca del borde. de este volumen. La masa de halo dentro de 20 kpc es 1.1 +/- 0.1 x 10 ^ <11> M_sun. Un halo de materia oscura tan cercano a esférico está en tensión con las predicciones de las simulaciones numéricas de la formación de halos de materia oscura.

Trabajos de investigación

Identificación de verdaderos satélites de las Nubes de Magallanes:

En Sales, Navarro, Kallivayalil & amp Frenk 2016 exploramos cuáles de los satélites de baja masa recientemente encontrados podrían haber sido traídos por el Sistema de Magallanes. La naturaleza jerárquica de LCDM sugiere que las Nubes de Magallanes deben haber estado rodeadas por varios satélites antes de su caída en la Vía Láctea.Muchos de esos satélites aún deberían estar muy cerca de las Nubes, pero algunos podrían haberse dispersado delante / detrás de las Nubes a lo largo de su órbita galáctica. De cualquier manera, la asociación previa con las Nubes da como resultado fuertes restricciones en las posiciones y velocidades actuales de los satélites candidatos a Magallanes: deben estar cerca del plano orbital casi polar de la corriente de Magallanes, y sus distancias y velocidades radiales deben seguir las dependencia de la latitud esperada para una corriente de marea con las Nubes en el pericentro. Usamos una simulación cosmológica numérica de la interrupción de un subhalo masivo en un halo LCDM del tamaño de la Vía Láctea para probar si alguno de los 20 satélites de baja masa descubiertos recientemente en los estudios DES, SMASH, Pan-STARRS y ATLAS está realmente asociado con las nubes. De los 6 sistemas con datos cinemáticos, solo Hydra II y Hor 1 tienen distancias y velocidades radiales consistentes con un origen magallánico. De los satélites restantes de baja masa, seis (Hor 2, Eri 3, Ret 3, Tuc 4, Tuc 5 y Phx 2) tienen posiciones y distancias consistentes con un origen de Magallanes, pero se necesitan datos cinemáticos para corroborar esa posibilidad. La evidencia concluyente de la asociación requeriría movimientos adecuados para restringir la dirección del momento angular orbital, que, para los verdaderos satélites de Magallanes, debe coincidir con la de las Nubes. Usamos este resultado para predecir las velocidades radiales y los movimientos propios de todos los satélites nuevos de baja masa. Nuestros resultados son relativamente insensibles a la suposición del primer o segundo pericentro para las Nubes.

Trabajos de investigación

Astrometría con MCAO en Gemini y en ELT:

En Fritz et al. 2016 presentamos un primer análisis del presupuesto de error astrométrico de la astrometría absoluta en relación con las galaxias de fondo utilizando óptica adaptativa. Usamos para este análisis imágenes de óptica adaptativa multi-conjugada (MCAO) obtenidas con GeMS / GSAOI en Gemini South. Descubrimos que es posible obtener una precisión de referencia de 0,3 mas en un campo aleatorio con 1 hora en la fuente utilizando galaxias de fondo tenues. Los errores sistemáticos se pueden corregir por debajo de ese nivel, de modo que el error general es de aproximadamente 0,4 ms. Debido a que las fuentes de referencia se extienden, consideramos necesario corregir la dependencia del centroide de PSF en el tamaño de apertura utilizado, que de otro modo causaría un sesgo importante. Este efecto también debe tenerse en cuenta para los telescopios extremadamente grandes (ELT). Cuando se corrige este efecto, los ELT tienen el potencial de medir los movimientos propios de las galaxias enanas alrededor de M31 con una precisión de 10 km / s durante una línea de base de 5 años.

Trabajos de investigación

El movimiento adecuado de Palomar 5:

Usamos el gran telescopio binocular de UVa junto con el Sloan Digital Sky Survey para medir el primer movimiento adecuado basado en CCD (dispositivo de carga acoplada) para el cúmulo globular Palomar 5, que está siendo interrumpido por las mareas de la Vía Láctea. El modelado posterior de esta interrupción muestra una evidencia sorprendente de que el halo oscuro de la Vía Láctea está adecuadamente descrito por un potencial esférico, en lugar de uno triaxial.

