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Estrella variable Cefeida

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RS Puppis, una de las más brillantes estrellas Cefeidas variables de la Vía Láctea
(Hubble Space Telescope)

Una variable cefeida es una estrella que pulsa radialmente, variando tanto en temperatura como diámetro para producir cambios de brillo con un periodo y amplitud estables muy regulares.

Una relación directa fuerte entre su luminosidad y periodo pulsar[1]​[2]​ aseguran para las Cefeidas su estado como importantes indicadores de distancia para establecer escalas de distancia galácticas y extragalácticas.[3]​

El término Cefeida se origina de Delta Cephei en la constelación Cepheus, la primera estrella de este tipo identificada, por John Goodricke en 1784, aunque fueron estudiadas con gran profundidad por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt.

Historia

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Las curvas de periodo-luminosidad de las clásicas y Cefeidas de tipo II

El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae, la primera representante conocida de la clase de variables cefeidas clásicas.[4]​ La estrella epónima de las Cefeidas clásicas, Delta Cephei, fue descubierta como variable por John Goodricke unos meses más tarde.[5]​ El número de variables similares creció hasta varias docenas a finales del siglo XIX, y se denominaron cefeidas.[6]​ La mayoría de las Cefeidas se conocían por las formas distintivas de la curva de luz con el rápido aumento de brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas se conocían como Gemínidas por el prototipo ζ Geminorum.[7]​

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó encontrar distancias a 13 Cefeidas utilizando su movimiento a través del cielo.[8]​ (Más tarde habría que revisar sus resultados. ) En 1918, Harlow Shapley utilizó las Cefeidas para establecer las primeras restricciones sobre el tamaño y la forma de la Vía Láctea y de la ubicación del Sol en ella.[9]​ En 1924, Edwin Hubble estableció la distancia a las variables Cefeidas clásicas en la Galaxia de Andrómeda, hasta entonces conocida como la "Nebula de Andrómeda" y demostró que esas variables no eran miembros de la Vía Láctea. El hallazgo de Hubble zanjó la cuestión planteada en el "Gran Debate" de si la Vía Láctea representaba a todo el Universo o era simplemente una de las muchas galaxias del Universo.[10]​

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que ahora se conoce como Ley de Hubble combinando las distancias cefeidas a varias galaxias con las mediciones de Vesto Slipher de la velocidad a la que esas galaxias se alejan de nosotros. Descubrieron que el Universo se expande, confirmando las teorías de Georges Lemaître.[11]​

Ilustración de las variables cefeidas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea[12]​

A mediados del siglo XX, se resolvieron importantes problemas con la escala de distancias astronómicas dividiendo las Cefeidas en distintas clases con propiedades muy diferentes. En la década de 1940, Walter Baade reconoció dos poblaciones separadas de Cefeidas (clásicas y de tipo II). Las Cefeidas clásicas son estrellas más jóvenes y masivas de la población I, mientras que las Cefeidas de tipo II son estrellas más viejas y débiles de la población II.[13]​ Las Cefeidas clásicas y las de tipo II siguen relaciones periodo-luminosidad diferentes. La luminosidad de las cefeidas de tipo II es, de media, inferior a la de las cefeidas clásicas en aproximadamente 1,5 magnitudes (pero sigue siendo más brillante que la de las estrellas RR Lyrae). El descubrimiento seminal de Baade condujo a una duplicación de la distancia a M31, y de la escala de distancias extragalácticas.[14]​[15]​ Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como Variables de Cúmulo, fueron reconocidas bastante pronto como una clase separada de variable, debido en parte a sus cortos períodos.[16]​[17]​ Una relación entre el período y la luminosidad para las Cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes.[18]​ Lo publicó en 1912 con más pruebas.[19]​ Se descubrió que las variables cefeidas mostraban una variación de velocidad radial con el mismo periodo que la variación de luminosidad, e inicialmente esto se interpretó como una prueba de que estas estrellas formaban parte de un sistema binario. Sin embargo, en 1914, Harlow Shapley demostró que esta idea debía abandonarse.[20]​ Dos años más tarde, Shapley y otros habían descubierto que las variables cefeidas cambiaban su tipo espectrals en el transcurso de un ciclo.[21]​

