Escalera de distancia cósmica

Sucesión de métodos mediante los cuales los astrónomos determinan las distancias a los objetos celestes.

Para varias definiciones de distancia en cosmología, consulte Medidas de distancia (cosmología) .

• Cajas de color verde claro: técnica aplicable a las galaxias formadoras de estrellas .
• Cajas celestes: Técnica aplicable a las galaxias de Población II .
• Cajas de color violeta claro: técnica de distancia geométrica.
• Cuadro rojo claro: La técnica de la función de luminosidad de la nebulosa planetaria es aplicable a todas las poblaciones del supercúmulo de Virgo .
• Líneas negras continuas: peldaño de escalera bien calibrado.
• Líneas negras discontinuas: escalón de escalera de calibración incierto.

La escalera de distancia cósmica (también conocida como escala de distancia extragaláctica ) es la sucesión de métodos mediante los cuales los astrónomos determinan las distancias a los objetos celestes. Una medición de la distancia directa real de un objeto astronómico es posible solo para aquellos objetos que están "lo suficientemente cerca" (dentro de unos mil parsecs ) de la Tierra. Las técnicas para determinar distancias a objetos más distantes se basan todas en varias correlaciones medidas entre métodos que funcionan a distancias cercanas y métodos que funcionan a distancias más grandes. Varios métodos se basan en una vela estándar , que es un objeto astronómico que tiene una luminosidad conocida..

La analogía de la escalera surge porque ninguna técnica puede medir distancias en todos los rangos encontrados en astronomía. En cambio, se puede usar un método para medir distancias cercanas, un segundo se puede usar para medir distancias cercanas a intermedias, y así sucesivamente. Cada peldaño de la escalera proporciona información que se puede utilizar para determinar las distancias en el siguiente peldaño superior.

Medición directa

Estatua de un astrónomo y el concepto de la escalera de distancia cósmica por el método de paralaje, hecha del anillo azimutal y otras partes del Refractor Yale-Columbia (telescopio) (c 1925) destruido por los incendios forestales de Canberra de 2003 que quemaron el Monte Stromlo Observatorio ; en Questacon , Canberra , Territorio de la Capital Australiana .

En la base de la escalera hay medidas de distancia fundamentales , en las que las distancias se determinan directamente, sin suposiciones físicas sobre la naturaleza del objeto en cuestión. La medición precisa de las posiciones estelares es parte de la disciplina de la astrometría .

Unidad astronómica

Artículo principal: unidad astronómica

Las mediciones de distancia directa se basan en la unidad astronómica (AU), que se define como la distancia media entre la Tierra y el Sol . Leyes de Kepler proporcionan precisas relaciones de los tamaños de las órbitas de los objetos que giran alrededor del Sol, pero no proporciona la medición de la escala general del sistema de órbita. El radar se utiliza para medir la distancia entre las órbitas de la Tierra y de un segundo cuerpo. A partir de esa medida y la relación de los dos tamaños de órbita, se calcula el tamaño de la órbita de la Tierra. La órbita de la Tierra se conoce con una precisión absoluta de unos pocos metros y una precisión relativa de unas pocas partes en 100 mil millones (1 × 10 ⁻¹¹ ).

Históricamente, las observaciones de los tránsitos de Venus fueron cruciales para determinar la UA; en la primera mitad del siglo XX, las observaciones de asteroides también fueron importantes. Actualmente, la órbita de la Tierra se determina con alta precisión utilizando mediciones de radar de distancias a Venus y otros planetas y asteroides cercanos, ^[1] y rastreando naves espaciales interplanetarias en sus órbitas alrededor del Sol a través del Sistema Solar .

Parallax

Artículo principal: Parallax

Véase también: Stellar Parallax y Parsec

Movimiento de paralaje estelar de paralaje anual. La mitad del ángulo del vértice es el ángulo de paralaje.

Las mediciones de distancia fundamental más importantes provienen del paralaje trigonométrico . A medida que la Tierra orbita alrededor del Sol, la posición de las estrellas cercanas parecerá cambiar ligeramente contra el fondo más distante. Estos cambios son ángulos en un triángulo isósceles , con 2 AU (la distancia entre las posiciones extremas de la órbita de la Tierra alrededor del Sol) formando el cateto base del triángulo y la distancia a la estrella siendo los catetos largos de igual longitud. La cantidad de desplazamiento es bastante pequeña, mide 1 segundo de arco para un objeto a 1  parsec de distancia (3,26 años luz) de las estrellas más cercanas, y luego disminuyendo en cantidad angular a medida que aumenta la distancia. Los astrónomos suelen expresar las distancias en unidades de parsecs (segundos de arco de paralaje); los años luz se utilizan en los medios populares.

Debido a que el paralaje se vuelve más pequeño para una mayor distancia estelar, las distancias útiles se pueden medir solo para estrellas que están lo suficientemente cerca como para tener un paralaje mayor que unas pocas veces la precisión de la medición. En la década de 1990, por ejemplo, la misión Hipparcos obtuvo paralaje de más de cien mil estrellas con una precisión de aproximadamente un milisegundo de arco , ^[2] proporcionando distancias útiles para estrellas de unos pocos cientos de parsecs. El telescopio Hubble WFC3 ahora tiene el potencial de proporcionar una precisión de 20 a 40 microsegundos de arco, lo que permite mediciones de distancia confiables de hasta 5,000 parsecs (16,000 ly) para pequeñas cantidades de estrellas. ^{[3] [4]}En 2018, el lanzamiento de datos 2 de la misión espacial Gaia proporciona distancias igualmente precisas a la mayoría de las estrellas más brillantes que la magnitud 15. ^[5]

Las estrellas tienen una velocidad relativa al Sol que causa un movimiento adecuado (transversal a través del cielo) y una velocidad radial (movimiento hacia el Sol o alejándose del mismo). El primero se determina trazando la posición cambiante de las estrellas durante muchos años, mientras que el segundo proviene de medir el desplazamiento Doppler del espectro de la estrella causado por el movimiento a lo largo de la línea de visión. Para un grupo de estrellas con la misma clase espectral y un rango de magnitud similar, se puede derivar una paralaje media a partir del análisis estadístico de los movimientos propios en relación con sus velocidades radiales. Este método de paralaje estadístico es útil para medir las distancias de estrellas brillantes más allá de 50 parsecs y estrellas variables gigantes., incluidas las cefeidas y las variables RR Lyrae . ^[6]

Las mediciones de paralaje pueden ser una pista importante para comprender tres de los componentes más esquivos del universo: materia oscura , energía oscura y neutrinos . ^[7]

La medición de distancia estelar de precisión del Hubble se ha extendido 10 veces más en la Vía Láctea . ^[8]