Trabajos de investigación

Sondando el halo oscuro de la Vía Láctea con GeMS / GSAOI

Estamos desarrollando el uso de métodos de Óptica Adaptativa (AO) para medir movimientos propios (PM) para una amplia variedad de trazadores en el Grupo Local, demasiado débiles para la astrometría GAIA. Los principales objetivos científicos de este programa son limitar definitivamente la forma del halo oscuro, la orientación, el perfil radial y la masa total de la Vía Láctea. Los PM son difíciles de medir. El tamaño del movimiento subtendido en el plano del cielo a distancias de halo típicas (50 kpc) es muy pequeño en comparación con las precisiones que se pueden lograr con los telescopios terrestres normales. Con las técnicas del telescopio espacial Hubble (HST), se ha logrado una precisión de 10 km / s a ​​tales distancias. Sin embargo, el uso continuo de HST está obviamente limitado por su vida útil, y solo se ha investigado una fracción de la subestructura del grupo local. Las técnicas de AO son la vía más prometedora a largo plazo. El objetivo aquí es desarrollar métodos AO multi-conjugado para medir PM de alta precisión dentro del contexto de un programa Long / Large Gemini recientemente aprobado. Esto también servirá como un punto de anclaje de la óptica HST al AO de banda K, que se puede aplicar a gran parte del archivo HST sustancial, incluidas las subestructuras M31, con potencial para una precisión muy alta cuando se amplíe con telescopios extremadamente grandes en el futuro.

Trabajos de investigación

Imágenes de Pyxis (izquierda) y Carina (derecha) tomadas con el sistema GeMS / GSAOI en Gemini South.

* Si está interesado en utilizar estos datos para su trabajo, comuníquese con Nitya Kallivayalil en [email protected]


Calculando el paralaje

Un astrónomo podría medir un ángulo de 2 segundos de arco para la estrella que está observando y quiere calcular la distancia a la estrella. El paralaje es tan pequeño que se mide en segundos de arco, igual a una sexagésima parte de un minuto de arco, que a su vez es una sexagésima parte de un grado de rotación.

El astrónomo también sabe que la Tierra se ha movido 2 UA entre observaciones. En otras palabras, el triángulo rectángulo formado por la Tierra, el sol y la estrella tiene una longitud de 1 AU para el lado entre la Tierra y el sol, mientras que el ángulo de la estrella, dentro del triángulo rectángulo, es la mitad del ángulo medido o 1 segundo de arco. Entonces, la distancia a la estrella es igual a 1 AU dividida por la tangente de 1 segundo de arco o 206,265 AU.

Para facilitar el manejo de las unidades de medida de paralaje, el parsec se define como la distancia a una estrella que tiene un ángulo de paralaje de 1 segundo de arco, o 206,265 AU. Para dar una idea de las distancias involucradas, una UA equivale a unos 93 millones de millas, un parsec equivale a unos 3,3 años luz y un año luz a unos 6 billones de millas. Las estrellas más cercanas están a varios años luz de distancia.


La muerte del competidor número uno de Dark Matter

"La discrepancia entre lo que se esperaba y lo que se ha observado ha crecido a lo largo de los años, y nos esforzamos cada vez más para llenar el vacío". -Jeremiah P. Ostriker

Si tiene algún tipo de interés en el espacio exterior, el Universo y de qué se compone toda esta existencia, probablemente haya oído hablar de la materia oscura, o al menos la materia oscura. problema - antes de. En resumen, echemos un vistazo a lo que podría ver si observara el Universo con la mayor tecnología de telescopios que jamás hayamos desarrollado como especie.

No esta imagen, por supuesto. Esto es lo que verías en la ayudado ojo humano: una pequeña región del espacio que contiene solo un puñado de estrellas tenues y débiles presentes dentro de nuestra propia galaxia, y aparentemente nada Más allá de eso.

Lo que hemos hecho es observar no solo esta región en particular, sino muchas otras similares, con instrumentos increíblemente sensibles. Incluso en una región como esta, desprovista de estrellas brillantes, galaxias o cúmulos o grupos conocidos, todo lo que tenemos que hacer es apuntar nuestras cámaras hacia ella durante períodos de tiempo arbitrariamente largos. Si dejamos pasar lo suficiente, comenzamos a recolectar fotones de fuentes distantes e increíblemente débiles. Esa pequeña casilla marcada con "XDF" arriba es la ubicación del Hubble eXtreme Deep Field, una región tan pequeña que se necesitaría 32,000,000 de ellos para cubrir todo el cielo nocturno. Y, sin embargo, esto es lo que vio Hubble.