Características

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Las cefeidas presentan modulaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares y, de las variables pulsantes, son las que presentan menores irregularidades en la duración del período de pulsación. Actualmente, se han observado más de 400 cefeidas en nuestra galaxia, en cúmulos globulares como M3, M13 (tres) o M92 (sólo una), y otras 1000 se han identificado en las Nubes de Magallanes, dos galaxias muy próximas a la nuestra. Además, se han observado un número significativo de cefeidas en otras galaxias próximas (por ejemplo Andrómeda o M31, M101, etc).

Las modulaciones de luminosidad que presenta durante todo el ciclo suelen estar comprendidas entre un mínimo de 0,35 y un máximo de 1,5 magnitudes, lo que corresponde a un incremento de cuatro veces el flujo de luz.

Una de las características principales que permite distinguirlas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de luz varía según la banda del espectro visual en la que se observa. En especial, las modulaciones aparecen más acusadas en longitudes de onda inferiores, típicamente en azul y en el ultravioleta más que en el rojo. Por lo que respecta a los períodos de las cefeidas, están comprendidos entre 0,2 y 100 días, aunque los valores están distribuidos de diferente manera en nuestra galaxia que en las Nubes de Magallanes. En la mayoría de los casos, las curvas de luz de las cefeidas se caracterizan por un perfil más bien asímétrico, con un rápido ascenso hacia la luminosidad máxima y un descenso más lento hacia la mínima.

La comparación entre las curvas de luz de diversas varíables cefeidas parece haber demostrado la existencia de una correlación sistemática entre la amplitud misma de la curva de luz y el valor del período de pulsación. Por otra parte, las cefeidas con un período más largo son también las que, genéricamente muestran variaciones de magnitud más sensibles.

Mecanismos de pulsación

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La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de las dimensiones de la superficie emisora. Las variaciones periódicas de su temperatura, pueden producir las modulaciones de luminosidad observadas. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar a consecuencia de una serie de contracciones y expansiones radiales de la propia estrella en torno a un valor medio del radio. El período de pulsación de una cefeida sería proporcional al valor medio del radio que, a su vez, depende intrínsecamente de las características de la propia estrella. Según este modelo, la contracción de la estrella produce un aumento de temperatura en las regiones centrales y, por consiguiente, del número de reacciones nucleares, lo cual, a su vez, provoca un aumento global de la luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Después de la expansión, la estrella se enfría, con la consiguiente disminución de su luminosidad. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio. Así, pues, la variación de la luminosidad de una cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa.

Cefeidas como indicadores de distancia

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Existe una relación, llamada dependencia período-luminosidad, que vincula directamente la magnitud absoluta de una estrella cefeida, calculada en el máximo de su curva, con el valor de su período de pulsación. El aumento de la luminosidad de las cefeidas en función del período, tomado de la relación período-luminosidad, es compatible con la teoría de la pulsación estelar según la cual la luminosidad depende del radio y, a su vez, este último es proporcional al período. La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método razonablemente seguro para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente Por este motivo, las cefeidas tienen también el importante papel de indicadores de distancia. Como tales, su importancia en astronomía para la medida de las distancias extragalácticas es enorme. Por ejemplo, identificar una cefeida en una galaxia distante y medir su período de pulsación permite conocer inmediatamente su distancia, y con ella, la de la galaxia misma. El descubrimiento de la utilidad de las cefeidas como indicadores de distancia se lo debemos a las observaciones de Henrietta Swan Leavitt[22]​[23]​ , que trabajaba como voluntaria en el equipo del Observatorio del Harvard College, aunque sus superiores, Edward Pickering y Edwin Hubble, se llevaron inicialmente todo el mérito.

