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RS Puppis , una de las estrellas variables cefeidas más brillantes conocidas en la galaxia Vía Láctea
( Telescopio Espacial Hubble )

Una variable de Cepheid ( / s ɛ f i ɪ d , s i f i ɪ d / ) es un tipo de estrella que late radialmente , que varían en diámetro y temperatura y producir cambios en el brillo con un establo bien definido período y amplitud.

Una fuerte relación directa entre la luminosidad de una variable Cefeida y el período de pulsación estableció a las Cefeidas como importantes indicadores de puntos de referencia cósmicos para escalar distancias galácticas y extragalácticas . Esta característica robusta de las Cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt después de estudiar miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . Este descubrimiento permite conocer la verdadera luminosidad de una cefeida simplemente observando su período de pulsación. Esto, a su vez, permite determinar la distancia a la estrella, comparando su luminosidad conocida con su brillo observado.

El término Cefeida se origina en Delta Cephei en la constelación de Cefeo , identificado por John Goodricke en 1784, el primero de su tipo en ser identificado.

La mecánica de la pulsación como motor térmico fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas), pero no fue hasta 1953 que SA Zhevakin identificó el helio ionizado como una válvula probable para el motor.

Historia [ editar ]

Las curvas período-luminosidad de las cefeidas clásicas y tipo II

El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. [1] Sin embargo, la estrella epónima de las cefeidas clásicas es Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke unos meses más tarde. [2] El número de variables similares aumentó a varias docenas a fines del siglo XIX, y se las conoció como una clase como Cefeidas. [3] La mayoría de las Cefeidas se conocían por las formas distintivas de las curvas de luz con el rápido aumento de brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas se conocían como Gemínidas después del prototipo ζ Geminorum. [4]

Henrietta Swan Leavitt descubrió una relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas clásicas en 1908 en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . [5] Lo publicó en 1912 con más pruebas. [6]

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó encontrar distancias a 13 cefeidas usando el movimiento a través del cielo. [7] Sin embargo, su investigación requeriría una revisión posterior. En 1918, Harlow Shapley usó Cefeidas para establecer restricciones iniciales sobre el tamaño y la forma de la Vía Láctea y sobre la ubicación de nuestro Sol dentro de ella. [8] En 1924, Edwin Hubble estableció la distancia a las variables cefeidas clásicas en la Galaxia de Andrómeda , hasta entonces conocida como Nebulosa de Andrómeda , y demostró que las variables no eran miembros de la Vía Láctea. El hallazgo de Hubble resolvió la cuestión planteada en el " Gran Debate"de si la Vía Láctea representaba todo el Universo o era simplemente una de las numerosas galaxias del Universo. [9]

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que ahora se conoce como Ley de Hubble combinando distancias cefeidas a varias galaxias con las medidas de Vesto Slipher de la velocidad a la que esas galaxias se alejan de nosotros. Descubrieron que el Universo se está expandiendo (ver la expansión del Universo ). Sin embargo, la expansión del Universo fue postulada varios años antes por Georges Lemaître . [10]

Ilustración de las variables cefeidas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea [11]

A mediados del siglo XX, se resolvieron problemas importantes con la escala de distancia astronómica dividiendo las cefeidas en diferentes clases con propiedades muy diferentes. En la década de 1940, Walter Baade reconoció dos poblaciones separadas de cefeidas (clásica y tipo II). Las cefeidas clásicas son estrellas de población I más jóvenes y más masivas, mientras que las cefeidas de tipo II son estrellas de población II más antiguas y débiles. [12] Las cefeidas clásicas y las cefeidas tipo II siguen diferentes relaciones período-luminosidad. La luminosidad de las cefeidas tipo II es, en promedio, menor que las cefeidas clásicas en aproximadamente 1,5 magnitudes (pero aún más brillante que las estrellas RR Lyrae). El descubrimiento fundamental de Baade condujo a un doble aumento en la distancia a M31 y en la escala de distancia extragaláctica.[13] [14] Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como Cluster Variables, fueron reconocidas bastante temprano como una clase separada de variable, debido en parte a sus cortos períodos. [15] [16]

La mecánica de la pulsación como motor térmico fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington [17] (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas), pero no fue hasta 1953 que SA Zhevakin identificó el helio ionizado como una válvula probable para el motor. [18]

Clases [ editar ]

Las variables cefeidas se dividen en dos subclases que exhiben masas, edades e historias evolutivas marcadamente diferentes: las cefeidas clásicas y las cefeidas tipo II . Las variables Delta Scuti son estrellas de tipo A en o cerca de la secuencia principal en el extremo inferior de la franja de inestabilidad y originalmente se las denominó Cefeidas enanas. Las variables RR Lyrae tienen períodos cortos y se encuentran en la franja de inestabilidad donde cruza la rama horizontal . Las variables Delta Scuti y RR Lyrae generalmente no se tratan con variables Cefeidas, aunque sus pulsaciones se originan con el mismo mecanismo kappa de ionización de helio .

Cefeidas clásicas [ editar ]

Artículo principal: Variable cefeida clásica
Curva de luz de Delta Cephei , el prototipo de cefeidas clásicas, que muestra las variaciones regulares producidas por pulsaciones estelares intrínsecas.

Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas tipo I o variables cefeidas delta) experimentan pulsaciones con períodos muy regulares del orden de días a meses. Las cefeidas clásicas son estrellas variables de Población I que son 4-20 veces más masivas que el Sol, [19] y hasta 100.000 veces más luminosas. [20] Estas cefeidas son gigantes y supergigantes de color amarillo brillante de clase espectral F6 - K2 y sus radios cambian en (~ 25% para el período más largo I Carinae ) millones de kilómetros durante un ciclo de pulsaciones. [21]

Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar 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 . [22] [23] [24] [25] [26] Las cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de nuestra galaxia, como la altura del Sol sobre el plano galáctico y la estructura espiral local de la Galaxia. [27]

Un grupo de cefeidas clásicas con pequeñas amplitudes y curvas de luz sinusoidales a menudo se separan como cefeidas de pequeña amplitud o s-cefeidas, muchas de ellas pulsando en el primer sobretono.