Existen 5,500 galaxias únicas identificadas en esta imagen, lo que significa que hay por lo menos 200 mil millones de galaxias en todo el Universo. Pero por impresionante que sea ese número, ni siquiera es lo más impresionante que hemos aprendido sobre el Universo al estudiar la gran cantidad y diversidad de galaxias, grupos y cúmulos que contiene.

Piense en lo que hace brillar a estas galaxias, ya sea justo al lado de nosotros o a decenas de miles de millones de años luz de distancia.

¡Son las estrellas que brillan dentro de ellos! Durante los últimos 150 años, uno de los mayores logros de la astronomía y la astrofísica ha sido nuestra comprensión de cómo se forman, viven, mueren y brillan las estrellas mientras están vivas. Cuando medimos la luz de las estrellas que proviene de cualquiera de estas galaxias, podemos inferir inmediatamente exactamente cómo qué tipos de estrellas están presentes en su interior y cuál es el total masa de las estrellas en el interior es.

Mantenga esto en su mente a medida que avanzamos: la luz que observamos de las galaxias, grupos y cúmulos que vemos nos dice cuánta masa hay en las estrellas de esa galaxia, grupo o cúmulo. Pero la luz de las estrellas no es la solo cosa que podemos medir!

También podemos medir cómo son estas galaxias Moviente, qué tan rápido están girando, cuáles son sus velocidades entre sí, etc. Esto es increíblemente poderoso, porque según las leyes de la gravedad, si medir las velocidades de estos objetos, podemos inferir cuanta masa y materia debe haber dentro de ellos!

Piense en eso por un momento: la ley de la gravitación es universal, lo que significa que es la misma en todas partes del Universo. La ley que gobierna el Sistema Solar debe ser la misma que la ley que gobierna las galaxias. Y aquí tenemos dos diferentes formas de medir la masa de las estructuras más grandes del Universo:

  1. Podemos medir la luz de las estrellas que proviene de ellos, y como sabemos cómo funcionan las estrellas, podemos inferir cuánta masa hay en las estrellas en estos objetos.
  2. Podemos medir cómo se mueven, sabiendo si están ligados gravitacionalmente y cómo. De la gravitación, podemos inferir cuánto total masa hay en estos objetos.

Entonces ahora hacemos la pregunta crucial: ¿coinciden estos dos números?

No solo no coinciden, ni siquiera son cerca! Si calcula la cantidad de masa presente en las estrellas, obtiene un número, y si calcula la cantidad de masa que nos dice la gravitación deber estar allí, obtienes un número eso es 50 veces mayor. Esto es cierto independientemente de si miras galaxias pequeñas, grandes galaxias o grupos o cúmulos de galaxias.

Bueno, eso nos dice algo importante: ya sea lo que sea que represente el 98% de la masa del Universo no es estrellas, o nuestra comprensión de la gravitación es incorrecta. Echemos un vistazo a la primera opción, porque tenemos una lote de datos allí.

Podría haber muchas otras cosas ahí fuera además estrellas que componen la masa de galaxias y cúmulos, que incluyen:

  • grupos de materia no luminosa como planetas, lunas, lunas, asteroides, bolas de hielo, etc.
  • gas, polvo y plasma interestelares neutros e ionizados,
  • agujeros negros,
  • restos estelares como enanas blancas y estrellas de neutrones
  • y estrellas muy tenues o estrellas enanas.

La cuestión es que hemos medido la abundancia de estos objetos y, de hecho, la total cantidad de materia normal (es decir, hecha de protones, neutrones y electrones) en el Universo a partir de una variedad de líneas independientes, incluida la abundancia de elementos ligeros, el fondo cósmico de microondas, la estructura a gran escala del Universo y de estudios astrofísicos . Incluso hemos limitado estrictamente la contribución de los neutrinos, esto es lo que hemos aprendido.

Aproximadamente el 15-16% de la cantidad total de materia en el Universo está compuesta de protones, neutrones y electrones, la mayoría de los cuales se encuentran en gas y plasma interestelar (o intergaláctico). Tal vez haya alrededor de otro 1% en forma de neutrinos, y el resto debe ser algún tipo de masa que no esté compuesta por partículas presentes en el modelo estándar.

