En astronomía, una relación período-luminosidad es una relación que vincula la luminosidad de las estrellas variables pulsantes con su período de pulsación. La relación más conocida es la ley de proporcionalidad directa que se cumple para las variables cefeidas clásicas , a veces llamada ley de Leavitt . [1] Descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt , la relación estableció a las Cefeidas como indicadores fundamentales de puntos de referencia cósmicos para escalar distancias galácticas y extragalácticas . [2] [3] [4] [5] [6] [7]El modelo físico que explica la ley de Leavitt para las cefeidas clásicas se llama mecanismo kappa .
Historia
Leavitt, un graduado de Radcliffe College , trabajó en el Observatorio de Harvard College como una " computadora ", encargada de examinar placas fotográficas para medir y catalogar el brillo de las estrellas. El director del Observatorio, Edward Charles Pickering, asignó a Leavitt al estudio de las estrellas variables de las Nubes de Magallanes Pequeñas y Grandes , según lo registrado en placas fotográficas tomadas con el Astrograma Bruce de la Estación Boyden del Observatorio de Harvard en Arequipa , Perú . Identificó 1777 estrellas variables, de las cuales clasificó 47 como cefeidas. En 1908 publicó sus resultados en los Anales del Observatorio Astronómico de la Universidad de Harvard , señalando que las variables más brillantes tenían el período más largo. [10] Sobre la base de este trabajo, Leavitt examinó cuidadosamente la relación entre los períodos y el brillo de una muestra de 25 de las variables Cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, publicada en 1912. [8] Este documento fue comunicado y firmado por Edward Pickering, pero la primera oración indica que fue "preparado por la señorita Leavitt".
En el artículo de 1912, Leavitt graficó la magnitud estelar frente al logaritmo del período y determinó que, en sus propias palabras,
Se puede trazar fácilmente una línea recta entre cada una de las dos series de puntos correspondientes a máximos y mínimos, mostrando así que existe una relación simple entre el brillo de las variables cefeidas y sus períodos. [8]
Usando el supuesto simplificador de que todas las Cefeidas dentro de la Pequeña Nube de Magallanes estaban aproximadamente a la misma distancia, la magnitud aparente de cada estrella es equivalente a su magnitud absoluta compensada por una cantidad fija que depende de esa distancia. Este razonamiento permitió a Leavitt establecer que el logaritmo del período está relacionado linealmente con el logaritmo de la luminosidad óptica intrínseca promedio de la estrella (que es la cantidad de potencia irradiada por la estrella en el espectro visible ). [11]
En ese momento, había un factor de escala desconocido en este brillo ya que se desconocían las distancias a las Nubes de Magallanes. Leavitt expresó la esperanza de que se midieran los paralaje de algunas cefeidas; un año después de que ella informara sus resultados, Ejnar Hertzsprung determinó las distancias de varias cefeidas en la Vía Láctea y que, con esta calibración, se podría determinar la distancia a cualquier cefeida. [11]
La relación fue utilizada por Harlow Shapley en 1918 para investigar las distancias de los cúmulos globulares y las magnitudes absolutas de las variables del cúmulo encontradas en ellos. Apenas se notó en ese momento que había una discrepancia en las relaciones encontradas para varios tipos de variables pulsantes, todas conocidas generalmente como cefeidas. Esta discrepancia fue confirmada por el estudio de Edwin Hubble de 1931 de los cúmulos globulares alrededor de la Galaxia de Andrómeda . La solución no se encontró hasta la década de 1950, cuando se demostró que las Cefeidas de la población II eran sistemáticamente más débiles que las Cefeidas de la población I. Las variables de grupo (variables RR Lyrae ) fueron aún más débiles. [12]
Las relaciones
Las relaciones período-luminosidad son conocidas para varios tipos de estrellas variables pulsantes : cefeidas de tipo I; cefeidas tipo II; Variables RR Lyrae; Mira variables ; y otras estrellas variables de período largo . [13]
Cefeidas clásicas
La relación entre el período de las cefeidas clásicas y la luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung . [14] Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. 2007 usando paralaje precisos HST para 10 cefeidas clásicas cercanas. [15] Además, en 2008, los astrónomos de ESO estimaron con una precisión del 1% la distancia a la Cefeida RS Puppis , utilizando ecos de luz de una nebulosa en la que está incrustada. [16] Sin embargo, este último hallazgo se ha debatido activamente en la literatura. [17]
La siguiente relación entre el período P de una Cefeida de la Población I y su magnitud absoluta media M v se estableció a partir de paralaje trigonométricos del Telescopio Espacial Hubble para 10 Cefeidas cercanas:
con P medido en días. [18] [15] Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia a las Cefeidas clásicas .
Impacto
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 variables cefeidas fueron descubiertas en 1784 por Edward Pigott , primero con la variabilidad de Eta Aquilae , [19] y unos meses más tarde por John Goodricke con la variabilidad de Delta Cephei , la estrella epónima de las cefeidas clásicas. [20] La mayoría de las cefeidas se identificaron por la forma distintiva de la curva de luz con un rápido aumento de brillo y un cambio brusco.
Las cefeidas clásicas son 4-20 veces más masivas que el Sol [21] y hasta 100.000 veces más luminosas. [22] Estas cefeidas son gigantes y supergigantes de color amarillo brillante de clase espectral F6 - K2 y sus radios cambian en el orden del 10% durante un ciclo de pulsación. [23]
El trabajo de Leavitt sobre las cefeidas en las nubes de Magallanes la llevó a descubrir la relación entre la luminosidad y el período de las variables cefeidas . Su descubrimiento proporcionó a los astrónomos la primera " vela estándar " con la que medir la distancia a galaxias lejanas . Las cefeidas pronto se detectaron en otras galaxias, como Andrómeda (especialmente por Edwin Hubble en 1923–24), y se convirtieron en una parte importante de la evidencia de que las "nebulosas espirales" son galaxias independientes ubicadas lejos de nuestra propia Vía Láctea . El descubrimiento de Leavitt proporcionó la base para un cambio fundamental en la cosmología, ya que llevó a Harlow Shapley a mover nuestro Sol desde el centro de la galaxia en el " Gran Debate " ya Hubble a mover nuestra galaxia desde el centro del universo. Con la relación período-luminosidad proporcionando una forma de medir con precisión distancias en una escala intergaláctica, se desarrolló una nueva era en la astronomía moderna con una comprensión de la estructura y escala del universo. [24] El descubrimiento del universo en expansión por Georges Lemaitre y Hubble fue posible gracias a la innovadora investigación de Leavitt. Hubble solía decir que Leavitt merecía el Premio Nobel por su trabajo, [25] y de hecho fue nominada por un miembro de la Academia Sueca de Ciencias en 1924, aunque como había muerto de cáncer tres años antes no era elegible. [26] [27] (El Premio Nobel no se otorga póstumamente).
Referencias
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