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Variable cefeida clásica

Diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra la ubicación de varios tipos de estrellas variables superpuestas en una visualización de las diferentes clases de luminosidad .

Las cefeidas clásicas son un tipo de estrella variable cefeida . Son estrellas jóvenes, de población I variable , que exhiben pulsaciones radiales regulares con períodos de unos pocos días a algunas semanas y amplitudes visuales que van desde unas pocas décimas de magnitud hasta aproximadamente 2 magnitudes. Las cefeidas clásicas también se conocen como cefeidas de población I , cefeidas de tipo I y variables delta cefeidas .

Existe una relación bien definida entre la luminosidad de una variable cefeida clásica y el período de pulsación, [1] [2] asegurando a las cefeidas como velas estándar viables para establecer las escalas de distancia galáctica y extragaláctica . [3] [4] [5] [6] Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST) de las variables cefeidas clásicas han permitido restricciones más firmes a la ley de Hubble , que describe la tasa de expansión del Universo observable . [3] [4] [6] [7] [8] Las cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de nuestra galaxia, como la estructura local del brazo espiral y la distancia del Sol al plano galáctico . [5]

Se conocen alrededor de 800 cefeidas clásicas en la Vía Láctea , de un total esperado de más de 6.000. Se conocen varios miles más en las Nubes de Magallanes , y se han descubierto más en otras galaxias; [9] el Telescopio Espacial Hubble ha identificado algunos en NGC 4603 , que está a 100 millones de años luz de distancia. [10]

Propiedades

La trayectoria evolutiva de la estrella de 5  M ☉ cruzando la franja de inestabilidad durante un bucle azul que quema helio

Las variables cefeidas clásicas son entre 4 y 20 veces más masivas que el Sol [11] y entre 1.000 y 50.000 (más de 200.000 para el inusual V810 Centauri ) veces más luminosas. [12] Espectroscópicamente son gigantes brillantes o supergigantes de baja luminosidad de clase espectral F6 – K2. La temperatura y el tipo espectral varían a medida que pulsan. Sus radios son de unas pocas decenas a unos cientos de veces el del sol. Las cefeidas más luminosas son más frías, más grandes y tienen períodos más largos. Junto con los cambios de temperatura, sus radios también cambian durante cada pulsación (por ejemplo, en ~25% para el período más largo l Car ), lo que resulta en variaciones de brillo de hasta dos magnitudes. Los cambios de brillo son más pronunciados en longitudes de onda más cortas. [13]

Las variables cefeidas pueden pulsar en un modo fundamental , el primer armónico o, raramente, en un modo mixto. Las pulsaciones en un tono más alto que el primero son raras pero interesantes. [2] Se cree que la mayoría de las cefeidas clásicas son pulsadores de modo fundamental, aunque no es fácil distinguir el modo de la forma de la curva de luz. Las estrellas que pulsan en un tono armónico son más luminosas y más grandes que un pulsador en modo fundamental con el mismo período. [14]

Cuando una estrella de masa intermedia (IMS) evoluciona por primera vez alejándose de la secuencia principal , cruza la franja de inestabilidad muy rápidamente mientras la capa de hidrógeno aún está ardiendo. Cuando el núcleo de helio se enciende en un IMS, puede ejecutar un bucle azul y cruzar nuevamente la franja de inestabilidad, una vez mientras evoluciona a altas temperaturas y otra vez evolucionando hacia la rama gigante asintótica . Las estrellas con una masa superior a aproximadamente 8-12  M ☉ comienzan a quemar helio en el núcleo antes de alcanzar la rama de gigante roja y convertirse en supergigantes rojas , pero aún pueden ejecutar un bucle azul a través de la franja de inestabilidad. La duración e incluso la existencia de bucles azules es muy sensible a la masa, la metalicidad y la abundancia de helio de la estrella. En algunos casos, las estrellas pueden cruzar la franja de inestabilidad por cuarta y quinta vez cuando comienza la combustión de la capa de helio. [ cita necesaria ] La tasa de cambio del período de una variable cefeida, junto con las abundancias químicas detectables en el espectro, se puede utilizar para deducir qué cruce está realizando una estrella en particular. [15]

Las variables cefeidas clásicas eran estrellas de secuencia principal de tipo B anteriores a aproximadamente B7, posiblemente estrellas O tardías, antes de que se quedaran sin hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas más masivas y más calientes se convierten en cefeidas más luminosas con períodos más largos, aunque se espera que las estrellas jóvenes dentro de nuestra propia galaxia, con una metalicidad cercana al solar, generalmente pierdan suficiente masa cuando lleguen por primera vez a la franja de inestabilidad como para tener períodos. de 50 días o menos. Por encima de cierta masa, 20–50  M ☉ dependiendo de la metalicidad, las supergigantes rojas evolucionarán nuevamente a supergigantes azules en lugar de ejecutar un bucle azul, pero lo harán como hipergigantes amarillas inestables en lugar de variables cefeidas que pulsan regularmente. Las estrellas muy masivas nunca se enfrían lo suficiente como para alcanzar la franja de inestabilidad y nunca se convierten en cefeidas. Con una metalicidad baja, por ejemplo en las Nubes de Magallanes, las estrellas pueden retener más masa y convertirse en cefeidas más luminosas con períodos más largos. [12]

Curvas de luz

Curva de luz Delta Cephei
Curvas de luz UBVRI plegadas en fase de Delta Cephei, prototipo de las cefeidas clásicas, que muestran magnitud versus fase de pulsación [16]