Esa es el problema de la materia oscura. Pero es posible que postulando alguna forma nueva e invisible de materia no es la solución, pero que las leyes de la gravedad en las escalas más grandes son simplemente incorrectas. Permítanme guiarlos a través de una breve historia del problema de la materia oscura y lo que hemos aprendido al respecto con el paso del tiempo.

La formación de estructuras a gran escala, al menos inicialmente, no se comprendía bien. Pero a partir de la década de 1930, Fritz Zwicky comenzó a medir la luz de las estrellas provenientes de las galaxias presentes en los cúmulos, así como la rapidez con que las galaxias individuales se movían entre sí. Señaló la enorme discrepancia mencionada anteriormente entre la masa presente en las estrellas y la masa que deber estar presente para mantener estos grandes grupos unidos entre sí.

Este trabajo fue ignorado en gran medida durante unos 40 años.

Cuando comenzamos a realizar grandes estudios cosmológicos en la década de 1970, como PSCz, sus resultados comenzaron a indicar que, además de los problemas de dinámica de cúmulos de Zwicky, la estructura que veíamos en escalas aún mayores requería una fuente de masa invisible y no bariónica. reproducir las estructuras observadas. (Desde entonces, esto ha sido mejorado por encuestas como 2dF, arriba, y SDSS).

También en la década de 1970, el trabajo original y enormemente influyente de Vera Rubin atrajo nueva atención sobre las galaxias en rotación y el problema de la materia oscura que mostraban tan a fondo.

Según lo que se sabía sobre la ley de la gravedad y lo que se observó sobre la densidad de la materia normal en las galaxias, habría esperado que a medida que se alejaba del centro de una galaxia espiral en rotación, las estrellas que la orbitan se ralentizarían. . Esto debería ser muy similar al fenómeno visto en el Sistema Solar, donde Mercurio tiene la mayor velocidad orbital, seguido por Venus, luego por la Tierra, luego por Marte, etc. Pero lo que muestran las galaxias giratorias en lugar de es que la velocidad de rotación parece permanecer constante a medida que avanza a distancias cada vez más grandes, lo que nos dice que ya sea hay más masa de la que puede contabilizar la materia normal, o que la ley de la gravedad necesita ser modificada.

La materia oscura fue la principal solución propuesta a estos problemas, pero nadie sabía si todo era bariónico o no, cuáles eran sus propiedades de temperatura y si / cómo interactuaba tanto con la materia normal como con ella misma. Teníamos algunos límites y restricciones sobre lo que no podía hacer, y algunas simulaciones iniciales que parecían prometedoras, pero nada convincentes en concreto. Y luego apareció la primera gran alternativa.

MOND, abreviatura de MOdified Newtonian Dynamics, se propuso a principios de la década de 1980 como un ajuste empírico y fenomenológico para explicar las galaxias en rotación. Funcionó muy bien para estructuras a pequeña escala (escala de galaxias), pero falló a gran escala en todos los modelos. No podía explicar los cúmulos de galaxias, no podía explicar la estructura a gran escala y no podía explicar la abundancia de elementos ligeros, entre otros.

Mientras que la gente de la dinámica de galaxias se aferró a MOND porque es Más exitoso en predecir curvas de rotación galáctica que la materia oscura, todos los demás eran muy escépticos, y por una buena razón.

Además de sus fallas en todas las escalas más grandes que las de las galaxias individuales, no era una teoría viable de la gravedad. No era relativista, lo que significa que no podía explicar cosas como la curvatura de la luz de las estrellas debido a la masa intermedia, la dilatación del tiempo gravitacional o el desplazamiento al rojo, el comportamiento de los púlsares binarios o cualquier otro fenómeno gravitacional relativista que se haya verificado que ocurre de acuerdo con las predicciones de Einstein. . El santo grial de MOND, y lo que exigían muchos defensores vocales de la materia oscura, incluyéndome a mí, era una versión relativista que podría explicar las curvas de rotación de las galaxias. junto con todos los demás éxitos de nuestra teoría actual de la gravedad.

Mientras tanto, a medida que pasaban los años, la materia oscura comenzó a tener una gran cantidad de éxitos cosmológicos. A medida que la estructura a gran escala del Universo pasó de ser poco entendida a bien entendida, y a medida que el espectro de potencia de la materia (arriba) y las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas (abajo) se midieron con precisión, se encontró que la materia oscura funciona maravillosamente las escalas más grandes.