Clasificación de las cefeidas

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Las cefeidas pueden dividirse en dos subclases. A la primera pertenecen las llamadas cefeidas clásicas: son estrellas de población I, es decir, estrellas muy jóvenes, con una edad de 100 millones de años aproximadamente, localizadas con preferencia en los brazos espirales de nuestra galaxia. Las cefeidas clásicas son supergigantes, con una masa equivalente a varias masas solares, y, son de 500 a 30.000 veces más brillantes que nuestro Sol, a pesar de que su temperatura superficial es poco más elevada (10 000 K). Su tamaño es considerablemente mayor.

La segunda clase es la de las cefeidas de tipo W Virginis, así llamadas por el nombre de la estrella prototipo (W Virginis). Se trata de estrellas más viejas y que, por tanto, pertenecen a la población II. A diferencia de la cefeidas, se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Las W Virginis tienen también períodos de pulsación más breves respecto a las cefeidas clásicas, generalmente inferiores a 18 días, e, intrínsecamente, son menos luminosas: aproximadamente un par de magnitudes menos. Existe un subtipo: el de las cefeidas de tipo BL Herculis, cuyos períodos de pulsación son menores de 10 días (ejemplos: V1, V2 y V6 en el cúmulo globular M13 o V7 en M92).

Cefeidas clásicas más brillantes

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En la siguiente tabla se recogen las cefeidas clásicas más brillantes ordenadas de acuerdo a su magnitud aparente máxima.

Nombre Magnitud máxima Magnitud mínima Período (días) Tipo espectral
β Doradus 3,46 4,08 9,8426 F4-G4Ia-II
η Aquilae 3,48 4,39 7,176641 F6Ib-G4Ib
δ Cephei 3,48 4,37 5,366341 F5Ib-G1Ib
ζ Geminorum 3,62 4,18 10,15073 F7Ib-G3Ib
X Sagittarii 4,2 4,9 7,01283 F5-G2II
W Sagittarii 4,29 5,14 7,59503 F4-G2Ib
RT Aurigae 5 5,82 3,728115 F4Ib-G1Ib
S Sagittae 5,24 6,04 8,382086 F6Ib-G5Ib
Y Sagittarii 5,25 6,24 5,77335 F5-G0Ib-II
T Vulpeculae 5,41 6,09 4,435462 F5Ib-G0Ib
T Monocerotis 5,58 6,62 27,02465 F7Iab-K1Iab+A0V
AX Circini 5,65 6,09 5,273268 F2-G2II+B4
U Carinae 5,72 7,02 38,7681 F6-G7Iab
X Cygni 5,85 6,91 16,38633 F7Ib-G8Ib
S Muscae 5,89 6,49 9,66007 F6Ib-G0

