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Relación período-luminosidad

Relación período-luminosidad para variables cefeidas clásicas . [1]

En astronomía, una relación período-luminosidad es una relación que vincula la luminosidad de 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 . [2] [3] [4] 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 . [5] [6] [7] [8] [9] [10] El modelo físico que explica la ley de Leavitt para las cefeidas clásicas se llama mecanismo kappa .

Historia

Trama del artículo de Leavitt de 1912. El eje horizontal es el logaritmo del periodo de la cefeida correspondiente, y el eje vertical es su magnitud aparente . Las líneas dibujadas corresponden al brillo mínimo y máximo de las estrellas. [11] [12]

Leavitt, graduado del Radcliffe College , trabajó en el Observatorio de la Universidad de Harvard como " 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 el estudio de las estrellas variables de las Nubes de Magallanes Pequeña y Grande , según lo registrado en placas fotográficas tomadas con el Astrógrafo 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. [13] A partir de este trabajo, Leavitt examinó detenidamente 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. [11] Este artículo fue comunicado y firmado por Edward Pickering, pero la primera frase indica que fue "preparado por la señorita Leavitt".

En el artículo de 1912, Leavitt graficó la magnitud estelar versus el 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. [11]

Utilizando 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 energía radiada por la estrella en el espectro visible ). [14]

En ese momento, se desconocía el factor de escala de este brillo, ya que se desconocían las distancias a las Nubes de Magallanes. Leavitt expresó la esperanza de que se midieran los paralajes de algunas cefeidas; un año después de informar sus resultados, Ejnar Hertzsprung determinó las distancias de varias Cefeidas en la Vía Láctea y que, con esta calibración, se podía determinar la distancia a cualquier Cefeida. [14]

La relación fue utilizada por Harlow Shapley en 1918 para investigar las distancias de los cúmulos globulares y las magnitudes absolutas de las variables de los cúmulos que se encuentran 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 sobre 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 ) eran aún más débiles. [15]

Las relaciones

Se conocen relaciones período-luminosidad para varios tipos de estrellas variables pulsantes : cefeidas tipo I; cefeidas tipo II; variables RR Lyrae; Mira variables ; y otras estrellas variables de período largo . [dieciséis]

Cefeidas clásicas

Relación período-luminosidad de las cefeidas

La relación período Cefeida Clásica-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung . [17] Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. establecieron una calibración galáctica firme. 2007 utilizando paralajes HST precisos para 10 cefeidas clásicas cercanas. [18] 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. [19] Sin embargo, este último hallazgo ha sido debatido activamente en la literatura. [20]

La siguiente relación entre el período P de una Cefeida de Población I y su magnitud absoluta media M v se estableció a partir de paralajes trigonométricos del Telescopio Espacial Hubble para 10 Cefeidas cercanas:

con P medido en días. [21] [18] Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia a las cefeidas clásicas .

Impacto

Curva de luz de fase de la estrella variable Delta Cephei.

Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas de tipo I o variables delta cefeidas) 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 , [22] y unos meses más tarde por John Goodricke con la variabilidad de Delta Cephei , la estrella epónima de las Cefeidas clásicas. [23] La mayoría de las cefeidas fueron identificadas por la forma distintiva de la curva de luz con un rápido aumento en el brillo y un cambio brusco.

Las cefeidas clásicas son entre 4 y 20 veces más masivas que el Sol [24] y hasta 100.000 veces más luminosas. [25] Estas cefeidas son gigantes y supergigantes de color amarillo brillante de clase espectral F6 – K2 y sus radios cambian del orden del 10% durante un ciclo de pulsación. [26]

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 . Pronto se detectaron cefeidas 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 muy fuera de la Vía Láctea . El descubrimiento de Leavitt proporcionó la base para un cambio fundamental en la cosmología, ya que impulsó a Harlow Shapley a mover el Sol del centro de la galaxia en el " Gran Debate " y a Hubble a mover la Vía Láctea del centro del universo. Dado que la relación período-luminosidad proporcionó una forma de medir distancias con precisión en una escala intergaláctica, se desarrolló una nueva era en la astronomía moderna con una comprensión de la estructura y escala del universo. [27] 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 [28] 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. [29] [30] (El Premio Nobel no se otorga póstumamente).

Referencias

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