Estrellas Variables Cefeidas

Transcripción

1 Estrellas Variables Cefeidas Introducción La estrella Delta Cephei es conocida desde la antigüedad. En el año 126 a.c., Hiparco ya realizó una descripción de este astro. Pero hubo que esperar hasta 1784 para que el astrónomo aficionado inglés John Goodricke descubriera su variabilidad de 5,4 días. Desde entonces, las estrellas de este tipo han sido estudiadas minuciosamente por los astrónomos de todo el mundo. Las cefeidas son un tipo de estrellas variables pulsantes radiales de alta luminosidad con periodos que van desde 1 a 135 días y cuyas magnitudes varían entre centésimas hasta 2 unidades. Son las estrellas variables pulsantes que presentan menores irregularidades en la duración de su periodo. A diferencia de las variables no radiales, conservan su forma esférica durante la pulsación. Una de las características principales que permite distinguirlas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de luz varía según la banda del espectro visual en la que se observan. En especial, las modulaciones aparecen más acusadas en longitudes de onda inferiores, como el azul y el ultravioleta. Se ha comprobado que el tipo espectral es más avanzado cuanto más largo es el periodo. El tipo espectral en el máximo es F, y en el mínimo pueden oscilar entre G y K. Pero de todas las características que presentan estas estrellas, la más importante es la relación que existe entre su periodo y su luminosidad.

2 Esta particularidad se ha utilizado para medir distancias cósmicas, ya que estas estrellas son tan brillantes que se han llegado a ver en otras galaxias. Un poco de historia Como ya he comentado en la introducción, la estrella delta cephei, visible a simple vista, es conocida desde la antigüedad. Aunque fuera Goodricke quien descubriera su variabilidad, fue Henrietta Leavitt la que aportó los avances más importantes en el estudio de este tipo de estrellas.

3 Henrietta Leavitt ( ) estudió en el colegio Oberlin y en el Radcliffe donde se graduó en Después de graduarse se interesó por la astronomía y en 1895 entró a trabajar como voluntaria en el Observatorio de Harvard donde 7 años más tarde entró a formar parte de la plantilla de Pickering. El trabajo de Leavitt, y de las otras mujeres que componían su unidad de estudio, consistía en la realización de laboriosos trabajos de cálculo que eran poco reconocidos en la época y, que dado el machismo reinante, se delegaba en las mujeres. El trabajo de estas astrónomas quedó completamente eclipsado ya que todos los méritos eran otorgados a su supervisor, Pickering. Al menos, en este Año Internacional de las Astronomía 2009, la comunidad científica ha reconocido finalmente el trabajo de estas científicas a las que se les negó el avance en sus investigaciones por razones de género. Henrietta se tomó muy en serio su trabajo, y en el meticuloso estudio que realizó de las placas fotográficas que le entregaban para su análisis, pudo comprobar la existencia de una especie de patrón en el comportamiento de las estrellas variables cefeidas. Viendo este resultado, volcó todos sus esfuerzos en el estudio de estas estrellas lo que le llevó a calcular la relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas, su mayor contribución a la astronomía. Leavitt publicó en 1908 un trabajo original en el que explicaba que, según sus datos, las estrellas cefeidas palpitaban con un ritmo regular y tenían una mayor luminosidad intrínseca cuanto más largo era su periodo, lo cual parecía suceder de una forma bastante predecible. Aunque el trabajo fue redactado por la astrónoma, iba firmado por Pickering. Afortunadamente, al inicio de éste, se hizo una reseña a la verdadera autora. En 1909 se calculó mediante triangulación la distancia que nos separa de algunas variables cefeidas y, gracias al patrón periodo-luminosidad determinado por Henrietta, se pudo utilizar estas estrellas para calcular distancias cósmicas. De hecho, a partir del trabajo de Leavitt y de otros datos astronómicos como el corrimiento al rojo, Edwin Hubble determinó la existencia de otras galaxias y de la expansión del Universo. Henrietta Leavitt murió de cáncer en 1921 a los 53 años siendo considerada aún como asistente a pesar de sus grandes contribuciones a la ciencia. Tipos de cefeidas En un principio, podemos clasificar las estrellas cefeidas en dos grandes grupos: - Las cefeidas típicas cuya estrella tipo es delta cephei, denominadas de población I. - Las cefeidas de tipo W Virginis a las que pertenecen las estrellas de población II.

4 a) Estrellas de población I Las variables de tipo delta Cep son objetos relativamente jóvenes que han dejado la secuencia principal y que se encuentran en la banda de inestabilidad del diagrama H-R, tal y como se ve en el diagrama superior. Se localizan preferentemente en los brazos espirales de nuestra galaxia y en los cúmulos abiertos. Son estrellas supergigantes, que oscilan entre las 3 y 30 masas solares y que cuentan con una luminosidad entre 500 y veces la solar siendo su temperatura superficial de unos K. Su edad es de aproximadamente 100 millones de años. A diferencia de las estrellas de tipo II, las cefeidas de tipo I son muy ricas en metales.

5 b) Estrellas de población II Las cefeidas de este tipo son denominadas W Virginis, como la primera de esta clase en ser descubierta por Schönfeld en En determinadas fases presenta en el espectro una emisión intensa de calcio ionizado. Son estrellas más viejas que las de clase I y se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Cuentan con 0,5 masas solares y en el diagrama HR se encuentran en la rama horizontal tras las gigantes rojas. Tienen periodos de pulsación más breves y son menos luminosas que las cefeidas clásicas. Existe un subtipo: el de las cefeidas de tipo BL Herculis, cuyos períodos de pulsación son inferiores a 8 días. Las W Virginis más brillantes y con periodos más largos (30 a 150 días) se conocen como RV Tauri. Algunos autores adicionan a la categoría de cefeidas tipo II a las Delta Scuti o también cefeidas enanas que son del tipo espectral F con amplitud y periodo inferiores a los de las RR Lyrae y luminosidad intrínseca menor. -Diferencias entre estos dos grupos.

