Variable cefeida

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Tipo de estrella variable que pulsa radialmente
RS Puppis, una de las estrellas variables Cepheid más conocidas en la Vía Láctea
()Telescopio espacial Hubble)

Una variable Cefeida () es un tipo de estrella variable que pulsa radialmente, variando tanto en diámetro como en temperatura. Cambia de brillo, con un período y amplitud estables 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 después de estudiar miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes. El descubrimiento permite conocer la verdadera luminosidad de una cefeida con tan solo observar su periodo de pulsación. Esto le dice a uno la distancia a la estrella, comparando su luminosidad conocida con su brillo observado.

El término Cefeida se origina en Delta Cephei en la constelación de Cefeo, identificado por John Goodricke en 1784. Fue el primero de su tipo en ser identificado.

La mecánica de la pulsación estelar como motor térmico fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas). No fue hasta 1953 que S. A. Zhevakin identificó el helio ionizado como una posible válvula para el motor.

Historia

Las curvas de periodo-luminosidad de los cefeides clásicos 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. Unos meses después, John Goodricke descubrió que la estrella homónima de las Cefeidas clásicas, Delta Cephei, era variable. El número de variables similares creció a varias docenas a fines del siglo XIX y se las denominó como una clase como Cefeidas. La mayoría de las Cefeidas se conocían por las formas distintivas de la curva de luz con el rápido aumento del brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas se conocían como Gemínidas por el prototipo ζ Geminorum.

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. Lo publicó en 1912 con más pruebas. 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 formaban parte de un sistema binario. Sin embargo, en 1914, Harlow Shapley demostró que esta idea debía abandonarse. Dos años más tarde, Shapley y otros descubrieron que las variables cefeidas cambiaban sus tipos espectrales en el transcurso de un ciclo.

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó encontrar las distancias a 13 Cefeidas utilizando su movimiento a través del cielo. (Sus resultados requerirían una revisión posterior.) En 1918, Harlow Shapley usó Cefeidas para establecer restricciones iniciales sobre el tamaño y la forma de la Vía Láctea y la ubicación del Sol dentro de ella. 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 mostró que esas variables no eran miembros de la Vía Láctea. El hallazgo del 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.

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que ahora se conoce como la Ley de Hubble al combinar las distancias cefeidas a varias galaxias con las medidas 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.

Ilustración de variables cefeideas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea

A mediados del siglo XX, se resolvieron problemas importantes 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 (clásica y 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. Las Cefeidas Clásicas y las Cefeidas tipo II siguen diferentes relaciones periodo-luminosidad. La luminosidad de las Cefeidas tipo II es, en promedio, menor que la de las Cefeidas clásicas en aproximadamente 1,5 magnitudes (pero aún más brillante que las estrellas RR Lyrae). El descubrimiento seminal de Baade llevó a duplicar la distancia a M31 y la escala de distancia extragaláctica. Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como Cluster Variables, fueron reconocidas bastante pronto como una clase separada de variable, debido en parte a sus períodos cortos.

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

Clases

Las variables cefeidas se dividen en dos subclases que presentan masas, edades e historias evolutivas marcadamente diferentes: las cefeidas clásicas y las 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 denominaron 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 variables Cefeidas, aunque sus pulsaciones se originan con el mismo mecanismo kappa de ionización de helio.

Cefeidas Clásicas

Curva de luz del Delta Cephei, prototipo de cefeides clásicos, mostrando las variaciones regulares producidas por pulsaciones estelares intrínsecas

Las Cefeidas Clásicas (también conocidas como Cefeidas Población I, Cefeidas Tipo I o Variables Delta Cefeidas) experimentan pulsaciones con periodos muy regulares del orden de días a meses. Las cefeidas clásicas son estrellas variables de población I que son de 4 a 20 veces más masivas que el Sol y hasta 100 000 veces más luminosas. Estas Cefeidas son gigantes y supergigantes amarillas brillantes 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.

Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar las distancias a las galaxias dentro del Grupo Local y más allá, y son un medio por el cual se puede establecer la constante de Hubble. 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.

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 pulsantes en el primer sobretono.

Cefeidas Tipo II

Curva de luz de κ Pavonis, un cefeide tipo II, grabado por el satélite de encuesta de transiting de la NASA (TESS)

Las cefeidas de tipo II (también llamadas cefeidas de la población II) son estrellas variables de la población II que pulsan con períodos típicamente entre 1 y 50 días. Las Cefeidas Tipo II son típicamente objetos viejos (~10 Gyr), pobres en metales y de baja masa (~la mitad de la masa del Sol). Las cefeidas tipo II se dividen en varios subgrupos según el 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.

Las Cefeidas Tipo II se utilizan para establecer la distancia al Centro Galáctico, cúmulos globulares y galaxias.

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 tipo II, las variables RR Lyrae y el Sol. No está claro si son estrellas jóvenes en un "regresado" rama horizontal, rezagados azules formados a través de la transferencia de masa en sistemas binarios, o una combinación de ambos.

Cefeidas de modo doble

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

Distancias inciertas

Las principales incertidumbres vinculadas a la escala de distancia cefeida 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 contaminación fotométrica (mezcla con otras estrellas) y una ley de extinción cambiante (típicamente desconocida) en las distancias Cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura.

Estos asuntos sin resolver dieron como resultado 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. Resolver esta discrepancia es uno de los principales problemas de la astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse limitados al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. Las incertidumbres han disminuido a lo largo de los años, debido en parte a descubrimientos como 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 estelar y la disponibilidad del Espacio Hubble preciso. Telescopio/paralaje Hipparcos. La precisión de las mediciones de distancia de paralaje 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 cuando la Tierra y el Hubble están en lados opuestos del Sol.

Modelo de pulsaciones

Lapso de tiempo de la estrella variable tipo Cepheid Polaris ilustrando la apariencia visual de su ciclo de cambios de brillo.

La explicación aceptada para la pulsación de las cefeidas se denomina válvula de Eddington, o "mecanismo κ", donde la letra griega κ (kappa) es el símbolo habitual de la opacidad del gas.

Se cree que el helio es el gas más activo en el proceso. El helio doblemente ionizado (helio cuyos átomos carecen de ambos electrones) es más opaco que el helio ionizado individualmente. Cuanto más se calienta el helio, más ionizado se vuelve. En la parte más oscura del ciclo de una Cefeida, el gas ionizado en las capas exteriores de la estrella es opaco, por lo que es calentado por la radiación de la estrella y, debido al aumento de la temperatura, comienza a expandirse. A medida que se expande, se enfría y, por lo tanto, se vuelve menos ionizado y, por lo tanto, más transparente, lo que permite que escape la radiación. Luego, la expansión se detiene y se invierte debido a la atracción gravitatoria de la estrella. El proceso luego se repite.

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

T=kRg{displaystyle T=k,{sqrt {frac {R} {g}}}

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

g=k.MR2=k.RMR3=k.R*** *** {displaystyle g=k'{frac {M}{2}=k'{ {R} {R}}=k'Rrho

finalmente se obtiene:

T*** *** =Q{displaystyle T{sqrt {rho}=Q}

donde Q es una constante, llamada constante de pulsación.

Ejemplos