El universo es un lugar muy, muy grande. Estamos hablando ... ¡imperceptiblemente grande! De hecho, en base a décadas de observaciones, los astrónomos ahora creen que el Universo observable mide alrededor de 46 mil millones de años luz de diámetro. La palabra clave es observable, porque cuando se tiene en cuenta lo que no podemos ver, los científicos piensan que en realidad es más de 92 mil millones de años luz de diámetro.
La parte más difícil de todo esto es hacer mediciones precisas de las distancias involucradas. Pero desde el nacimiento de la astronomía moderna, han evolucionado métodos cada vez más precisos. Además de desplazarse al rojo y examinar la luz proveniente de estrellas y galaxias distantes, los astrónomos también confían en una clase de estrellas conocidas como Variables Cefeidas (CV) para determinar la distancia de los objetos dentro y más allá de nuestra Galaxia.
Definición:
Las estrellas variables son esencialmente estrellas que experimentan fluctuaciones en su brillo (también conocido como luminosidad absoluta). Las Cefeidas Variables son un tipo especial de estrella variable en el sentido de que son calientes y masivas, de cinco a veinte veces más masa que nuestro Sol, y son conocidas por su tendencia a pulsar radialmente y variar tanto en diámetro como en temperatura.
Además, estas pulsaciones están directamente relacionadas con su luminosidad absoluta, que ocurre dentro de períodos de tiempo predecibles y bien definidos (que van de 1 a 100 días). Cuando se traza como una relación de magnitud versus período, la forma de la curva de luminosidad de Cephiad se asemeja a la de una "aleta de tiburón": su repentino aumento y pico, seguido de una disminución más constante.
El nombre se deriva de Delta Cephei, una estrella variable en la constelación de Cefeo que fue el primer CV que se identificó. El análisis del espectro de esta estrella sugiere que los CV también experimentan cambios en términos de temperatura (entre 5500 - 66oo K) y diámetro (~ 15%) durante un período de pulsación.
Uso en astronomía:
La relación entre el período de variabilidad y la luminosidad de las estrellas CV las hace muy útiles para determinar la distancia de los objetos en nuestro Universo. Una vez que se mide el período, se puede determinar la luminosidad, dando así estimaciones precisas de la distancia de la estrella utilizando la ecuación del módulo de distancia.
Esta ecuación establece que: metro – METRO = 5 log re - 5 - donde metro es la magnitud aparente del objeto METRO es la magnitud absoluta del objeto, y re es la distancia al objeto en parsecs. Las variables cefeidas se pueden ver y medir a una distancia de aproximadamente 20 millones de años luz, en comparación con una distancia máxima de aproximadamente 65 años luz para las mediciones de paralaje basadas en la Tierra y un poco más de 326 años luz para la misión Hipparcos de la ESA.
Debido a que son brillantes y se pueden ver claramente a millones de años luz de distancia, se pueden distinguir fácilmente de otras estrellas brillantes en su vecindad. Combinado con la relación entre su variabilidad y luminosidad, esto los convierte en herramientas muy útiles para deducir el tamaño y la escala de nuestro Universo.
Clases
Las variables cefeidas se dividen en dos subclases: cefeidas clásicas y cefeidas tipo II, según las diferencias en sus masas, edades e historias evolutivas. Las cefeidas clásicas son estrellas variables de la Población I (ricas en metales) que son 4-20 veces más masivas que el Sol y hasta 100,000 veces más luminosas. Sufren pulsaciones con períodos muy regulares del orden de días a meses.
Estas cefeidas son típicamente gigantes y supergigantes de color amarillo brillante (clase espectral F6 - K2) y experimentan cambios de radio en millones de kilómetros durante un ciclo de pulsación. Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar las distancias a las galaxias dentro del grupo local y más allá, y son un medio por el cual se puede establecer la constante de Hubble (ver más abajo).
Las Cefeidas Tipo II son estrellas variables de la Población II (pobres en metales) que pulsan con períodos típicamente entre 1 y 50 días. Las cefeidas tipo II también son estrellas más antiguas (~ 10 mil millones de años) que tienen alrededor de la mitad de la masa de nuestro Sol.
