El Universo es un lugar muy, muy grande. Estamos hablando… ¡de un tamaño imperceptible! De hecho, basándose en décadas de observaciones, los astrónomos creen ahora que el Universo observable mide unos 46.000 millones de años luz. La palabra clave es observable, porque cuando se tiene en cuenta lo que no podemos ver, los científicos creen que en realidad mide más de 92.000 millones de años luz.
La parte más difícil de todo esto es hacer mediciones precisas de las distancias. Pero desde el nacimiento de la astronomía moderna, se han desarrollado métodos cada vez más precisos. Además del corrimiento al rojo y el examen de la luz procedente de estrellas y galaxias lejanas, los astrónomos también se basan en una clase de estrellas conocidas como Variables Cefeidas (CV) para determinar la distancia de los objetos dentro y fuera de nuestra Galaxia.
Definición:
Las estrellas variables son esencialmente estrellas que experimentan fluctuaciones en su brillo (aka. luminosidad absoluta). Las Cefeidas Variables son un tipo especial de estrella variable en el sentido de que son calientes y masivas -de cinco a veinte veces más masa que nuestro Sol- y son conocidas por su tendencia a pulsar radialmente y a variar tanto su diámetro como su temperatura.
Además, estas pulsaciones están directamente relacionadas con su luminosidad absoluta, que se produce dentro de períodos de tiempo bien definidos y predecibles (que van de 1 a 100 días). Cuando se traza una relación entre la magnitud y el periodo, la forma de la curva de luminosidad de las céfiras se asemeja a la de una «aleta de tiburón», es decir, a un aumento repentino y un pico, seguido de un descenso más constante.
El nombre deriva de Delta Cephei, una estrella variable de la constelación de Cefeo que fue la primera CV en ser identificada. El análisis del espectro de esta estrella sugiere que las CV también experimentan cambios en términos de temperatura (entre 5500 – 66oo K) y diámetro (~15%) durante un periodo de pulsación.
Uso en Astronomía:
La relación entre el periodo de variabilidad y la luminosidad de las estrellas CV las hace muy útiles para determinar la distancia de los objetos en nuestro Universo. Una vez medido el periodo, se puede determinar la luminosidad, con lo que se obtienen estimaciones precisas de la distancia de la estrella mediante la ecuación del módulo de distancia.
Esta ecuación establece que: m – M = 5 log d – 5 – donde m es la magnitud aparente del objeto, M es la magnitud absoluta del objeto y d es la distancia al objeto en parsecs. Las variables cefeidas pueden verse y medirse hasta una distancia de unos 20 millones de años luz, en comparación con una distancia máxima de unos 65 años luz para las mediciones de paralaje basadas en la Tierra y algo más de 326 años luz para la misión Hipparcos de la ESA.
Debido a que son brillantes y pueden verse claramente a millones de años luz de distancia, pueden distinguirse fácilmente de otras estrellas brillantes de su entorno. En combinación con la relación entre su variabilidad y luminosidad, esto las convierte en herramientas muy útiles para deducir el tamaño y la escala de nuestro Universo.
Clases:
Las variables cefeidas se dividen en dos subclases -Cefeidas clásicas y Cefeidas de tipo II- en función de las diferencias en sus masas, edades e historias evolutivas. Las cefeidas clásicas son estrellas variables de la población I (ricas en metales) que son de 4 a 20 veces más masivas que el Sol y hasta 100.000 veces más luminosas. Experimentan pulsaciones con periodos muy regulares del orden de días a meses.
Estas Cefeidas son típicamente gigantes y supergigantes amarillas brillantes (clase espectral F6 – K2) y experimentan cambios de radio de 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 para establecer la Constante de Hubble (véase más adelante).
Las cefeidas de tipo II son estrellas variables de la Población II (pobres en metal) que pulsan con períodos que suelen oscilar entre 1 y 50 días. Las cefeidas de tipo II son también estrellas más antiguas (~10.000 millones de años) que tienen alrededor de la mitad de la masa de nuestro Sol.