Cefeidas tipo II [ editar ]

Artículo principal: Cefeida tipo II
Curva de luz de κ Pavonis , una cefeida de Tipo II, registrada por el Satélite de reconocimiento de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA

Las cefeidas de tipo II (también denominadas cefeidas de población II) son estrellas variables de población II que pulsan con períodos típicamente entre 1 y 50 días. [12] [28] Las cefeidas tipo II son típicamente objetos viejos, pobres en metal (~ 10 Gyr) y de baja masa (~ la mitad de la masa del Sol). Las cefeidas tipo II se dividen en varios subgrupos por período. Las estrellas con períodos entre 1 y 4 días pertenecen a la subclase BL Her , de 10 a 20 días pertenecen a la subclase W Virginis y las estrellas con períodos superiores a 20 días pertenecen a la subclase RV Tauri . [12] [28]

Las cefeidas de tipo II se utilizan para establecer la distancia al centro galáctico , los cúmulos globulares y las galaxias . [27] [29] [30] [31] [32] [33] [34]

Cefeidas anómalas [ editar ]

Un grupo de estrellas pulsantes en la franja de inestabilidad tiene periodos de menos de 2 días, similares a las variables RR Lyrae pero con mayor luminosidad. Las variables cefeidas anómalas tienen masas más altas que las cefeidas tipo II, las variables RR Lyrae y nuestro sol. No está claro si son estrellas jóvenes en una rama horizontal "invertida", rezagadas azules formadas por transferencia de masa en sistemas binarios, o una mezcla de ambos. [35] [36]

Cefeidas de modo doble [ editar ]

Ver también: frecuencia fundamental

Se ha observado que una pequeña proporción de las variables cefeidas pulsan en dos modos al mismo tiempo, generalmente el fundamental y el primer sobretono, ocasionalmente el segundo sobretono. [37] Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o una combinación inusual de modos que incluye matices más altos. [38]

Incertidumbres en distancias determinadas por Cefeidas [ editar ]

Las principales incertidumbres vinculadas a la escala de distancia cefeida clásica y tipo II son: la naturaleza de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso , 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. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [23] [20] [25] [32] [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46]

Estos asuntos no resueltos han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble (establecida a partir de las cefeidas clásicas) que oscilan entre 60 km / s / Mpc y 80 km / s / Mpc. [22] [23] [24] [25] [26] La resolución de esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse limitados al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. [24] [26] Las incertidumbres han disminuido a lo largo de los años, debido en parte a descubrimientos como RS Puppis .

Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad de las cefeidas, ya que su distancia se encuentra entre las más precisas establecidas para una cefeida, en parte porque es miembro de un cúmulo de estrellas [47] [48] y la disponibilidad de Paralaje preciso del telescopio espacial Hubble / Hipparcos . [49] La precisión de las mediciones de distancia a las variables cefeidas y otros cuerpos dentro de 7.500 años luz se mejora enormemente al combinar imágenes del Hubble tomadas con seis meses de diferencia cuando la Tierra y el Hubble están en lados opuestos del Sol. [50]

Modelo de pulsaciones [ editar ]

Ver también: mecanismo kappa

La explicación aceptada para la pulsación de las cefeidas se llama válvula de Eddington, [51] o " mecanismo κ ", donde la letra griega κ (kappa) es el símbolo habitual de la opacidad del gas.

El helio es el gas que se cree que es más activo en el proceso. El helio doblemente ionizado (helio cuyos átomos carecen de ambos electrones) es más opaco que el helio ionizado individualmente. Cuanto más se calienta el helio, más ionizado se vuelve. En la parte más tenue del ciclo de una cefeida, el gas ionizado en las capas externas de la estrella es opaco, por lo que es calentado por la radiación de la estrella y, debido al aumento de temperatura, comienza a expandirse. A medida que se expande, se enfría y, por lo tanto, se vuelve menos ionizado y, por lo tanto, más transparente, lo que permite que la radiación escape. Luego, la expansión se detiene y se invierte debido a la atracción gravitacional de la estrella. Luego, el proceso se repite.

En 1879, Arthur Ritter demostró que el período de pulsación radial adiabática para una esfera homogénea está relacionado con su gravedad superficial y radio a través de la relación:

donde k es una constante de proporcionalidad. Ahora, dado que la gravedad de la superficie está relacionada con la masa y el radio de la esfera a través de la relación:

uno finalmente obtiene:

donde Q es una constante, llamada constante de pulsación. [52]

Ejemplos [ editar ]

  • Las cefeidas clásicas incluyen: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris y Delta Cephei .
  • Las cefeidas tipo II incluyen: W Virginis y BL Herculis . [53]
  • Las cefeidas anómalas incluyen: XZ Ceti [54] (modo de pulsación armónica ) [55] y BL Boötis .

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • Archivo de datos de fotometría de cefeidas y velocidad radial de McMaster
  • Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables
  • Teoría de la pulsación estelar: variabilidad regular versus irregular
  • Estudio de la Universidad de Varsovia en el Observatorio Las Campanas : sitio web del catálogo de estrellas variables OGLE-III ( Experimento de lente gravitacional óptico )
  • Observatorio David Dunlap de la Universidad de Toronto : base de datos de cefeidas clásicas galácticas