Una curva de luz cefeida suele ser asimétrica con un rápido aumento hasta el máximo de luz seguido de una caída más lenta hasta el mínimo (por ejemplo, Delta Cephei ). Esto se debe a la diferencia de fase entre el radio y las variaciones de temperatura y se considera característico de un pulsador de modo fundamental, el tipo más común de cefeida tipo I. En algunos casos, la suave curva de luz pseudosinusoidal muestra un "protuberancia", una breve desaceleración de la disminución o incluso un pequeño aumento en el brillo, que se cree que se debe a una resonancia entre el sobretono fundamental y el segundo. La protuberancia se ve más comúnmente en la rama descendente de estrellas con períodos de alrededor de 6 días (por ejemplo, Eta Aquilae ). A medida que aumenta el período, la ubicación del golpe se acerca al máximo y puede causar un máximo doble, o volverse indistinguible del máximo primario, para estrellas que tienen períodos de alrededor de 10 días (por ejemplo, Zeta Geminorum ). En períodos más largos, la protuberancia se puede ver en la rama ascendente de la curva de luz (por ejemplo, X Cygni ), [17] pero durante períodos superiores a 20 días la resonancia desaparece.

Una minoría de cefeidas clásicas muestra curvas de luz sinusoidales casi simétricas. Estas se conocen como s-cefeidas, generalmente tienen amplitudes más bajas y comúnmente tienen períodos cortos. Se cree que la mayoría de ellos son pulsadores de primer tono (por ejemplo, X Sagittarii ) o superiores, aunque algunas estrellas inusuales que aparentemente pulsan en el modo fundamental también muestran esta forma de curva de luz (por ejemplo, S Vulpeculae ). Se espera que las estrellas que pulsan en el primer armónico sólo se produzcan con períodos cortos en nuestra galaxia, aunque pueden tener períodos algo más largos con una metalicidad más baja, por ejemplo en las Nubes de Magallanes. Los pulsadores de armónicos más altos y las cefeidas que pulsan en dos armónicos al mismo tiempo también son más comunes en las Nubes de Magallanes y, por lo general, tienen curvas de luz algo irregulares de baja amplitud. [2] [18]

Descubrimiento

Curvas de luz históricas de W Sagittarii y Eta Aquilae

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. Sin embargo, el homónimo de las Cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , que John Goodricke descubrió que era variable un mes después. [19] Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad ya que su distancia se encuentra entre las establecidas con mayor precisión para una Cefeida, gracias en parte a su pertenencia a un cúmulo de estrellas [20] [21] y la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble y de Hipparcos . [22]

Relación período-luminosidad

Las dos características de luminosidad del período de las cefeidas clásicas y de tipo II

La luminosidad de una cefeida clásica está directamente relacionada con su período de variación. Cuanto más largo es el período de pulsación, más luminosa es la estrella. La relación período-luminosidad de las Cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . [23] Lo publicó en 1912 [24] con más pruebas. Una vez calibrada la relación período-luminosidad, se puede establecer la luminosidad de una cefeida determinada cuyo período se conoce. Luego se calcula su distancia a partir de su brillo aparente. La relación período-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, empezando por Hertzsprung . [25] 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. [26] 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. [27] Sin embargo, este último hallazgo ha sido debatido activamente en la literatura. [28]

Las siguientes correlaciones experimentales entre el período P de una Cefeida de Población I y su magnitud absoluta media M v se establecieron a partir de paralajes trigonométricos del Telescopio Espacial Hubble para 10 Cefeidas cercanas:

[26]

con P medido en días.

Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia d a las cefeidas clásicas:

[26]

o

[29]

I y V representan magnitudes medias aparentes visuales e infrarrojas cercanas, respectivamente. La distancia d está en parsecs .

Cefeidas de pequeña amplitud

Las variables cefeidas clásicas con amplitudes visuales inferiores a 0,5 magnitudes, curvas de luz sinusoidales casi simétricas y períodos cortos se han definido como un grupo separado llamado cefeidas de pequeña amplitud. Reciben el acrónimo DCEPS en el GCVS. Los períodos suelen ser inferiores a 7 días, aunque aún se debate el límite exacto. [30] El término s-cefeida se utiliza para cefeidas de pequeña amplitud y períodos cortos con curvas de luz sinusoidales que se consideran primeros pulsadores de armónicos. Se encuentran cerca del borde rojo de la franja de inestabilidad. Algunos autores utilizan s-Cefeida como sinónimo de estrellas DECPS de pequeña amplitud, mientras que otros prefieren restringirlo sólo a las primeras estrellas entonadas. [31] [32]

Las cefeidas de pequeña amplitud (DCEPS) incluyen Polaris y FF Aquilae , aunque ambas pueden estar pulsando en el modo fundamental. Los primeros pulsadores de armónicos confirmados incluyen BG Crucis y BP Circini . [33] [34]

Las incertidumbres en las cefeidas determinaron las distancias

Las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias de las Cefeidas 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 (típicamente desconocida) en las distancias clásicas de las cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [4] [7] [12] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] [43]

Estas cuestiones no resueltas han dado lugar a valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60 km/s/Mpc y 80 km/s/Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Resolver esta discrepancia es uno de los principales problemas de la astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse limitados proporcionando un valor preciso de la constante de Hubble. [6] [8]

Ejemplos

Varias cefeidas clásicas tienen variaciones que se pueden registrar con observación nocturna entrenada a simple vista , incluido el prototipo Delta Cephei en el extremo norte, Zeta Geminorum y Eta Aquilae, ideales para la observación alrededor de los trópicos (cerca de la eclíptica y, por lo tanto, del zodíaco). y en el extremo sur Beta Doradus . El miembro de clase más cercano es la Estrella Polar ( Polaris ), cuya distancia es objeto de debate y cuya variabilidad actual es de aproximadamente 0,05 de magnitud. [6]

Ver también

Referencias

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