En otras palabras, estas nuevas observaciones, al igual que las de la nucleosíntesis del Big Bang, eran consistentes con un Universo que estaba compuesto por aproximadamente cinco veces más materia oscura (no bariónica) que materia normal.

Y luego, en 2005, se observó la supuesta "pistola humeante". Atrapamos dos cúmulos de galaxias en el acto de colisión, lo que significa que si la materia oscura fuera correcta, veríamos la materia bariónica, el gas interestelar / intergaláctico, colisionando y calentándose, mientras que la materia oscura, y por lo tanto la señal gravitacional, debe atravesarlo sin disminuir la velocidad. A continuación, puede ver los datos de rayos X del cúmulo Bullet en rosa, con los datos de lentes gravitacionales superpuestos en azul.

Esto fue un enorme victoria para la materia oscura, y un desafío igualmente enorme para todos los modelos de gravedad modificada. Pero las pequeñas escalas seguían planteando un problema para la materia oscura. todavía no es tan bueno para explicar la rotación de galaxias individuales como lo es MOND. Y gracias a TeVeS, una versión relativista de MOND formulada por Jacob Bekenstein, parecía que MOND finalmente tendría una oportunidad justa.

Las lentes gravitacionales y algunos fenómenos relativistas podrían explicarse, y finalmente hubo una manera clara de distinguir entre los dos: encontrar una prueba de observación donde las predicciones de TeVeS y las predicciones de la relatividad general diferido el uno del otro! Sorprendentemente, tal configuración ya existe en la naturaleza.

Las estrellas de neutrones giratorias, remanentes estelares de estrellas ultramasivas que se han convertido en supernovas y han dejado un núcleo atómico de masa solar, son cosas diminutas, de solo unos pocos kilómetros de diámetro. Imagina que si quieres: un objeto 300,000 veces más masivo que nuestro planeta, comprimido en un volumen de apenas una cien millonésima parte del tamaño de nuestro mundo. Como puede imaginar, los campos gravitacionales cerca de estos tipos se De Verdad intenso, proporcionando algunas de las pruebas de relatividad de campo fuerte más rigurosas que jamás haya existido.

Bueno, hay algunos casos en los que las estrellas de neutrones tienen sus "haces" axiales apuntando directamente hacia nosotros, por lo que el "pulso" nos apunta cada vez que la estrella de neutrones completa una órbita, algo que puede suceder hasta 766 veces por segundo para objetos tan pequeños ! (Cuando esto sucede, las estrellas de neutrones se conocen como púlsares). Pero en 2004, se descubrió un sistema aún más raro: ¡un doble púlsar!

Durante la última década, este sistema se ha observado en su danza gravitacional muy estrecha, y la teoría general de la relatividad de Einstein se ha puesto a prueba como nunca antes. Verá, a medida que los cuerpos masivos se orbitan entre sí en campos gravitacionales muy fuertes, deberían emitir una cantidad muy específica de radiación gravitacional. Aunque no tenemos la tecnología para medir estas ondas directamente, hacer ¡Tienen la capacidad de medir cómo están decayendo las órbitas debido a esta emisión! Michael Kramer, del Instituto Max Planck de Radioastronomía, fue uno de los científicos que trabajaron en esto, y esto es lo que dijo sobre las órbitas de este sistema (el énfasis es mío):

“Descubrimos que esto hace que la órbita se reduzca 7,12 milímetros al año, con un incertidumbre de nueve milésimas de milímetro.”

¿Qué tienen que decir TeVeS y la relatividad general sobre esta observación?

Concuerda con la relatividad de Einstein en el nivel del 99,95% (con una incertidumbre del 0,1%) y, aquí está la más importante: excluye todas encarnaciones físicamente viables de TeVeS de Bekenstein. Como dijo el científico Norbert Wex con una brevedad incomparable,

"En nuestra opinión, esto refuta TeVeS".

De hecho, se acaba de publicar la simulación más precisa de la historia de la formación de estructuras (utilizando la relatividad general y la materia oscura), y está de acuerdo con todas las observaciones coherentes con el límite de nuestras capacidades tecnológicas. ¡Mira el increíble video de Mark Vogelsberger y sorpréndete!

Y con todo eso en mente, es por eso que el competidor número uno de la materia oscura ya no es una competencia en absoluto.