El movimiento del Sol a través del espacio proporciona una línea de base más larga que aumentará la precisión de las mediciones de paralaje, conocido como paralaje secular . Para las estrellas en el disco de la Vía Láctea, esto corresponde a una línea de base media de 4 AU por año, mientras que para las estrellas de halo la línea de base es de 40 AU por año. Después de varias décadas, la línea base puede ser órdenes de magnitud mayor que la línea base Tierra-Sol utilizada para el paralaje tradicional. Sin embargo, el paralaje secular introduce un mayor nivel de incertidumbre porque la velocidad relativa de las estrellas observadas es una incógnita adicional. Cuando se aplica a muestras de múltiples estrellas, la incertidumbre se puede reducir; la incertidumbre es inversamente proporcional a la raíz cuadrada del tamaño de la muestra. ^[9]

El paralaje de cúmulos en movimiento es una técnica en la que los movimientos de estrellas individuales en un cúmulo de estrellas cercano se pueden utilizar para encontrar la distancia al cúmulo. Solo los clústeres abiertos están lo suficientemente cerca para que esta técnica sea útil. En particular, la distancia obtenida para las Híades ha sido históricamente un paso importante en la escala de distancias.

Otros objetos individuales pueden tener estimaciones de distancia fundamental hechas para ellos bajo circunstancias especiales. Si se puede observar la expansión de una nube de gas, como un remanente de supernova o una nebulosa planetaria , a lo largo del tiempo, entonces se puede estimar una distancia de paralaje de expansión a esa nube. Sin embargo, esas mediciones adolecen de incertidumbres en la desviación del objeto de la esfericidad. Las estrellas binarias que son binarias tanto visuales como espectroscópicas también pueden tener su distancia estimada por medios similares, y no sufren la incertidumbre geométrica anterior. La característica común a estos métodos es que una medición del movimiento angular se combina con una medición del valor absoluto.velocidad (generalmente obtenida mediante el efecto Doppler ). La distancia estimada proviene de calcular qué tan lejos debe estar el objeto para que su velocidad absoluta observada aparezca con el movimiento angular observado.

Los paralaje de expansión, en particular, pueden dar estimaciones de la distancia fundamental para objetos que están muy lejos, porque las eyecciones de supernova tienen grandes velocidades de expansión y grandes tamaños (en comparación con las estrellas). Además, se pueden observar con interferómetros de radio que pueden medir movimientos angulares muy pequeños. Estos se combinan para proporcionar estimaciones de la distancia fundamental a las supernovas en otras galaxias. ^[10] Aunque valiosos, estos casos son bastante raros, por lo que sirven como importantes controles de coherencia en la escala de distancias en lugar de como pasos de caballo de batalla por sí mismos.

Velas estándar

Casi todos los objetos astronómicos utilizados como indicadores de distancia física pertenecen a una clase que tiene un brillo conocido. Al comparar esta luminosidad conocida con el brillo observado de un objeto, la distancia al objeto se puede calcular usando la ley del cuadrado inverso . Estos objetos de brillo conocido se denominan velas estándar , acuñadas por Henrietta Swan Leavitt . ^[11]

El brillo de un objeto se puede expresar en términos de su magnitud absoluta . Esta cantidad se deriva del logaritmo de su luminosidad vista desde una distancia de 10 parsecs . La magnitud aparente , la magnitud vista por el observador ( se usa un instrumento llamado bolómetro ), se puede medir y usar con la magnitud absoluta para calcular la distancia d al objeto en parsecs ^{[12] de la} siguiente manera:

${\displaystyle 5\cdot \log _{10}d=m-M+5}$

o

${\displaystyle d=10^{(m-M+5)/5}}$

donde m es la magnitud aparente y M la magnitud absoluta. Para que esto sea exacto, ambas magnitudes deben estar en la misma banda de frecuencia y no puede haber movimiento relativo en la dirección radial. Se necesitan algunos medios para corregir la extinción interestelar , que también hace que los objetos parezcan más tenues y más rojos, especialmente si el objeto se encuentra dentro de una región polvorienta o gaseosa. ^[13] La diferencia entre las magnitudes absoluta y aparente de un objeto se denomina módulo de distancia , y las distancias astronómicas, especialmente las intergalácticas, a veces se tabulan de esta manera.

Problemas

Existen dos problemas para cualquier clase de vela estándar. El principal es la calibración , es decir, la determinación de cuál es exactamente la magnitud absoluta de la vela. Esto incluye definir la clase lo suficientemente bien como para que los miembros puedan ser reconocidos y encontrar suficientes miembros de esa clase con distancias bien conocidas para permitir que su verdadera magnitud absoluta se determine con suficiente precisión. El segundo problema radica en reconocer a los miembros de la clase y no usar erróneamente una calibración de vela estándar en un objeto que no pertenece a la clase. En distancias extremas, que es donde más se desea utilizar un indicador de distancia, este problema de reconocimiento puede ser bastante grave.

Un problema importante con las velas estándar es la pregunta recurrente de cuán estándar son. Por ejemplo, todas las observaciones parecen indicar que las supernovas de Tipo Ia que se encuentran a una distancia conocida tienen el mismo brillo (corregido por la forma de la curva de luz). La base de esta cercanía en el brillo se analiza a continuación; sin embargo, existe la posibilidad de que las supernovas de Tipo Ia distantes tengan propiedades diferentes a las de las supernovas de Tipo Ia cercanas. El uso de supernovas de Tipo Ia es crucial para determinar el modelo cosmológico correcto. Si de hecho las propiedades de las supernovas de Tipo Ia son diferentes a grandes distancias, es decir, si la extrapolación de su calibración a distancias arbitrarias no es válida, ignorar esta variación puede sesgar peligrosamente la reconstrucción de los parámetros cosmológicos, en particular la reconstrucción del parámetro de densidad de materia . . ^{[14] [ aclaración necesaria ]}

Que esto no es meramente una cuestión filosófica se puede ver en la historia de las mediciones de distancia utilizando variables Cefeidas . En la década de 1950, Walter Baade descubrió que las variables Cefeidas cercanas utilizadas para calibrar la vela estándar eran de un tipo diferente a las utilizadas para medir distancias a galaxias cercanas. Las variables Cefeidas cercanas eran estrellas de la población I con un contenido de metales mucho más alto que las estrellas distantes de la población II . Como resultado, las estrellas de la población II eran en realidad mucho más brillantes de lo que se creía, y cuando se corrigió, esto tuvo el efecto de duplicar las distancias a los cúmulos globulares, las galaxias cercanas y el diámetro de la Vía Láctea .

