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Variable cefeida

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

Una variable cefeida ( / ˈsɛf i.ɪd , ˈs iː f i -/ ) es un tipo de estrella variable que pulsa radialmente , variando tanto en diámetro como en temperatura . Cambia en brillo, con un período estable y una amplitud bien definidos. Las cefeidas son puntos de referencia cósmicos importantes para escalar distancias galácticas y extragalácticas ; existe una fuerte relación directa entre la luminosidad de una variable cefeida y su período de pulsación .

Esta característica de las cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt tras estudiar miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . El descubrimiento establece la verdadera luminosidad de una cefeida observando su período de pulsación. Esto a su vez da la distancia a la estrella comparando su luminosidad conocida con su brillo observado, calibrado observando directamente la distancia de paralaje a las cefeidas más cercanas como RS Puppis y Polaris .

Las cefeidas cambian de brillo debido al mecanismo κ , [1] [2] que ocurre cuando la opacidad en una estrella aumenta con la temperatura en lugar de disminuir. [3] Se cree que el principal gas involucrado es el helio . El ciclo está impulsado por el hecho de que el helio doblemente ionizado , la forma adoptada a altas temperaturas, es más opaco que el helio simplemente ionizado. Como resultado, la capa exterior de la estrella pasa por un ciclo de compresión, que calienta el helio hasta que se ioniza doblemente y (debido a la opacidad) absorbe suficiente calor para expandirse; y expansión, que enfría el helio hasta que se ioniza simplemente y (debido a la transparencia) se enfría y colapsa nuevamente. Las variables cefeidas se vuelven más tenues durante la parte del ciclo cuando el helio está doblemente ionizado.

Etimología

El término Cefeida tiene su origen en Delta Cephei en la constelación de Cefeo , identificada por John Goodricke en 1784. Fue la primera de su tipo en ser identificada. [ cita requerida ]

Historia

Curvas de período-luminosidad de las cefeidas clásicas y 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 homónima de las cefeidas clásicas, Delta Cephei , fue descubierta como variable por John Goodricke unos meses más tarde. [5] El número de variables similares aumentó a varias docenas a finales del siglo XIX, y se las denominó una clase como cefeidas. [6] La mayoría de las cefeidas se conocían por las distintivas formas de curva de luz con el rápido aumento de brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas se conocían como gemínidas en honor al prototipo ζ Geminorum . [7]

En 1908, Henrietta Swan Leavitt descubrió una relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas clásicas en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . [8] Lo publicó en 1912 con más evidencia. [9] Se descubrió que las variables cefeidas mostraban una variación de la velocidad radial con el mismo período que la variación de la luminosidad, e inicialmente esto se interpretó como evidencia de que estas estrellas eran parte de un sistema binario . Sin embargo, en 1914, Harlow Shapley demostró que esta idea debía abandonarse. [10] Dos años después, Shapley y otros descubrieron que las variables cefeidas cambiaban sus tipos espectrales a lo largo de un ciclo. [11]

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó encontrar distancias a 13 Cefeidas usando su movimiento a través del cielo. [12] (Sus resultados requerirían revisión más tarde.) En 1918, Harlow Shapley usó Cefeidas para colocar restricciones iniciales sobre el tamaño y la forma de la Vía Láctea y de la ubicación del Sol dentro de ella. [13] En 1924, Edwin Hubble estableció la distancia a las variables Cefeidas clásicas en la Galaxia de Andrómeda , hasta entonces conocida como la " Nebulosa de Andrómeda " y demostró que esas 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 el Universo entero o era simplemente una de las muchas galaxias del Universo. [14]

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que hoy se conoce como la ley de Hubble combinando las distancias de las cefeidas a varias galaxias con las mediciones de Vesto Slipher de la velocidad a la que dichas galaxias se alejan de nosotros. Descubrieron que el Universo se está expandiendo , lo que confirmó las teorías de Georges Lemaître . [15]

Ilustración de las variables cefeidas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea [16]

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 (clásicas 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. [17] Las cefeidas clásicas y las cefeidas de tipo II siguen diferentes relaciones período-luminosidad. La luminosidad de las cefeidas de tipo II es, en promedio, menor que la de las cefeidas clásicas en aproximadamente 1,5 magnitudes (pero aún más brillantes que las estrellas RR Lyrae). El descubrimiento seminal de Baade condujo a un aumento del doble de la distancia a M31 y de la escala de distancia extragaláctica. [18] [19] Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como variables de cúmulo, fueron reconocidas bastante pronto como una clase separada de variables, debido en parte a sus períodos cortos. [20] [21]

La mecánica de la pulsación estelar como un motor térmico fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington [22] (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas), pero no fue hasta 1953 que SA Zhevakin identificó al helio ionizado como una probable válvula para el motor. [23]

Clases

Las variables cefeidas se dividen en dos subclases que exhiben masas, edades e historias evolutivas marcadamente diferentes: cefeidas clásicas y 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 las variables RR Lyrae generalmente no se tratan con las variables cefeidas, aunque sus pulsaciones se originan con el mismo mecanismo kappa de ionización de helio .

Cefeidas clásicas

Curva de luz de Delta Cephei , el prototipo de las cefeidas clásicas, que muestra las variaciones regulares producidas por pulsaciones estelares intrínsecas.

Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas de 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 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 amarillas brillantes de clase espectral F6 – K2 y sus radios cambian en (~25% para las carinas de período más largo I ) millones de kilómetros durante un ciclo de pulsación [26] .

Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar distancias a galaxias dentro del Grupo Local y más allá, y son un medio por el cual se puede establecer la constante de Hubble . [27] [28] [29] [30] [31] Las cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de la Vía Láctea, como la altura del Sol sobre el plano galáctico y la estructura espiral local de la galaxia. [32]

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

Curva de luz de κ Pavonis , una cefeida de tipo II, registrada por el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (TESS) de la NASA

Las cefeidas de tipo II (también llamadas cefeidas de población II) son estrellas variables de población II que pulsan con períodos típicamente entre 1 y 50 días. [17] [33] Las cefeidas de tipo II son típicamente objetos pobres en metales , viejos (~10 mil millones de años), de baja masa (~la mitad de la masa del Sol). Las cefeidas de tipo II se dividen en varios subgrupos por período. Las estrellas con períodos entre 1 y 4 días pertenecen a la subclase BL Her , las de 10 a 20 días pertenecen a la subclase W Virginis y las estrellas con períodos mayores a 20 días pertenecen a la subclase RV Tauri . [17] [33]

Las cefeidas de tipo II se utilizan para establecer la distancia al centro galáctico , cúmulos globulares y galaxias . [32] [34] [35] [36] [37] [38] [39]

Cefeidas anómalas

Un grupo de estrellas pulsantes en la franja de inestabilidad tienen períodos de menos de 2 días, similares a las variables RR Lyrae pero con luminosidades más altas. Las variables cefeidas anómalas tienen masas más altas que las cefeidas de tipo II, las variables RR Lyrae y el Sol. No está claro si son estrellas jóvenes en una rama horizontal "invertida", rezagadas azules formadas a través de transferencia de masa en sistemas binarios o una mezcla de ambas. [40] [41]

Cefeidas de modo doble

Se ha observado que una pequeña proporción de variables cefeidas pulsan en dos modos al mismo tiempo, generalmente el fundamental y el primer sobretono, ocasionalmente el segundo sobretono. [42] Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o en una combinación inusual de modos que incluye sobretonos más altos. [43]

Distancias inciertas

Entre las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias de las Cefeidas clásicas y de tipo II se encuentran: 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 con otras estrellas) y una ley de extinción cambiante (normalmente desconocida) en las distancias de las Cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [28] [25] [30] [37] [ 44 ] [45] [46] [ 47] [48] [49] [50] [51]

Estos asuntos no resueltos han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble (establecida a partir de las Cefeidas Clásicas) que varían entre 60 km/s/Mpc y 80 km/s/Mpc. [27] [28] [29] [30] [31] Resolver esta discrepancia es uno de los principales problemas en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden limitarse proporcionando un valor preciso de la constante de Hubble. [29] [31] Las incertidumbres han disminuido con los años, debido en parte a descubrimientos como el de RS Puppis .

Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad de las Cefeidas, ya que su distancia está entre las más precisamente establecidas para una Cefeida, en parte porque es miembro de un cúmulo estelar [52] [53] y la disponibilidad de paralajes precisos observados por los telescopios espaciales Hubble , Hipparcos y Gaia . [54] La precisión de las mediciones de la distancia de paralaje a las variables Cefeidas y otros cuerpos dentro de 7.500 años luz se mejora enormemente al comparar imágenes del Hubble tomadas con seis meses de diferencia, desde puntos opuestos en la órbita de la Tierra. (Entre dos observaciones de este tipo con 2 UA de diferencia, una estrella a una distancia de 7500 años luz = 2300 parsecs parecería moverse un ángulo de 2 / 2300 segundos de arco = 2 x 10 -7 grados, el límite de resolución de los telescopios disponibles). [55]

Modelo de pulsación

Lapso de tiempo de la estrella variable de tipo cefeida Polaris que ilustra la apariencia visual de su ciclo de cambios de brillo.

La explicación aceptada para la pulsación de las cefeidas se llama válvula de Eddington, [1] [2] o " mecanismo κ ", donde la letra griega κ (kappa) es el símbolo habitual para 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 simple. A medida que el helio se calienta, su temperatura aumenta hasta que alcanza el punto en el que se produce espontáneamente una doble ionización y se mantiene en toda la capa de forma muy similar a como se "enciende" un tubo fluorescente. En la parte más tenue del ciclo de una cefeida, este gas ionizado en las capas externas de la estrella es relativamente opaco, por lo que se calienta por la radiación de la estrella y, debido al aumento de la temperatura, comienza a expandirse. A medida que se expande, se enfría, pero permanece ionizado hasta que se alcanza otro umbral en el que la doble ionización no se puede mantener y la capa se ioniza simple, por lo que es más transparente, lo que permite que escape la radiación. La expansión se detiene y se invierte debido a la atracción gravitatoria de la estrella. Los estados de la estrella se consideran de expansión o de contracción por la histéresis [56] generada por el helio doblemente ionizado y oscila indefinidamente entre los dos estados invirtiéndose cada vez que se cruza el umbral superior o inferior. Este proceso es bastante análogo al oscilador de relajación que se encuentra en la electrónica. [ cita requerida ]

En 1879, August Ritter (1826-1908) demostró que el período de pulsación radial adiabática de una esfera homogénea está relacionado con su gravedad superficial y su radio a través de la relación:

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

Finalmente se obtiene:

donde Q es una constante, llamada constante de pulsación. [57]

Ejemplos

Referencias

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