Variable cefeida

La posición en el diagrama de FC con las cefeidas indicadas.

Una cefeida es un tipo de estrella gigante que pulsa , aumentando y disminuyendo su diámetro con un período que puede variar desde unas pocas horas hasta cientos de días.

El nombre "Cefeidas" deriva de la estrella prototipo : Delta Cephei , la segunda estrella históricamente descubierta de este tipo. La primera cefeida observada fue de hecho eta Aquilae . Observaciones posteriores identificaron Cefeidas primero en las dos nubes de Magallanes y luego en otras galaxias. Las cefeidas son una clase de estrellas bastante heterogénea en términos de color , temperatura efectiva , tamaño y composición estelar .

El mecanismo de opacidad de las cefeidas en la base de su pulsación consiste básicamente en la ionización del gas contenido en las capas superficiales: suele ser helio .

Las cefeidas se encuentran entre los indicadores de distancia más precisos en el cosmos (llamados en jerga: " velas estándar "). De hecho, la distancia de las cefeidas se puede calcular con precisión comparando las dos medidas de período y magnitud aparente : se ha descubierto que para estas estrellas el valor de brillo corresponde exactamente al valor del período.

Las cefeidas se dividen en dos tipos según su masa: pesadas (tipo I, más común) y ligeras (tipo II).

Descripción

Delta Cephei (centro) , una estrella supergigante cefeida amarilla observable a simple vista en un par de semanas. Está ubicado en la constelación de Cefeo .

Una cefeida es típicamente una estrella gigante amarilla joven de población I y masa intermedia que pulsa regularmente al expandirse y contraerse, cambiando así su brillo en un ciclo extremadamente regular. La luminosidad de las cefeidas es generalmente entre 1000 y 10000 veces la del Sol y el período de oscilación varía desde el orden del día hasta cientos de días. El perfil de luminosidad de una cefeida durante un ciclo de pulsación es típicamente asimétrico, con el brazo ascendente más corto y más empinado que el descendente, y además del pico principal, su curva de luminosidad a menudo tiene un segundo pico, o "golpe", cuya posición con respecto al principal varía según el período de oscilación del propio pulsador.

El fenómeno de oscilación (expansión, contracción) se limita únicamente a la superficie estelar y no se debe a ningún cambio en la cantidad de energía producida por las fusiones nucleares que ocurren en las regiones más internas de las estructuras. Por lo tanto, la oscilación en el brillo es causada solo por el tamaño mayor o menor de la superficie de irradiación externa y por la variación en la temperatura de la superficie durante el ciclo de pulsación.

Cuando una cefeida cruza la llamada franja de inestabilidad en el diagrama HR, las capas externas se vuelven inestables, es decir, una perturbación del estado de equilibrio tiende a propagarse en lugar de amortiguarse, y esta inestabilidad es la causa del disparador del mecanismo de pulsación. Sin embargo, esta condición de inestabilidad no es capaz de explicar por sí sola el ciclo (de pulsaciones) de la Cefeida y su repetición en el tiempo, ya que sería razonable esperar que la energía perdida por disipación en el ciclo pudiera poner fin al ciclo. pulsación en sí. Por tanto, es necesario tener en cuenta la abundancia de He ⁺ en su atmósfera y los fenómenos de ionización y recombinación que se producen por el aumento (disminución) de temperatura y presión. La poderosa radiación generada por la cefeida ioniza una pequeña fracción del He ⁺ a He ⁺² , que es mucho más opaco a la radiación. La atmósfera comienza a bloquear parte de la radiación saliente, se calienta y comienza a expandirse. Una atmósfera más cálida y extendida provoca un aumento en el brillo de las cefeidas.

La atmósfera expandida pronto comienza a enfriarse y el He ^{+2 se} recombina en He ⁺ . Ahora la atmósfera vuelve a ser relativamente transparente, pierde calor y se encoge. Todo el proceso comienza ahora desde el principio.

Indicadores de distancia

El brillo de un objeto varía con la inversa del cuadrado de la distancia al observador; por ejemplo, la luz de una farola observada a 100 metros de distancia aparecerá 4 veces más brillante que una a 200 metros y 9 veces más brillante que una a 300 metros. Por tanto, a partir del conocimiento de la intensidad luminosa absoluta de la farola, en candelas [cd] , midiendo la intensidad luminosa de la farola observada con un fotómetro , es posible calcular su distancia al observador.

El brillo absoluto de las estrellas no se conoce a priori porque depende de factores como el tamaño, la temperatura y la posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell , parámetros que no se pueden medir para estrellas que se ubican a grandes distancias.

En cambio, el brillo absoluto de una estrella Cefeida se conoce a priori porque está estrechamente relacionado con su período de pulsación. Una Cefeida con un período de tres días tiene un brillo igual a 800 veces el del Sol. Una Cefeida con un período de treinta días es 10,000 veces más brillante que el Sol. Esta escala ha sido calibrada usando estrellas Cefeidas muy cercanas, para las cuales el La distancia ya era conocida y medible con el método de paralaje estelar , una técnica suficientemente precisa, para objetos que se encuentran a distancias que no exceden los 100 años luz.