Sirena estándar

Las ondas gravitacionales que se originan en la fase inspiral de sistemas binarios compactos, como las estrellas de neutrones o los agujeros negros , tienen la propiedad útil de que la energía emitida como radiación gravitacional proviene exclusivamente de la energía orbital del par, y la reducción resultante de sus órbitas es directamente observable. como un aumento en la frecuencia de las ondas gravitacionales emitidas. Para el orden inicial , la tasa de cambio de frecuencia viene dada por ^{[15] [16] : 38}${\displaystyle f}$

${\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},}$

donde es la constante gravitacional , es la velocidad de la luz y es un número único (por lo tanto computable ^[a] ) llamado la masa de chirp del sistema, una combinación de las masas de los dos objetos ^[18]${\displaystyle G}$${\displaystyle c}$${\displaystyle {\mathcal {M}}}$${\displaystyle (m_{1},m_{2})}$

${\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.}$

Al observar la forma de onda, se puede calcular la masa del chirp y de ahí la potencia (tasa de emisión de energía) de las ondas gravitacionales. Por lo tanto, dicha fuente de ondas gravitacionales es una sirena estándar de sonoridad conocida. ^{[19] [16]}

Al igual que con las velas estándar, dadas las amplitudes emitidas y recibidas, la ley del cuadrado inverso determina la distancia a la fuente. Sin embargo, existen algunas diferencias con las velas estándar. Las ondas gravitacionales no se emiten de forma isotrópica, pero la medición de la polarización de la onda proporciona suficiente información para determinar el ángulo de emisión. Los detectores de ondas gravitacionales también tienen patrones de antena anisotrópicos, por lo que la posición de la fuente en el cielo en relación con los detectores es necesaria para determinar el ángulo de recepción. Generalmente, si una onda es detectada por una red de tres detectores en diferentes ubicaciones, la red medirá suficiente información para hacer estas correcciones y obtener la distancia. Además, a diferencia de las velas estándar, las ondas gravitacionales no necesitan calibración con otras medidas de distancia.La medición de la distancia, por supuesto, requiere la calibración de los detectores de ondas gravitacionales, pero entonces la distancia se da fundamentalmente como un múltiplo de la longitud de onda de la luz láser que se utiliza en elinterferómetro de ondas gravitacionales .

Hay otras consideraciones que limitan la precisión de esta distancia, además de la calibración del detector. Afortunadamente, las ondas gravitacionales no están sujetas a extinción debido a un medio absorbente que interviene. Pero están sujetos a lentes gravitacionales , al igual que la luz. Si una señal está fuertemente enfocada en lentes , entonces podría recibirse como múltiples eventos, separados en el tiempo (el análogo de múltiples imágenes de un cuásar, por ejemplo). Menos fácil de discernir y controlar es el efecto de las lentes débiles , donde la trayectoria de la señal a través del espacio se ve afectada por muchos pequeños eventos de aumento y demagnificación. Esto será importante para las señales que se originan en corrimientos al rojo cosmológicos.mayor que 1. Por último, es difícil para las redes de detectores medir con precisión la polarización de una señal si el sistema binario se observa casi de frente; ^[20] tales señales sufren errores significativamente mayores en la medición de la distancia. Desafortunadamente, los binarios irradian con mayor fuerza perpendicular al plano orbital, por lo que las señales frontales son intrínsecamente más fuertes y las más comúnmente observadas.

Si el binario consta de un par de estrellas de neutrones, su fusión irá acompañada de una explosión de kilonova / hipernova que puede permitir que la posición sea identificada con precisión por telescopios electromagnéticos. En tales casos, el corrimiento al rojo de la galaxia anfitriona permite una determinación de la constante de Hubble . ^[18] Este fue el caso de GW170817 , que se utilizó para realizar la primera medición de este tipo. ^[21] Incluso si no se puede identificar una contraparte electromagnética para un conjunto de señales, es posible utilizar un método estadístico para inferir el valor de . ^[18]${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle H_{0}}$

Regla estándar

Otra clase de indicador de distancia física es la regla estándar . En 2008, los diámetros de las galaxias se propusieron como una posible regla estándar para la determinación de parámetros cosmológicos. ^[22] Más recientemente se ha utilizado la escala física impresa por oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en el universo temprano. En el universo temprano (antes de la recombinación) los bariones y los fotones se dispersan entre sí y forman un fluido estrechamente acoplado que puede soportar ondas sonoras. Las ondas se originan por perturbaciones de la densidad primordial y viajan a una velocidad que puede predecirse a partir de la densidad bariónica y otros parámetros cosmológicos. La distancia total que estas ondas sonoras pueden viajar antes de la recombinación determina una escala fija, que simplemente se expande con el universo después de la recombinación. Por lo tanto, BAO proporciona una regla estándar que se puede medir en estudios de galaxias a partir del efecto de los bariones en el agrupamiento de galaxias. El método requiere un extenso estudio de galaxias para hacer visible esta escala, pero se ha medido con precisión de nivel porcentual (ver oscilaciones acústicas bariónicas). La escala depende de parámetros cosmológicos como el barión y las densidades de materia, y el número de neutrinos, por lo que las distancias basadas en BAO son más dependientes del modelo cosmológico que las basadas en mediciones locales.

Los ecos de luz también se pueden usar como reglas estándar, ^{[23] [24]} aunque es un desafío medir correctamente la geometría de la fuente. ^{[25] [26]}

Indicadores de distancia galáctica

Ver también: medidas de distancia (cosmología)

Con pocas excepciones, las distancias basadas en mediciones directas están disponibles solo hasta alrededor de mil parsecs, que es una porción modesta de nuestra propia galaxia. Para distancias más allá de eso, las medidas dependen de supuestos físicos, es decir, la afirmación de que uno reconoce el objeto en cuestión, y la clase de objetos es lo suficientemente homogénea como para que sus miembros puedan usarse para una estimación significativa de la distancia.

Los indicadores de distancia física, utilizados en escalas de distancia progresivamente más grandes, incluyen:

• Paralaje dinámico , utiliza parámetros orbitales de binarios visuales para medir la masa del sistema y, por lo tanto, utiliza la relación masa-luminosidad para determinar la luminosidad.
  • Binarios eclipsantes : en la última década, la medición de los parámetros fundamentales de los binarios eclipsantes se ha hecho posible con telescopios de clase de 8 metros. Esto hace que sea factible utilizarlos como indicadores de distancia. Recientemente, se han utilizado para proporcionar estimaciones de distancia directa a la Gran Nube de Magallanes (LMC), la Pequeña Nube de Magallanes (SMC), la Galaxia de Andrómeda y la Galaxia del Triángulo . Las binarias eclipsantes ofrecen un método directo para medir la distancia a las galaxias con un nuevo nivel mejorado de precisión del 5% que es factible con la tecnología actual a una distancia de alrededor de 3 Mpc (3 millones de parsecs). ^[27]
• Variables RR Lyrae : se utilizan para medir distancias dentro de la galaxia y en cúmulos globulares cercanos .
• Los siguientes cuatro indicadores usan estrellas en las antiguas poblaciones estelares ( Población II ): ^[28]
  • Punta del indicador de distancia de la rama de gigante roja (TRGB).
  • Función de luminosidad de la nebulosa planetaria (PNLF)
  • Función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF)
  • Fluctuación del brillo de la superficie (SBF)
• En astronomía galáctica, las explosiones de rayos X (destellos termonucleares en la superficie de una estrella de neutrones ) se utilizan como velas estándar. Las observaciones de ráfagas de rayos X a veces muestran espectros de rayos X que indican la expansión del radio. Por lo tanto, el flujo de rayos X en el pico de la explosión debe corresponder a la luminosidad de Eddington , que se puede calcular una vez que se conoce la masa de la estrella de neutrones (1,5 masas solares es una suposición de uso común). Este método permite la determinación de la distancia de algunas binarias de rayos X de baja masa . Las binarias de rayos X de baja masa son muy débiles en la óptica, lo que hace que sus distancias sean extremadamente difíciles de determinar.
• Los máseres interestelares se pueden utilizar para derivar distancias a objetos galácticos y extragalácticos que tienen emisión de máser.
• Cefeidas y novas
• La relación Tully-Fisher
• La relación Faber-Jackson
• Supernovas de tipo Ia que tienen una magnitud absoluta máxima muy bien determinada en función de la forma de su curva de luz y son útiles para determinar distancias extragalácticas de hasta unos pocos cientos de Mpc. ^[29] Una excepción notable es SN 2003fg , la "Supernova Champagne", una supernova de tipo Ia de naturaleza inusual.
• Redshifts y la ley de Hubble

Adaptación de la secuencia principal

Cuando se traza la magnitud absoluta de un grupo de estrellas contra la clasificación espectral de la estrella, en un diagrama de Hertzsprung-Russell , se encuentran patrones evolutivos que se relacionan con la masa, edad y composición de la estrella. En particular, durante su período de combustión de hidrógeno, las estrellas se encuentran a lo largo de una curva en el diagrama llamada secuencia principal . Al medir estas propiedades a partir del espectro de una estrella, se puede determinar la posición de una estrella de secuencia principal en el diagrama H – R y, por lo tanto, estimar la magnitud absoluta de la estrella. Una comparación de este valor con la magnitud aparente permite determinar la distancia aproximada, después de corregir la extinción interestelar de la luminosidad a causa del gas y el polvo.

En un cúmulo de estrellas ligado gravitacionalmente como las Híades , las estrellas se formaron aproximadamente a la misma edad y se encuentran a la misma distancia. Esto permite un ajuste de secuencia principal relativamente preciso, proporcionando tanto la determinación de la edad como la distancia.

Escala de distancia extragaláctica

Indicadores de distancia extragalácticos ^[30]

Método	Incertidumbre para una galaxia (mag)	Distancia al cúmulo de Virgo ( Mpc )	Rango (Mpc)
Cefeidas clásicas	0,16	15-25	29
Novae	0.4	21,1 ± 3,9	20
Función de luminosidad de la nebulosa planetaria	0,3	15,4 ± 1,1	50
Función de luminosidad del cúmulo globular	0.4	18,8 ± 3,8	50
Fluctuaciones de brillo de la superficie	0,3	15,9 ± 0,9	50
Relación Sigma-D	0,5	16,8 ± 2,4	> 100
Supernovas de tipo Ia	0,10	19,4 ± 5,0	> 1000

La escala de distancia extragaláctica es una serie de técnicas que los astrónomos utilizan hoy en día para determinar la distancia de los cuerpos cosmológicos más allá de nuestra propia galaxia, que no se obtienen fácilmente con los métodos tradicionales. Algunos procedimientos utilizan propiedades de estos objetos, como estrellas , cúmulos globulares , nebulosas y galaxias en su conjunto. Otros métodos se basan más en las estadísticas y probabilidades de cosas como cúmulos de galaxias enteras .

Efecto Wilson – Bappu

Artículo principal: efecto Wilson-Bappu

Descubierto en 1956 por Olin Wilson y MK Vainu Bappu , el efecto Wilson-Bappu utiliza el efecto conocido como paralaje espectroscópico . Muchas estrellas tienen características en sus espectros , como la línea K del calcio , que indican su magnitud absoluta . La distancia a la estrella se puede calcular a partir de su magnitud aparente utilizando el módulo de distancia .

Existen importantes limitaciones en este método para encontrar distancias estelares. La calibración de las intensidades de las líneas espectrales tiene una precisión limitada y requiere una corrección para la extinción interestelar . Aunque, en teoría, este método tiene la capacidad de proporcionar cálculos de distancia confiables a estrellas de hasta 7 megaparsecs (Mpc), generalmente solo se usa para estrellas en cientos de kiloparsecs (kpc).

Cefeidas clásicas

Más allá del alcance del efecto Wilson-Bappu , el siguiente método se basa en la relación período-luminosidad de las estrellas variables cefeidas clásicas . La siguiente relación se puede utilizar para calcular la distancia a las Cefeidas clásicas galácticas y extragalácticas:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.}$^[31]

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.}$^[32]

Varios problemas complican el uso de Cefeidas como velas estándar y se debaten activamente, siendo los principales: la naturaleza y linealidad de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso y el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de esas relaciones. y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción cambiante (normalmente desconocida) en las distancias de las cefeidas. ^{[33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]}

Estos asuntos no resueltos han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60 km / s / Mpc y 80 km / s / Mpc. Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que algunos parámetros cosmológicos del Universo pueden restringirse significativamente mejor al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. ^{[42] [43]}

Las estrellas variables cefeidas fueron el instrumento clave en la conclusión de Edwin Hubble en 1923 de que M31 (Andrómeda) era una galaxia externa, a diferencia de una nebulosa más pequeña dentro de la Vía Láctea . Pudo calcular la distancia de M31 a 285 Kpc, siendo el valor de hoy 770 Kpc.

Como se ha detectado hasta ahora, NGC 3370, una galaxia espiral en la constelación de Leo, contiene las Cefeidas más lejanas encontradas hasta ahora a una distancia de 29 Mpc. Las estrellas variables cefeidas no son de ninguna manera marcadores de distancia perfectos: en las galaxias cercanas tienen un error de alrededor del 7% y hasta un 15% de error para las más distantes.

Supernovas

SN 1994D (punto brillante en la parte inferior izquierda) en la galaxia NGC 4526 . Imagen de NASA , ESA , The Hubble Key Project Team y The High-Z Supernova Search Team

Existen varios métodos diferentes para los cuales las supernovas pueden usarse para medir distancias extragalácticas.

Midiendo la fotosfera de una supernova

Podemos suponer que una supernova se expande de forma esféricamente simétrica. Si la supernova está lo suficientemente cerca como para que podamos medir la extensión angular, θ ( t ), de su fotosfera , podemos usar la ecuación

${\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,}$

donde ω es la velocidad angular, θ es la extensión angular. Para obtener una medición precisa, es necesario realizar dos observaciones separadas por el tiempo Δ t . Posteriormente, podemos utilizar

${\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,}$

donde d es la distancia a la supernova, V _ej es la velocidad radial de la eyecta de la supernova (se puede suponer que V _ej es igual a V _θ si es esféricamente simétrica).