Las cefeidas de tipo II también se subdividen en función de su periodo en las subclases BL Her, W Virginis y RV Tauri (nombradas en función de ejemplos concretos), que tienen periodos de 1-4 días, 10-20 días y más de 20 días, respectivamente. Las cefeidas de tipo II se utilizan para establecer la distancia al centro galáctico, a los cúmulos globulares y a las galaxias vecinas.
También existen las que no encajan en ninguna de las dos categorías, que se conocen como cefeidas anómalas. Estas variables tienen periodos de menos de 2 días (similares a las RR Lyrae) pero tienen mayor luminosidad. También tienen masas más altas que las Cefeidas de Tipo II, y tienen edades desconocidas.
También se ha observado una pequeña proporción de variables Cefeidas que pulsan en dos modos al mismo tiempo, de ahí el nombre de Cefeidas de doble modo. Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o en una combinación inusual de modos.
Historia de la observación:
La primera variable cefeida que se descubrió fue Eta Aquilae, que fue observada el 10 de septiembre de 1784 por el astrónomo inglés Edward Pigott. Delta Cephei, que da nombre a esta clase de estrellas, fue descubierta unos meses después por el astrónomo inglés aficionado John Goodricke.
En 1908, durante una investigación de estrellas variables en las Nubes de Magallanes, la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las Cefeidas clásicas. Tras registrar los periodos de 25 estrellas variables diferentes, publicó sus hallazgos en 1912.
En los años siguientes, varios astrónomos más realizarían investigaciones sobre las Cefeidas. En 1925, Edwin Hubble pudo establecer la distancia entre la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda basándose en las variables cefeidas de esta última. Estos descubrimientos fueron fundamentales, ya que zanjaron el Gran Debate, en el que los astrónomos trataban de establecer si la Vía Láctea era única o una de las muchas galaxias del Universo.
Al calibrar la distancia entre la Vía Láctea y otras galaxias, y combinarla con las mediciones de Vesto Slipher sobre su corrimiento al rojo, Hubble y Milton L. Humason pudieron formular la Ley de Hubble. En resumen, pudieron demostrar que el Universo está en estado de expansión, algo que se había sugerido años antes.
Otros avances durante el siglo XX incluyeron la división de las cefeidas en diferentes clases, lo que ayudó a resolver los problemas para determinar las distancias astronómicas. Esto fue realizado en gran parte por Walter Baade, quien en la década de 1940 reconoció la diferencia entre las cefeidas clásicas y las de tipo II basándose en su tamaño, edad y luminosidad.
Limitaciones:
A pesar de su valor para determinar las distancias astronómicas, este método tiene algunas limitaciones. La principal es que, en el caso de las cefeidas de tipo II, la relación entre el periodo y la luminosidad puede verse afectada por su menor metalicidad, la contaminación fotométrica y el efecto cambiante y desconocido que el gas y el polvo tienen sobre la luz que emiten (extinción estelar).
Estas cuestiones no resueltas han dado lugar a que se citen diferentes valores para la Constante de Hubble, que oscilan entre 60 km/s por 1 millón de pársecs (Mpc) y 80 km/s/Mpc. Resolver esta discrepancia es uno de los mayores problemas de la cosmología moderna, ya que el verdadero tamaño y el ritmo de expansión del Universo están relacionados.
Sin embargo, las mejoras en la instrumentación y la metodología están aumentando la precisión con la que se observan las Variables Cefeidas. Con el tiempo, se espera que las observaciones de estas curiosas y singulares estrellas arrojen valores realmente precisos, eliminando así una fuente clave de dudas sobre nuestra comprensión del Universo.
Hemos escrito muchos artículos interesantes sobre las Variables Ceféidas aquí en Universe Today. A continuación, los astrónomos encuentran una nueva forma de medir las distancias cósmicas, los astrónomos utilizan el eco de la luz para medir la distancia a una estrella y los astrónomos se acercan a la energía oscura con la constante de Hubble refinada.
Astronomy Cast tiene un interesante episodio que explica las diferencias entre las estrellas de Población I y II – Episodio 75: Poblaciones estelares.