Las cefeidas tipo II también se subdividen según su período en las subclases BL Her, W Virginis y RV Tauri (nombradas por ejemplos específicos), que tienen períodos de 1-4 días, 10-20 días y más de 20 días, respectivamente. . Las Cefeidas Tipo II se usan para establecer la distancia al Centro Galáctico, los cúmulos globulares y las galaxias vecinas.
También hay aquellos que no encajan en ninguna de las categorías, que se conocen como cefeidas anómalas. Estas variables tienen períodos de menos de 2 días (similar a RR Lyrae) pero tienen luminosidades más altas. También tienen masas más altas que las cefeidas tipo II, y tienen edades desconocidas.
También se ha observado una pequeña proporción de variables Cefeidas que pulsan en dos modos al mismo tiempo, de ahí el nombre de Cefeidas de modo doble. Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o una combinación inusual de modos.
Historia de observación:
La primera variable cefeida que se descubrió fue Eta Aquilae, observada el 10 de septiembre de 1784 por el astrónomo inglés Edward Pigott. Delta Cephei, por el cual se nombra esta clase de estrella, fue descubierto unos meses más tarde por el astrónomo aficionado inglés John Goodricke.
En 1908, durante una investigación de estrellas variables en las Nubes de Magallanes, la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt descubrió la relación entre el período y la luminosidad de las Cefeidas Clásicas. Después de registrar los períodos de 25 estrellas variables diferentes, publicó sus hallazgos en 1912.
En los años siguientes, varios astrónomos más realizarían investigaciones sobre las cefeidas. Para 1925, Edwin Hubble pudo establecer la distancia entre la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda basándose en las variables Cefeidas dentro de esta última. Estos hallazgos fueron fundamentales, ya que establecieron el Gran Debate, donde los astrónomos buscaron establecer si la Vía Láctea era única o no, o una de las muchas galaxias del Universo.
Al medir la distancia entre la Vía Láctea y varias otras galaxias, y combinarla con las mediciones de Vesto Slipher de su desplazamiento al rojo, Hubble y Milton L. Humason pudieron formular la Ley de Hubble. En resumen, pudieron demostrar que el Universo está en un estado de expansión, algo que se había sugerido años antes.
Otros desarrollos durante el siglo XX incluyeron la división de las Cefeidas en diferentes clases, lo que ayudó a resolver los problemas para determinar las distancias astronómicas. Esto fue hecho en gran parte por Walter Baade, quien en la década de 1940 reconoció la diferencia entre las cefeidas clásicas y las cefeidas tipo II en función de su tamaño, edad y luminosidad.
Limitaciones:
A pesar de su valor para determinar distancias astronómicas, existen algunas limitaciones con este método. El principal de ellos es el hecho de que con las Cefeidas Tipo II, la relación entre el período y la luminosidad puede verse afectada por su menor metalicidad, contaminación fotométrica y el efecto cambiante y desconocido que el gas y el polvo tienen sobre la luz que emiten (extinción estelar).
Estos problemas no resueltos han dado lugar a diferentes valores citados para la Constante de Hubble, que oscilan entre 60 km / s por 1 millón de parsecs (Mpc) y 80 km / s / Mpc. Resolver esta discrepancia es uno de los mayores problemas en la cosmología moderna, ya que el tamaño real y la tasa de expansión del Universo están vinculados.
Sin embargo, las mejoras en la instrumentación y la metodología están aumentando la precisión con la que se observan las variables cefeidas. Con el tiempo, se espera que las observaciones de estas estrellas curiosas y únicas produzcan valores verdaderamente precisos, eliminando así una fuente clave de dudas sobre nuestra comprensión del Universo.
Hemos escrito muchos artículos interesantes sobre las variables cefeidas aquí en la revista Space. Aquí los astrónomos encuentran una nueva forma de medir distancias cósmicas, los astrónomos usan el eco de luz para medir la distancia a una estrella y los astrónomos se acercan a la energía oscura con la constante refinada de Hubble.
Astronomy Cast tiene un episodio interesante que explica las diferencias entre las estrellas de Población I y II - Episodio 75: Poblaciones estelares.
Fuentes:
- Wikipedia - Variable cefeida
- Hiperfísica - Variables cefeidas
- AAVSO -La escalera de distancia cósmica
- LCOGT - Estrellas variables cefeidas, Supernovas y mediciones de distancia