Este método funciona solo si la supernova está lo suficientemente cerca como para poder medir con precisión la fotosfera. De manera similar, la capa de gas en expansión no es, de hecho, perfectamente esférica ni un cuerpo negro perfecto. Además, la extinción interestelar puede dificultar las mediciones precisas de la fotosfera. Este problema se ve agravado aún más por la supernova del colapso del núcleo. Todos estos factores contribuyen al error de distancia de hasta un 25%.

Curvas de luz tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son algunas de las mejores formas de determinar distancias extragalácticas. Los de Ia ocurren cuando una estrella enana blanca binaria comienza a acumular materia de su estrella compañera. A medida que la enana blanca gana materia, finalmente alcanza su límite de Chandrasekhar de .${\displaystyle 1.4M_{\odot }}$

Una vez alcanzada, la estrella se vuelve inestable y sufre una reacción de fusión nuclear descontrolada. Debido a que todas las supernovas de Tipo Ia explotan aproximadamente con la misma masa, sus magnitudes absolutas son todas iguales. Esto los hace muy útiles como velas estándar. Todas las supernovas de Tipo Ia tienen una magnitud visual y azul estándar de

${\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.}$

Por lo tanto, al observar una supernova de Tipo Ia, si es posible determinar cuál fue su magnitud máxima, entonces se puede calcular su distancia. No es intrínsecamente necesario capturar la supernova directamente en su magnitud máxima; Utilizando el método de forma de curva de luz multicolor ( MLCS ), la forma de la curva de luz (tomada en cualquier momento razonable después de la explosión inicial) se compara con una familia de curvas parametrizadas que determinarán la magnitud absoluta en el brillo máximo. Este método también lleva a cabo la extinción / atenuación interestelar del polvo y el gas.

De manera similar, el método de estiramiento ajusta las curvas de luz de magnitud de supernovas particulares a una curva de luz de plantilla. Esta plantilla, a diferencia de ser varias curvas de luz en diferentes longitudes de onda (MLCS), es solo una curva de luz única que se ha estirado (o comprimido) en el tiempo. Al utilizar este factor de estiramiento , se puede determinar la magnitud del pico. ^[44]

El uso de supernovas de tipo Ia es uno de los métodos más precisos, sobre todo porque las explosiones de supernovas pueden ser visibles a grandes distancias (sus luminosidades rivalizan con las de la galaxia en la que están situadas), mucho más lejos que las variables cefeidas (500 veces más). Se ha dedicado mucho tiempo a perfeccionar este método. La incertidumbre actual se acerca a un mero 5%, lo que corresponde a una incertidumbre de solo 0,1 magnitudes.

Novae en determinaciones de distancia

Las novas se pueden usar de la misma manera que las supernovas para derivar distancias extragalácticas. Existe una relación directa entre la magnitud máxima de una nova y el tiempo que tarda su luz visible en disminuir en dos magnitudes. Se muestra que esta relación es:

${\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.}$

Donde es la derivada temporal de la magnitud de la nova, que describe la tasa promedio de disminución en las primeras 2 magnitudes.${\displaystyle {\dot {x}}}$

Después de que las novas se desvanecen, son tan brillantes como las estrellas variables Cefeidas más luminosas, por lo tanto, estas dos técnicas tienen aproximadamente la misma distancia máxima: ~ 20 Mpc. El error en este método produce una incertidumbre de magnitud de aproximadamente ± 0,4

Función de luminosidad del cúmulo globular

Basado en el método de comparar la luminosidad de los cúmulos globulares (ubicados en halos galácticos) de galaxias distantes con la del cúmulo de Virgo , la función de luminosidad del cúmulo globular tiene una incertidumbre de distancia de aproximadamente el 20% (o 0,4 magnitudes).

El astrónomo estadounidense William Alvin Baum intentó por primera vez utilizar cúmulos globulares para medir galaxias elípticas distantes. Comparó los cúmulos globulares más brillantes de la galaxia Virgo A con los de Andrómeda, asumiendo que la luminosidad de los cúmulos era la misma en ambos. Al conocer la distancia a Andrómeda, Baum asumió una correlación directa y estimó la distancia de Virgo A.

Baum usó un solo cúmulo globular, pero las formaciones individuales a menudo son velas estándar deficientes. El astrónomo canadiense René Racine asumió que el uso de la función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF) conduciría a una mejor aproximación. El número de cúmulos globulares en función de la magnitud viene dado por:

${\displaystyle \ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,}$

donde m ₀ es la magnitud de rotación, M ₀ es la magnitud del cúmulo de Virgo y sigma es la dispersión ~ 1,4 mag.

Es importante recordar que se supone que todos los cúmulos globulares tienen aproximadamente la misma luminosidad dentro del universo . No existe una función de luminosidad del cúmulo globular universal que se aplique a todas las galaxias.

Función de luminosidad de la nebulosa planetaria

Al igual que el método GCLF, se puede utilizar un análisis numérico similar para nebulosas planetarias (¡tenga en cuenta el uso de más de una!) Dentro de galaxias lejanas. La función de luminosidad de la nebulosa planetaria (PNLF) fue propuesta por primera vez a fines de la década de 1970 por Holland Cole y David Jenner. Sugirieron que todas las nebulosas planetarias podrían tener un brillo intrínseco máximo similar, ahora calculado en M = -4,53. Por lo tanto, esto los convertiría en posibles velas estándar para determinar distancias extragalácticas.

El astrónomo George Howard Jacoby y sus colegas propusieron más tarde que la función PNLF equivalía a:

${\displaystyle \ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.}$

Donde N (M) es el número de nebulosa planetaria, que tiene una magnitud absoluta M. M * es igual a la nebulosa con la magnitud más brillante.

Método de fluctuación del brillo de la superficie

Cúmulo de galaxias

El siguiente método trata de las propiedades inherentes generales de las galaxias. Estos métodos, aunque con porcentajes de error variables, tienen la capacidad de hacer estimaciones de distancia más allá de 100 Mpc, aunque generalmente se aplica de manera más local.

El método de fluctuación de brillo superficial (SBF) aprovecha el uso de cámaras CCD en telescopios. Debido a las fluctuaciones espaciales en el brillo de la superficie de una galaxia, algunos píxeles de estas cámaras captarán más estrellas que otros. Sin embargo, a medida que aumenta la distancia, la imagen se volverá cada vez más suave. El análisis de esto describe una magnitud de la variación de píxel a píxel, que está directamente relacionada con la distancia de una galaxia.

