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Cefeida variable 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 variables jóvenes de población I que presentan pulsaciones radiales regulares con períodos de unos pocos días a unas pocas 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 cefeidas variables delta .

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 en 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 del brazo espiral local y la distancia del Sol desde el plano galáctico . [5]

Se conocen alrededor de 800 cefeidas clásicas en la Vía Láctea , de un total esperado de más de 6000. 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 algunas en NGC 4603 , que está a 100 millones de años luz de distancia. [10]

Propiedades

Trayectoria evolutiva de una estrella de 5  M ☉ que cruza la franja de inestabilidad durante un bucle azul de combustión de helio

Las variables cefeidas clásicas son de 4 a 20 veces más masivas que el Sol, [11] y alrededor de 1.000 a 50.000 (más de 200.000 para la 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 pocos cientos de veces el del Sol. Las cefeidas más luminosas son más frías y grandes y tienen períodos más largos. Junto con los cambios de temperatura, sus radios también cambian durante cada pulsación (por ejemplo, en un ~25% para la l Car de período más largo ), 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 sobretono o, raramente, en un modo mixto. Las pulsaciones en un sobretono más alto que el primero son raras pero interesantes. [2] Se piensa que la mayoría de las cefeidas clásicas son pulsadores en modo fundamental, aunque no es fácil distinguir el modo a partir de la forma de la curva de luz. Las estrellas que pulsan en un sobretono 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 todavía está ardiendo. Cuando el núcleo de helio se enciende en una IMS, puede ejecutar un bucle azul y cruzar la franja de inestabilidad nuevamente, una vez mientras evoluciona a altas temperaturas y otra vez evolucionando de regreso hacia la rama gigante asintótica . Las estrellas más masivas que aproximadamente 8-12  M ☉ comienzan a quemar helio en el núcleo antes de alcanzar la rama gigante roja y se convierten 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, metalicidad y 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 quema de la capa de helio. [ cita requerida ] La tasa de cambio del período de una variable cefeida, junto con las abundancias químicas detectables en el espectro, se pueden utilizar para deducir qué cruce está haciendo una estrella en particular. [ 15 ]

Las variables cefeidas clásicas eran estrellas de la secuencia principal de tipo B anteriores a las B7, posiblemente estrellas O tardías, antes de que se quedaran sin hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas más masivas y 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 a la solar, generalmente pierdan suficiente masa para cuando alcancen por primera vez 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 de nuevo 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 baja metalicidad, 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 de Delta Cephei
Curvas de luz UBVRI plegadas en fase de Delta Cephei, prototipo de las cefeidas clásicas, que muestran la magnitud en función de la fase de pulsación [16]

Una curva de luz Cepheida es típicamente asimétrica con un rápido ascenso a la luz máxima seguida de una caída más lenta al mínimo (p. ej. 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 pseudo-sinusoidal muestra una "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 para estrellas con períodos de alrededor de 6 días (p. ej. Eta Aquilae ). A medida que aumenta el período, la ubicación de la protuberancia 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 (p. ej. Zeta Geminorum ). En períodos más largos, la protuberancia se puede ver en la rama ascendente de la curva de luz (p. ej. X Cygni ), [17] pero para períodos superiores a 20 días la resonancia desaparece.

Una minoría de las cefeidas clásicas muestran curvas de luz sinusoidales casi simétricas. Se las conoce como s-cefeidas, suelen tener amplitudes más bajas y, por lo general, períodos cortos. Se cree que la mayoría de ellas son pulsadores de primer sobretono (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 sobretono solo aparezcan con períodos cortos en nuestra galaxia, aunque pueden tener períodos algo más largos con menor metalicidad, por ejemplo, en las Nubes de Magallanes. Los pulsadores de sobretono superior y las cefeidas que pulsan en dos sobretonos al mismo tiempo también son más comunes en las Nubes de Magallanes, y generalmente 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 , la primera representante conocida de la clase de variables cefeidas clásicas. Sin embargo, la homónima de las cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke un mes después. [19] Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad, ya que su distancia está entre las establecidas con mayor precisión para una cefeida, gracias en parte a su pertenencia a un cúmulo estelar [20] [21] y a la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble y del Hipparcos . [22]

Relación periodo-luminosidad

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

La luminosidad de una cefeida clásica está directamente relacionada con su período de variación. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. La relación período-luminosidad para 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] La publicó en 1912 [24] con más evidencia. Una vez calibrada la relación período-luminosidad, se puede establecer la luminosidad de una cefeida dada cuyo período se conoce. Luego se encuentra su distancia a partir de su brillo aparente. La relación período-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung . [25] Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. 2007 establecieron una calibración galáctica firme utilizando paralajes precisos del HST 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 medida 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 las magnitudes medias aparentes en el infrarrojo cercano y visual, respectivamente. La distancia d está en pársecs .

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 son generalmente inferiores a 7 días, aunque el límite exacto aún se debate. [30] El término s-Cefeida se utiliza para las cefeidas de pequeña amplitud de período corto con curvas de luz sinusoidales que se consideran pulsadores de primer sobretono. Se encuentran cerca del borde rojo de la franja de inestabilidad. Algunos autores utilizan s-Cefeida como sinónimo de las estrellas DECPS de pequeña amplitud, mientras que otros prefieren restringirlo solo a las estrellas de primer sobretono. [31] [32]

Las cefeidas de pequeña amplitud (DCEPS) incluyen a Polaris y FF Aquilae , aunque ambas pueden estar pulsando en el modo fundamental. Entre los pulsadores de primer sobretono confirmados se encuentran BG Crucis y BP Circini . [33] [34]

Incertidumbres en las distancias determinadas por las cefeidas

Entre las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias de las cefeidas 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) y una ley de extinción cambiante (normalmente 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]

Estos asuntos no resueltos han dado como resultado 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 en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden limitarse proporcionando un valor preciso de la constante de Hubble. [6] [8]

Ejemplos

Varias cefeidas clásicas tienen variaciones que pueden registrarse con la observación a simple vista , noche tras noche , incluyendo 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 la clase más cercano es la Estrella del Norte ( Polaris ), cuya distancia es objeto de debate y cuya variabilidad actual es de aproximadamente 0,05 de magnitud. [6]

Véase también

Referencias

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