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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 cefeida variable ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ˈ s iː f i -/ ) es un tipo de estrella variable que pulsa radialmente , variando tanto en diámetro como en temperatura. Cambia de 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 al observar su período de pulsación. Esto a su vez proporciona 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 .

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.

Historia

Las 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 , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. [1] John Goodricke descubrió que la estrella epónima de las cefeidas clásicas, Delta Cephei , era variable unos meses después. [2] El número de variables similares creció a varias docenas a finales del siglo XIX, y se las denominó una clase como Cefeidas. [3] La mayoría de las Cefeidas eran conocidas por las distintivas formas de curvas de luz con un rápido aumento de brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas fueron conocidas como Gemínidas por el prototipo ζ Geminorum . [4]

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 . [5] Lo publicó en 1912 con más pruebas. [6] Se encontró 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. [7] Dos años más tarde, Shapley y otros habían descubierto que las variables cefeidas cambiaban sus tipos espectrales en el transcurso de un ciclo. [8]

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó encontrar distancias a 13 cefeidas utilizando su movimiento en el cielo. [9] (Sus resultados requerirían revisión posterior.) En 1918, Harlow Shapley utilizó cefeidas para imponer restricciones iniciales al tamaño y la forma de la Vía Láctea y a la ubicación del Sol dentro de ella. [10] En 1924, Edwin Hubble estableció la distancia a las variables cefeidas clásicas en la galaxia de Andrómeda , hasta entonces conocida como " 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 todo el Universo o era simplemente una de las muchas galaxias del Universo. [11]

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que ahora se conoce como Ley de Hubble combinando distancias cefeidas a varias galaxias con las mediciones de Vesto Slipher de la velocidad a la que esas galaxias se alejan de nosotros. Descubrieron que el Universo se está expandiendo , confirmando las teorías de Georges Lemaître . [12]

Ilustración de las variables Cefeidas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea [13]

A mediados del siglo XX, se resolvieron importantes problemas con la escala de distancias astronómicas 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 de tipo II). Las cefeidas clásicas son estrellas de población I más jóvenes y masivas, mientras que las cefeidas de tipo II son estrellas de población II más antiguas y más débiles. [14] 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 fundamental de Baade condujo a duplicar la distancia a M31 y la escala de distancia extragaláctica. [15] [16] Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como Variables de Cúmulo, fueron reconocidas bastante temprano como una clase separada de variables, debido en parte a sus cortos períodos. [17] [18]

La mecánica de la pulsación estelar como máquina térmica fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington [19] (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas), pero no fue hasta 1953 que SA Zhevakin identificó el helio ionizado como una posible válvula para el motor. [20]

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 conocía como Cefeidas enanas. Las variables de RR Lyrae tienen períodos cortos y se encuentran en la franja de inestabilidad donde cruza la rama horizontal . Las variables Delta Scuti y RR Lyrae generalmente no se tratan con variables Cefeidas aunque sus pulsaciones se originan con el mismo mecanismo kappa de ionización del 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 delta cefeidas) 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 [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 (~25% para el período más largo I Carinae ) millones de kilómetros durante un ciclo de pulsación. [23]

Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar distancias a galaxias dentro y fuera del grupo local , y son un medio mediante el cual se puede establecer la constante de Hubble . [24] [25] [26] [27] [28] 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. [29]

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 estudio de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA

Las cefeidas de tipo II (también denominadas cefeidas de población II) son estrellas variables de población II que pulsan con períodos típicamente de entre 1 y 50 días. [14] [30] Las cefeidas de tipo II son típicamente objetos pobres en metales , viejos (~10 Gyr) y 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 superiores a 20 días pertenecen a la subclase RV Tauri . [14] [30]

Las Cefeidas Tipo II se utilizan para establecer la distancia al Centro Galáctico , cúmulos globulares y galaxias . [29] [31] [32] [33] [34] [35] [36]

Cefeidas anómalas

Un grupo de estrellas pulsantes en la franja de inestabilidad tiene períodos de menos de 2 días, similares a las variables de RR Lyrae pero con luminosidades más altas. Las variables cefeidas anómalas tienen masas mayores que las cefeidas tipo II, las variables RR Lyrae y el Sol. No está claro si se trata de estrellas jóvenes en una rama horizontal "invertida", rezagadas azules formadas mediante transferencia de masa en sistemas binarios, o una combinación de ambas. [37] [38]

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 entonado, ocasionalmente el segundo entonado. [39] Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o una combinación inusual de modos que incluye sobretonos más altos. [40]

Distancias inciertas

Las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias cefeidas clásica y tipo II 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. (mezclándose con otras estrellas) y una ley de extinción cambiante (generalmente desconocida) en las distancias de las Cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [25] [22] [27] [34] [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48]

Estas cuestiones no resueltas han dado lugar a valores citados para la constante de Hubble (establecida a partir de las cefeidas clásicas) que oscilan entre 60 km/s/Mpc y 80 km/s/Mpc. [24] [25] [26] [27] [28] Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse restringidos proporcionando un valor preciso de la constante de Hubble. [26] [28] Las incertidumbres han disminuido a lo largo de 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 se encuentra entre las establecidas con mayor precisión para una Cefeida, en parte porque es miembro de un cúmulo de estrellas [49] [50] y la disponibilidad de paralajes precisos observados por los telescopios espaciales Hubble , Hipparcos y Gaia . [51] La precisión de las mediciones de distancia de paralaje con respecto a las variables cefeidas y otros cuerpos dentro de 7.500 años luz 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, separadas por 2 UA , una estrella a una distancia de 7500 años luz = 2300 pársecs parecería moverse en un ángulo de 2/2300 segundos de arco = 2 x 10 -7 grados, el límite de resolución de los telescopios disponibles .) [52]

Modelo de pulsación

Lapso de tiempo de la estrella variable 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, [53] [54] o " mecanismo κ ", donde la letra griega κ (kappa) es el símbolo habitual para la opacidad del gas.

Se cree que el helio es el gas más activo en el proceso. El helio doblemente ionizado (helio a cuyos átomos les faltan ambos electrones) es más opaco que el helio simple ionizado. A medida que el helio se calienta, su temperatura aumenta hasta alcanzar el punto en el que se produce espontáneamente una doble ionización que se mantiene en toda la capa de forma muy parecida a como "choca" un tubo fluorescente. En la parte más oscura del ciclo de una cefeida, este gas ionizado en las capas externas de la estrella es relativamente opaco y, por lo tanto, la radiación de la estrella lo calienta y, debido al aumento de temperatura, comienza a expandirse. A medida que se expande, se enfría, pero permanece ionizada hasta que se alcanza otro umbral, momento en el cual no se puede mantener la doble ionización y la capa se ioniza individualmente, por lo tanto, se vuelve más transparente, lo que permite que la radiación escape. Luego, la expansión se detiene y se revierte debido a la atracción gravitacional de la estrella. Se considera que los estados de la estrella se expanden o se contraen mediante la histéresis [55] generada por el helio doblemente ionizado y los cambios indefinidos entre los dos estados que se invierten 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. [56]

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, dado que la gravedad superficial está relacionada con la masa y el radio de la esfera mediante la relación:

finalmente se obtiene:

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

Ejemplos

Referencias

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