Relación Sigma-D

La relación Sigma-D (o relación Σ-D), utilizada en galaxias elípticas , relaciona el diámetro angular (D) de la galaxia con su dispersión de velocidad . Es importante describir exactamente lo que representa D para comprender este método. Es, más precisamente, el diámetro angular de la galaxia hasta el nivel de brillo superficial de 20,75 B-mag arcsec ^-2 . Este brillo de la superficie es independiente de la distancia real de la galaxia a nosotros. En cambio, D es inversamente proporcional a la distancia de la galaxia, representada como d. Por tanto, esta relación no utiliza velas estándar. Más bien, D proporciona una regla estándar . Esta relación entre D y Σ es

${\displaystyle \log(D)=1.333\log(\Sigma )+C}$

Donde C es una constante que depende de la distancia a los cúmulos de galaxias. ^{[ cita requerida ]}

Este método tiene el potencial de convertirse en uno de los métodos más fuertes de calculadoras de distancia galáctica, quizás excediendo el rango incluso del método Tully-Fisher. Sin embargo, a día de hoy, las galaxias elípticas no son lo suficientemente brillantes como para proporcionar una calibración para este método mediante el uso de técnicas como las cefeidas. En cambio, la calibración se realiza utilizando métodos más toscos.

Superposición y escala

Se necesita una sucesión de indicadores de distancia, que es la escala de distancias, para determinar las distancias a otras galaxias. La razón es que los objetos lo suficientemente brillantes como para ser reconocidos y medidos a tales distancias son tan raros que pocos o ninguno están presentes cerca, por lo que hay muy pocos ejemplos lo suficientemente cercanos con paralaje trigonométrico confiable para calibrar el indicador. Por ejemplo, las variables cefeidas, uno de los mejores indicadores de las galaxias espirales cercanas., aún no se puede calibrar satisfactoriamente solo con paralaje, aunque la misión espacial Gaia ahora puede evaluar ese problema específico. La situación se complica aún más por el hecho de que las diferentes poblaciones estelares generalmente no tienen todos los tipos de estrellas en ellas. Las cefeidas en particular son estrellas masivas, con vidas cortas, por lo que solo se encontrarán en lugares donde las estrellas se han formado muy recientemente. En consecuencia, debido a que las galaxias elípticasPor lo general, hace mucho que dejaron de tener formación estelar a gran escala, no tendrán Cefeidas. En su lugar, se deben utilizar indicadores de distancia cuyos orígenes se encuentran en una población estelar más antigua (como las variables novae y RR Lyrae). Sin embargo, las variables RR Lyrae son menos luminosas que las cefeidas, y las novas son impredecibles y se necesita un programa de monitoreo intensivo, y suerte durante ese programa, para recolectar suficientes novas en la galaxia objetivo para una buena estimación de la distancia.

Debido a que los escalones más distantes de la escala de la distancia cósmica dependen de los más cercanos, los escalones más distantes incluyen los efectos de errores en los escalones más cercanos, tanto sistemáticos como estadísticos. El resultado de estos errores de propagación significa que las distancias en astronomía rara vez se conocen con el mismo nivel de precisión que las mediciones en otras ciencias, y que la precisión es necesariamente más pobre para tipos de objetos más distantes.

Otra preocupación, especialmente para las velas estándar más brillantes, es su "estandarización": cuán homogéneos son los objetos en su verdadera magnitud absoluta. Para algunas de estas diferentes velas estándar, la homogeneidad se basa en teorías sobre la formación y evolución de estrellas y galaxias y, por lo tanto, también está sujeta a incertidumbres en esos aspectos. Para los indicadores de distancia más luminosos, las supernovas de Tipo Ia, se sabe que esta homogeneidad es pobre ^{[45] [ aclaración necesaria ]} ; sin embargo, ninguna otra clase de objeto es lo suficientemente brillante para ser detectada a distancias tan grandes, por lo que la clase es útil simplemente porque no existe una alternativa real.

El resultado de la observación de la Ley de Hubble, la relación proporcional entre la distancia y la velocidad con la que una galaxia se aleja de nosotros (generalmente conocida como desplazamiento al rojo ) es un producto de la escala de distancia cósmica. Edwin Hubble observó que las galaxias más débiles están más desplazadas al rojo. Encontrar el valor de la constante de Hubble fue el resultado de décadas de trabajo de muchos astrónomos, tanto para acumular las mediciones de los desplazamientos al rojo de las galaxias como para calibrar los escalones de la escala de distancias. La Ley de Hubble es el medio principal que tenemos para estimar las distancias de los cuásares y las galaxias distantes en las que no se pueden ver indicadores de distancia individuales.

Ver también

• Medidas de distancia (cosmología)
• Órdenes de magnitud (longitud) # Astronómico
• Regla estándar

Notas al pie

1. Si la señal dependiera de las masas individuales por separado, no habría suficiente información observable en la señal en el orden más bajo para inferir su sonoridad intrínseca. Esta degeneración entre las masas, por lo tanto, es crucial para la medición de la sonoridad, pero no es un accidente: tiene un origen fundamental en la naturaleza libre de escala de la gravedad en la relatividad general de Einstein. ^[17]