6 En la gráfica superior tenemos un esquema que relaciona a todas las variables cefeidas mencionadas en este artículo. Como podemos comprobar, se encuentran situadas en zonas muy diferentes del sistema HR, pero casi todas dentro de la zona verde. No siempre es fácil distinguirlas. Por ejemplo, en cuanto a la posición en la galaxia, no es un criterio suficiente, ya que algunas estrellas, incluyendo las de tipo de CW están cerca del plano galáctico. De hecho, son dos grupos de objetos completamente diferentes, en distintos estados de evolución. Las cefeidas clásicas presentan una subida de brillo mucho más rápida que la bajada y máximos puntiagudos. Tardan aproximadamente el 25% del ciclo de variación en subir y pasan el restante 75% bajando de brillo. Sus curvas recuerdan a las de las RR Lyrae. Las cefeidas W Virginis presentan curvas más simétricas que las de tipo I. También presentan una característica joroba, que se va desplazando a medida que avanzan los diferentes ciclos hasta llegar a causar un máximo casi horizontal. En la ilustración inferior se puede apreciar esta característica en la gráfica de la derecha. La de la izquierda pertenece a una cefeida clásica. Podemos ver, como se ha indicado antes, que las estrellas de población I tienden a ganar brillo rápidamente, para después perderlo más lentamente. Mecanismo de pulsación de las cefeidas. La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de su tamaño, por ello las variaciones periódicas de la temperatura pueden producir modulaciones en su luminosidad. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar como consecuencia de una serie de contracciones y expansiones radiales de la propia estrella debido a la ionización de una capa de helio causada por el cambio de temperatura. El período de pulsación de una cefeida sería proporcional al valor medio del radio que, a su vez, depende intrínsecamente de las características de la propia estrella. Cuando la estrella está más contraída, aumenta la temperatura en las regiones centrales, por lo que la estrella se calienta y aumenta su brillo. La radiación tiene dificultades para escapar, así que aumenta la presión interior y la estrella comienza a hincharse. Según se expande, la cefeida se hace más transparente, la radiación escapa y la estrella se enfría perdiendo luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio. Es decir, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa. Las cefeidas alcanzan su máximo brillo en el momento de expansión más rápida, cuando la temperatura ha alcanzado un máximo por la contracción y la expansión aún no ha dado tiempo al enfriamiento a pesar de que la superficie estelar radiactiva ya ha aumentado. El tamaño de la estrella oscila entre un 5 y un 10%. El tiempo de vida de una cefeida en este estado de oscilación es del orden de un millón de años. La mayoría de las estrellas de entre 3 y 15 masas solares pasan por esta fase. Las estrellas más masivas tienen periodos más largos: el tener un radio importante, les lleva más tiempo dilatarse. Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los modos radiales de pulsación estelar, son

7 esencialmente ondas estacionarias similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final (el centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro extremo (superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales. La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo fundamental. Las cefeidas como indicadoras de distancias La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad es que proporciona un método para evaluar la magnitud absoluta de una cefeida. Una vez conocida ésta, es posible conocer la distancia calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (módulo de distancia). Por este motivo, las cefeidas tienen el importante papel de indicadoras de distancia y han sido utilizadas con este fin continuamente. La relación enunciada por H. Leavitt es de la forma: <M> = a log P + b

8 donde <M> es el valor medio de la magnitud absoluta y P el periodo. Como el coeficiente a es negativo, cuanto más luminosa sea la cefeida, mayor será su periodo. Para las cefeidas de tipo I, cuya relación periodo-luminosidad es más exacta, los valores de los coeficientes equivalen a:. Una vez determinados P y M, podemos medir la distancia a través de la comparación con la magnitud aparente. Es decir, relacionamos la magnitud que sabemos que posee esa estrella con la que vemos nosotros. Para afinar estos resultados, había que calcular lo más exactamente posible el valor de los coeficientes. Para ello se utilizaron las cefeidas más cercanas para calibrar estos valores, para posteriormente calcular distancias con las variables cefeidas más lejanas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1918, utilizando las cefeidas como indicadoras de distancia, se logró medir las dimensiones de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble observa por primera vez cefeidas en M31, M33 y NGC6822, y utilizando esta calibración, determinó sus distancias y estableció así que M31 no es una nebulosa sino una galaxia similar a la nuestra que dista 2,5 millones de años luz. En los posteriores años, Hubble y otros astrónomos se dedicaron a calcular la distancia que nos separa de múltiples galaxias y objetos más cercanos como cúmulos estelares y nebulosas. Dada la importancia de los datos que aportan las cefeidas, aún hoy en día se estudian sus curvas de luz para calibrar más refinadamente el valor de sus coeficientes. En 2001 el GEA descubrió la cefeida NSV Observaron este astro durante más de 50 noches seguidas en las bandas fotométricas B y V lo que generó más de imágenes de CCD que fueron tratadas informáticamente. El análisis de los datos reveló que la estrella tenía un periodo de 12,64 días. Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella pudo determinarse la forma aproximada de su situación en la Vía Láctea respecto de nuestro Sol. Gracias a los nuevos instrumentos de observación, como el telescopio espacial Hubble, se han podido encontrar nuevas variables cefeidas en otras galaxias más lejanas, lo que ha ayudado a determinar sus distancias a la Tierra.

9 Bibliografía m5_u303.html