Su alta luminosidad y su presencia observada en muchas galaxias hacen de las estrellas Cefeidas la vela estándar ideal para medir la distancia de cúmulos globulares y galaxias externas. La medición de la distancia con este método se ve afectada por errores en la determinación del brillo absoluto de la Cefeida debido a la reducción del brillo debido al envejecimiento de la propia estrella, la presencia de polvo interestelar y el desconocimiento de la posición precisa de la variable Cefeida dentro del cúmulo o galaxia; estos errores suelen ser pequeños en este tipo de medición. Las supernovas de tipo 1A también se utilizan como velas estándar ya que explotan con una emisión de brillo conocida, y en 2012 , la supernova 2012fr explotó en la galaxia del Escultor , que contenía variables cefeidas ya conocidas, hizo posible calibrar con precisión todas las mediciones anteriores. este instrumento de medición muy preciso.

Las estrellas cefeidas son visibles a grandes distancias. Edwin Hubble identificó por primera vez algunas cefeidas en la galaxia de Andrómeda , lo que demuestra su naturaleza extragaláctica. Más recientemente, el telescopio espacial Hubble pudo identificar algunas cefeidas en el cúmulo de Virgo , a una distancia de 60 millones de años luz .

Cefeidas pesadas

Las cefeidas se dividen en dos tipos, tipo I (pesado) y tipo II (ligero).

Las cefeidas de tipo I también se denominan cefeidas clásicas y son estrellas de población I , generalmente supergigantes amarillas bastante jóvenes, de un tipo espectral que varía entre F6 y K2 y masas que varían de 4 a 20 veces la del Sol que han evolucionado a partir de estrellas de clase O y B ^[1]

Cefeidas ligeras

El mismo tema en detalle: cefeida tipo II .

En cambio, las cefeidas de tipo II están compuestas por estrellas de población II , más ligeras; generalmente se denominan variables W Virginis y tienen un comportamiento similar a las cefeidas clásicas, aunque típicamente son un par de magnitudes más débiles que estas últimas (pero siempre más brillantes que las clásicas RR Lyrae ). A su vez, este tipo de cefeidas se divide en otros subtipos según el período de variabilidad.

Ejemplos de

Una fotografía de Polaris A: Su magnitud varía de 1,86 a 2,13, durante un período de 3,97 días ^[2] .

Estas son algunas de las cefeidas más brillantes ^[3] .

Nombre de pila	Magnitud aparente máxima	Magnitud aparente min	Periodo (días)	Clase de temperatura de Harvard
Polaris A	1,97	2,00	3,97	F7Ib-F8Ib
El Carinae	3,28	4.18	35,54	F6Ib-K0Ib
β Doradus	3,41	4.08	9.8426	F4-G4Ia-II
η Aquilae	3,48	4,39	7.176641	F6Ib-G4Ib
δ Cephei	3,48	4.37	5.366341	F5Ib-G1Ib
ζ Géminorum	3,62	4.18	10.15073	F7Ib-G3Ib
X Sagittarii	4.2	4.9	7.01283	F5-G2II
W Sagittarii	4.29	5.14	7.59503	F4-G2Ib
RT Aurigae	5	5,82	3.728115	F4Ib-G1Ib
FF Aquilae	5.18	5,68	4.4709	F5Ia-F8Ia
S Sagittae	5.24	6.04	8.382086	F6Ib-G5Ib
Y Sagittarii	5.25	6.24	5.77335	F5-G0Ib-II
BG Crucis	5.34	5.58	3.3428	F5Ib-G0p
T vulpeculae	5.41	6,09	4.435462	F5Ib-G0Ib
AH Velorum	5.50	5,89	4.2272	F7Ib-II
Mis puppis	5.54	5.76	5.6948	F4Iab
DT Cygni	5.57	5,96	2.4992	F5.5-F7Ib-II
T Monocerotis	5.58	6,62	27.02465	F7Iab-K1Iab + A0V
AX Circini	5,65	6,09	5.273268	F2-G2II + B4
EN Cassiopeiae	5.70	6.18	1.9493	F5Ib-II-F7Ib-II
U Carinae	5.72	7.02	38.7681	F6-G7Iab
V1334 Cygni	5.77	5,96	3.3328	F2Ib
X Cygni	5,85	6,91	16.3863	F7Ib-G8Ib

Nota

^ Turner, David G., Los progenitores de las variables cefeidas clásicas ( PDF ), en Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá , 1996.
^ Polaris (El catálogo de estrellas brillantes) , en alcyone.de . Consultado el 26 de noviembre de 2019 (presentado por 'url original 22 de abril de 2008).
^ VSX = Buscar , en aavso.org , AAVSO .