Referencias

1. Ash, YO; Shapiro, II; Smith, WB (1967). "Constantes astronómicas y efemérides planetarias deducidas de observaciones ópticas y de radar". El diario astronómico . 72 : 338. Bibcode : 1967AJ ..... 72..338A . doi : 10.1086 / 110230 .
2. Perryman, MAC; et al. (1999). "El Catálogo HIPPARCOS". Astronomía y Astrofísica . 323 : L49 – L52. Código Bibliográfico : 1997A & A ... 323L..49P .
3. Harrington, JD; Villard, R. (10 de abril de 2014). "Hubble de la NASA extiende la cinta métrica estelar 10 veces más en el espacio" . NASA . Consultado el 17 de octubre de 2014 .
4. Riess, AG; Casertano, S .; Anderson, J .; MacKenty, J .; Filippenko, AV (2014). "Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope". El diario astrofísico . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 785..161R . doi : 10.1088 / 0004-637X / 785/2/161 . S2CID 55928992 . 
5. Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
6. B., Baidyanath (2003). Introducción a la astrofísica . PHI Learning Private Limited. ISBN 978-81-203-1121-3.
7. "Hubble encuentra que el Universo puede estar expandiéndose más rápido de lo esperado" . Consultado el 3 de junio de 2016 .
8. "Hubble estira la cinta métrica estelar diez veces más" . Imágenes ESA / Hubble . Consultado el 12 de abril de 2014 .
9. Popowski, P .; Gould, A. (1998). "Matemáticas del paralaje estadístico y la escala de distancia local". arXiv : astro-ph / 9703140 .
10. Bartel, N .; et al. (1994). "La forma, la tasa de expansión y la distancia de la supernova 1993J de las mediciones de VLBI". Naturaleza . 368 (6472): 610–613. Código Bibliográfico : 1994Natur.368..610B . doi : 10.1038 / 368610a0 . S2CID 4316734 . 
11. Fernie, JD (diciembre de 1969). "La relación período-luminosidad: una revisión histórica" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 81 (483): 707. Código Bibliográfico : 1969PASP ... 81..707F . doi : 10.1086 / 128847 . ISSN 0004-6280 . 
12. "Encontrar la distancia a las estrellas - Módulo de distancia" . Instalación Nacional del Telescopio de Australia . Consultado el 2 de noviembre de 2020 .
13. "Tipo Ia Supernova" . Tema semanal . Caglow . Consultado el 30 de enero de 2012 .
14. Linden, S .; Virey, J.-M .; Tilquin, A. (2009). "Extracción de parámetros cosmológicos y sesgos de la evolución de magnitud de supernova de tipo Ia". Astronomía y Astrofísica . 506 (3): 1095-1105. arXiv : 0907.4495 . Código Bibliográfico : 2009A & A ... 506.1095L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912811 . S2CID 15178494 .  (Y referencias en el mismo).
15. Cutler, Curt; Flanagan, Éanna E. (15 de marzo de 1994). "Ondas gravitacionales de la fusión de binarios compactos: ¿con qué precisión se pueden extraer los parámetros del binario de la forma de onda inspiral?". Physical Review D . 49 (6): 2658–2697. arXiv : gr-qc / 9402014 . Código Bibliográfico : 1994PhRvD..49.2658C . doi : 10.1103 / PhysRevD.49.2658 . PMID 10017261 . S2CID 5808548 .  
16. Holz, Daniel E .; Hughes, Scott A .; Schutz, Bernard F. (diciembre de 2018). "Medición de distancias cósmicas con sirenas estándar" . Física hoy . 71 (12): 34–40. Código bibliográfico : 2018PhT .... 71l..34H . doi : 10.1063 / PT.3.4090 . ISSN 0031-9228 . 
17. Adelante, Robert L .; Berman, David (12 de junio de 1967). "Rango de detección de radiación gravitacional para sistemas estelares binarios". Cartas de revisión física . 18 (24): 1071–1074. Código Bibliográfico : 1967PhRvL..18.1071F . doi : 10.1103 / PhysRevLett.18.1071 . ISSN 0031-9007 . 
18. Schutz, Bernard F. (25 de septiembre de 1986). "Determinación de la constante de Hubble a partir de observaciones de ondas gravitacionales" . Naturaleza . 323 (6086): 310–311. arXiv : 1307.2638 . Código Bibliográfico : 1986Natur.323..310S . doi : 10.1038 / 323310a0 . hdl : 11858 / 00-001M-0000-0013-73C1-2 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4327285 .  
19. Hendry, Martin; Woan, Graham (febrero de 2007). "Astrofísica gravitacional" (PDF) . Astronomía y Geofísica . 48 (1): 1.10–1.17. Bibcode : 2007A & G .... 48a..10H . CiteSeerX 10.1.1.163.5500 . doi : 10.1111 / j.1468-4004.2007.48110.x .  
20. Nissanke, Samaya; Holz, Daniel E .; Hughes, Scott A .; Dalal, Neal; Sievers, Jonathan L. (10 de diciembre de 2010). "Exploración de ráfagas cortas de rayos gamma como sirenas estándar de ondas gravitacionales". El diario astrofísico . 725 (1): 496–514. arXiv : 0904.1017 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 725..496N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 725/1/496 . hdl : 1721,1 / 60956 . ISSN 0004-637X . S2CID 14028891 .  
21. Abbott, BP; et al. ( LIGO Scientific Collaboration & Virgo Collaboration ) (16 de octubre de 2017). "Una medida de sirena estándar de ondas gravitacionales de la constante de Hubble" . Naturaleza . 551 (7678): 85–88. arXiv : 1710.05835 . Código Bib : 2017Natur.551 ... 85A . doi : 10.1038 / nature24471 . PMID 29094696 . 
22. Marinoni, C .; et al. (2008). "Pruebas geométricas de modelos cosmológicos. I. Sondeo de energía oscura utilizando la cinemática de galaxias de alto corrimiento al rojo" . Astronomía y Astrofísica . 478 (1): 43–55. arXiv : 0710.0759 . Código Bibliográfico : 2008A y A ... 478 ... 43M . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20077116 .
23. "Los ecos de luz susurran la distancia a una estrella" (Comunicado de prensa). Observatorio Europeo Austral . 11 de febrero de 2008 . Consultado el 18 de octubre de 2015 .
24. Kervella, Pierre; Mérand, Antoine; Szabados, László; Fouqué, Pascal; Bersier, David; Pompeya, Emanuela; Perrin, Guy (2 de marzo de 2008). "La Cefeida Galáctica RS Puppis I de largo período. Una distancia geométrica de sus ecos de luz" . Astronomía y Astrofísica . 480 (1): 167-178. arXiv : 0802.1501 . Bibcode : 2008A & A ... 480..167K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078961 . derivamos una distancia geométrica de1992 ± 28 pc a RS Pup
25. Bond, Howard E .; Sparks, William B. (4 de marzo de 2009). "Sobre la determinación de la distancia geométrica a la Cefeida RS Puppis a partir de sus ecos de luz" . Astronomía y Astrofísica . 495 (2): 371–377. arXiv : 0811.2943 . Bibcode : 2009A & A ... 495..371B . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200810280 .Concluimos que, de hecho, es probable que la mayoría de los nudos se sitúen frente al plano del cielo, invalidando así la teoría de Kervella et al. resultado. [...] Aunque Kervella et al. Si el resultado de la distancia se invalida, mostramos que las imágenes polarimétricas de alta resolución tienen el potencial de producir una distancia geométrica válida a esta importante cefeida.
26. Kervella, Pierre; Bond, Howard E .; Cracraft, Misty; Szabados, László; Breitfelder, Joanne; Mérand2, Antoine; Sparks, William B .; Gallenne, Alexandre; Bersier, David; Fouqué, Pascal; Anderson, Richard I. (diciembre de 2014). "La cefeida galáctica RS Puppis de período largo. III. Una distancia geométrica de la imagen polarimétrica del HST de sus ecos de luz" . Astronomía y Astrofísica . 572 : A7 (13 págs.). arXiv : 1408.1697 . Bibcode : 2014A y A ... 572A ... 7K . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201424395 . Obtenemos una distancia de1910 ± 80 pieza (4,2%)