Catálogo de estrellas variables Cefeidas: Variable Stars catalog website

Referencias

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  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 49: 223. Bibcode:1999AcA....49..223U. arXiv:astro-ph/9908317. 
  2. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O. et al. (2008). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: 163. Bibcode:2008AcA....58..163S. arXiv:0808.2210. 
  3. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). «Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant». The Astrophysical Journal 553 (1): 47-72. Bibcode:2001ApJ...553...47F. S2CID 119097691. arXiv:astro.ph/0012376. doi:10.1086/320638. 
  4. ↑ Pigott, Edward (1785). «Observaciones de una nueva estrella variable». Philosophical Transactions of the Royal Society 75: 127-136. Bibcode:1785RSPT...75..127P. S2CID 186212958. 
  5. ↑ Goodricke, John (1786). «Una serie de observaciones sobre, y un descubrimiento de, el período de la variación de la luz de la estrella marcada δ por Bayer, cerca de la cabeza de Cefeo. En una carta de John Goodricke, Esq. a Nevil Maskelyne, D.D.F.R.S. y Astrónomo Real». Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76: 48-61. Bibcode:1786RSPT...76...48G. 
  6. ↑ Clarke, Agnes Mary (1903). id=8pQAAAAAMAAJ&pg=PA319 Problemas de Astrofísica. Londres, Inglaterra: Adam & Charles Black. p. 319. ISBN 978-0-403-01478-1. 
  7. ↑ Engle, Scott (2015). La vida secreta de las Cefeidas: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids (Tesis). Bibcode:2015PhDT........45E. arXiv:1504.02713. doi:10.5281/zenodo.45252. 
  8. ↑ Hertzsprung, E. (1913). «Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus» [Sobre la distribución espacial de [estrellas] variables del tipo δ Cephei]. Astronomische Nachrichten (en alemán) 196 (4692): 201-208. Bibcode:1913AN....196..201H. 
  9. ↑ Shapley, H. (1918). «Cúmulos globulares y estructura del sistema galáctico». Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico 30 (173): 42. Bibcode:1918PASP...30...42S. 
  10. ↑ Hubble, E. P. (1925). «Cefeidas en nebulosas espirales». El Observatorio 48: 139. Bibcode:1925Obs....48..139H. 
  11. ↑ Lemaître, G. (1927). «Un Universo homogéneo de masa constante y de rayón croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques». Annales de la Société Scientifique de Bruxelles 47: 49. Bibcode:49L 1927ASSB...47... 49L. 
  12. ↑ «VISTA descubre un nuevo componente de la Vía Láctea». Consultado el 29 de octubre de 2015. 
  13. ↑ Wallerstein, George (2002). «The Cepheids of Population II and Related Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 114 (797): 689-699. Bibcode:2002PASP..114..689W. S2CID 122225966. doi:10.1086/341698. 
  14. ↑ Baade, W. (1958). «Problemas en la determinación de la distancia de las galaxias». Astronomical Journal 63: 207. Bibcode:207B 1958AJ.....63.. 207B. doi:10.1086/107726. 
  15. ↑ Allen, Nick. «Sección 2: El gran debate y el gran error: Shapley, Hubble, Baade». La escala de distancias de las cefeidas: A History. Archivado desde el original el 10 de diciembre de 2007. 
  16. ↑ Shapley, Harlow. (1918). «No. 153. Estudios basados en los colores y magnitudes en cúmulos estelares. Octavo artículo: Las luminosidades y distancias de 139 variables Cefeidas». Contribuciones del Observatorio Mount Wilson 153: 1. Bibcode:1918CMWCI.153....1S. 
  17. ↑ Shapley, Harlow (1918). «Estudios basados en los colores y magnitudes en cúmulos estelares. Octavo artículo: Las luminosidades y distancias de 139 variables Cefeidas». Astrophysical Journal 48: 279-294. Bibcode:1918ApJ....48..279S. 
  18. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). «1777 variables en las Nubes de Magallanes». Anales del Observatorio Astronómico del Harvard College 60 (4): 87-108. Bibcode:1908AnHar..60...87L. 
  19. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). «Períodos de 25 estrellas variables en la Pequeña Nube de Magallanes». Harvard College Observatory Circular 173: 1-3. Bibcode:1912HarCi.173....1L. 
  20. ↑ Shapley, Harlow (December 1914). «On the Nature and Cause of Cepheid Variation». Astrophysical Journal 40: 448. Bibcode:1914ApJ....40..448S. 
  21. ↑ Shapley, H. (1916), «Las variaciones en el tipo espectral de veinte variables Cefeidas», Astrophysical Journal 44: 273, Bibcode:1916ApJ....44..273S. .
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). «1777 variables in the Magellanic Clouds». Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College 60 (4): 87-108. Bibcode:1908AnHar..60...87L. 
  23. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). «Periods of 25 variable stars in the Small Magellanic Cloud». Harvard College Observatory Circular 173: 1-3. Bibcode:1912HarCi.173....1L. 
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