27. Bonanos, AZ (2006). "Binarios eclipsantes: herramientas para calibrar la escala de distancia extragaláctica". Actas del Simposio de la IAU . 240 : 79–87. arXiv : astro-ph / 0610923 . Código bibliográfico : 2007IAUS..240 ... 79B . CiteSeerX 10.1.1.254.2692 . doi : 10.1017 / S1743921307003845 . S2CID 18827791 .  
28. Ferrarese, L; et al. (2000). "Una base de datos de los módulos de distancia de las cefeidas y la punta de la rama gigante roja, la función de luminosidad del cúmulo globular, la función de luminosidad de la nebulosa planetaria y los datos de fluctuación del brillo de la superficie útiles para las determinaciones de distancia". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 128 (2): 431–459. arXiv : astro-ph / 9910501 . Código bibliográfico : 2000ApJS..128..431F . doi : 10.1086 / 313391 .
29. Colgate, SA (1979). "Las supernovas como vela estándar para la cosmología". Revista astrofísica . 232 (1): 404–408. Código bibliográfico : 1979ApJ ... 232..404C . doi : 10.1086 / 157300 .
30. Adaptado de George H. Jacoby; David Branch; Robin Ciardullo; Roger L. Davies; William E. Harris; Michael J. Pierce; Christopher J. Pritchet; John L. Tonry; Douglas L. Welch (1992). "Una revisión crítica de las técnicas seleccionadas para medir distancias extragalácticas" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 104 (678): 599–662. Código Bibliográfico : 1992PASP..104..599J . doi : 10.1086 / 133035 . JSTOR 40679907 . 
31. Benedicto, G. Fritz y col. "Paralaje del sensor de guía fina del telescopio espacial Hubble de estrellas variables cefeidas galácticas: relaciones período-luminosidad" , The Astronomical Journal , volumen 133, número 4, págs. 1810-1827 (2007)
32. Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, cristiano; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minniti, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dékány, Istvan; Saito, Roberto K. "Nueva evidencia que respalda la membresía de TW Nor en Lyngå 6 y el brazo en espiral del Centauro" , ApJ Letters , Volumen 741, Número 2, id. Del artículo. L2 (2011)
33. Stanek, KZ; Udalski, A. (1999). "El experimento óptico de lentes gravitacionales. Investigando la influencia de la mezcla en la escala de distancia de cefeidas con cefeidas en la gran nube de Magallanes". arXiv : astro-ph / 9909346 .
34. Udalski, A .; Wyrzykowski, L .; Pietrzynski, G .; Szewczyk, O .; Szymanski, M .; Kubiak, M .; Soszynski, I .; Zebrun, K. (2001). "El experimento óptico de lentes gravitacionales. Cefeidas en la galaxia IC1613: sin dependencia de la relación período-luminosidad en la metalicidad". Acta Astronomica . 51 : 221. arXiv : astro-ph / 0109446 . Código bibliográfico : 2001AcA .... 51..221U .
35. Ngeow, C .; Kanbur, SM (2006). "La constante de Hubble de las supernovas de tipo Ia calibrada con las relaciones de luminosidad-período de cefeidas lineales y no lineales". El diario astrofísico . 642 (1): L29. arXiv : astro-ph / 0603643 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 642L..29N . doi : 10.1086 / 504478 . S2CID 17860528 . 
36. Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D .; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "Una nueva distancia de cefeidas a la galaxia máser-anfitrión NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble". El diario astrofísico . 652 (2): 1133-1149. arXiv : astro-ph / 0608211 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 652.1133M . doi : 10.1086 / 508530 . S2CID 15728812 . 
37. Bono, G .; Caputo, F .; Fiorentino, G .; Marconi, M .; Musella, I. (2008). "Cefeidas en galaxias externas. I. La galaxia Maser-anfitrión NGC 4258 y la dependencia de la metalicidad de las relaciones período-luminosidad y período-Wesenheit". El diario astrofísico . 684 (1): 102. arXiv : 0805.1592 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 684..102B . doi : 10.1086 / 589965 . S2CID 6275274 . 
38. Majaess, D .; Turner, D .; Lane, D. (2009). "Cefeidas tipo II como velas de distancia extragalácticas". Acta Astronomica . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Código Bibliográfico : 2009AcA .... 59..403M .
39. Madore, Barry F .; Freedman, Wendy L. (2009). "Concerniente a la pendiente de la relación entre el período cefeida y la luminosidad". El diario astrofísico . 696 (2): 1498–1501. arXiv : 0902.3747 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 696.1498M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 696/2/1498 . S2CID 16325249 . 
40. Scowcroft, V .; Bersier, D .; Molde, JR; Wood, PR (2009). "El efecto de la metalicidad sobre las magnitudes cefeidas y la distancia a M33". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 396 (3): 43–47. arXiv : 0903.4088 . Código Bibliográfico : 2009MNRAS.396.1287S . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14822.x .
41. Majaess, D. (2010). "Las cefeidas de Centaurus A (NGC 5128) e implicaciones para H0". Acta Astronomica . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Código Bibliográfico : 2010AcA .... 60..121M .
42. Tammann, GA; Sandage, A .; Reindl, B. (2008). "El campo de expansión: el valor de H 0". Revista anual de astronomía y astrofísica . 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A y ARv..15..289T . doi : 10.1007 / s00159-008-0012-y . S2CID 18463474 . 
43. Freedman, Wendy L .; Madore, Barry F. (2010). "La constante de Hubble". Revista anual de astronomía y astrofísica . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Código bibliográfico : 2010ARA & A..48..673F . doi : 10.1146 / annurev-astro-082708-101829 . S2CID 119263173 . 
44. Coelho, R .; et al. (Noviembre de 2014). "Estandarización de supernovas tipo Ia". Revista europea de física . 36 : 015007. arXiv : 1411.3596 . doi : 10.1088 / 0143-0807 / 36/1/015007 .
45. Gilfanov, Marat; Bogdán, Ákos (2010). "Un límite superior en la contribución de la acumulación de enanas blancas a la tasa de supernova de tipo Ia". Naturaleza . 463 (3): 924–925. arXiv : 1002.3359 . Código Bibliográfico : 2010Natur.463..924G . doi : 10.1038 / nature08685 . PMID 20164924 . S2CID 4389201 .  

Bibliografía

• Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2014). Introducción a la astrofísica moderna . Harlow, Reino Unido: Pearson Education Limited . ISBN 978-1-292-02293-2.
• Midiendo el Universo The Cosmological Distance Ladder , Stephen Webb, copyright 2001.
• Pasachoff, JM ; Filippenko, A. (2013). El Cosmos: Astronomía en el Nuevo Milenio (4ª ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-68756-1.
• The Astrophysical Journal , La función de luminosidad del cúmulo globular como indicador de distancia: efectos dinámicos , Ostriker y Gnedin, 5 de mayo de 1997.
• Introducción a la medición de distancias en astronomía , Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0 . 

Enlaces externos

• El ABC de las distancias (UCLA)
• La escala de distancia extragaláctica de Bill Keel
• El proyecto clave del telescopio espacial Hubble en la escala de distancia extragaláctica
• La constante de Hubble , una discusión histórica
• Escala de distancia cósmica de la NASA
• Base de datos de información del PNLF
• El diario astrofísico