Estrella variable Cefeida

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Una variable Cefeida ye una estrella que pulsia radialmente, variando tantu en temperatura como diámetru pa producir cambeos de rellumu con un periodu y amplitú estables bien regulares.

Una relación directa fuerte ente la so lluminosidá y periodu pulsiar[1][2] aseguren pa les Cefeidas el so estáu como importantes indicadores de distancia pa establecer escales de distancia galáctiques y extragalácticas.[3][4][5][6]

El términu Cefeida aniciar de Delta Cephei na constelación Cepheus, la primer estrella d'esti tipu identificada, por John Goodricke en 1784.

Característiques[editar | editar la fonte]

Les cefeidas presenten modulaciones periódiques de lluminosidá desaxeradamente regulares y, de les variables pulsantes, son les que presenten menores irregularidaes na duración del períodu de pulsación. Anguaño, reparáronse más de 400 cefeidas en nuesa galaxa, en cúmulos globulares como M3, M13 (trés) o M92 (namái una), y otres 1.000 identificáronse nes Nubes de Magallanes, dos galaxia bien próximes a la nuesa. Amás, reparáronse un númberu significativu de cefeidas n'otres galaxes próximes (por casu Andrómeda o M31, M101, etc).

Les modulaciones de lluminosidá que presenta mientres tol ciclu suelen tar entendíes ente un mínimu de 0,35 y un máximu de 1,5 magnitúes, lo que correspuende a una medría de cuatro veces el fluxu de lluz.

Una de les característiques principales que dexa estremales d'otres estrelles variables ye que l'amplitú de la [curva de lluz] varia según la banda del espectru visual na que se repara. N'especial, les modulaciones apaecen más acusaes en llargores d'onda inferiores, típicamente n'azul y nel ultravioleta más que nel colloráu. Polo que respecta a los períodos de les cefeidas, tán entendíos ente 0,2 y 100 díes, anque los valores tán distribuyíos de distinta manera na nuesa galaxa que nes Nubes de Magallanes. Na mayoría de los casos, les curves de lluz de les cefeidas caracterizar por un perfil más bien asímétrico, con un rápidu ascensu escontra la lluminosidá máxima y un descensu más lentu escontra la mínima.

La comparanza ente les curves de lluz de diverses varíables cefeidas paez demostrar la esistencia d'una correlación sistemática ente l'amplitú mesma de la curva de lluz y el valor del períodu de pulsación. Per otra parte, les cefeidas con un períodu más llargu son tamién les que, genéricamente amuesen variaciones de magnitú más sensibles.

Mecanismos de pulsación[editar | editar la fonte]

La lluminosidá d'una estrella depende, de la so temperatura superficial, y de les dimensiones de la superficie emisora. Les variaciones periódiques de la so temperatura, pueden producir les modulaciones de lluminosidá reparaes. Nel casu de les cefeidas, les variaciones de temperatura pueden tener llugar por cuenta de una serie de contracciones y espansiones radiales de la mesma estrella en redol a un valor mediu del radiu. El períodu de pulsación d'una cefeida sería proporcional al valor mediu del radiu que, de la mesma, depende intrínsecamente de les característiques de la mesma estrella. Según esti modelu, la contracción de la estrella produz un aumentu de temperatura nes rexones centrales y, poro, del númberu de reacciones nucleares, lo cual, de la mesma, provoca un aumentu global de la lluminosidá. Depués, l'aumentu d'enerxía lliberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de les capes más esternes. Dempués de la espansión, la estrella esfrezse, col consiguiente amenorgamientu de la so lluminosidá. Algamada cierta temperatura mínimo, la espansión detiense y el radiu de la estrella afaise en redol a una posición d'equilibriu. Asina, pos, la lluminosidá d'una variable cefeida ye inversamente proporcional a les sos dimensiones, lo que significa que ye máxima cuando'l radiu ye mínimu, y viceversa.

Cefeidas como indicadores de distancia[editar | editar la fonte]

Esiste una relación, llamada ley período-lluminosidá, que venceya directamente la magnitú absoluta d'una estrella cefeida, calculada nel máximu de la so curva, col valor del so períodu de pulsación. L'aumentu de la lluminosidá de les cefeidas en función del períodu, tomáu de la relación período-luminosidad, ye compatible cola teoría de la pulsación estelar según la cual la lluminosidá depende del radiu y, de la mesma, esti postreru ye proporcional al períodu. La consecuencia más importante de la relación período-luminosidad ye qu'apurre un métodu razonablemente seguro pa evaluar la magnitú absoluta d'una cefeida. Una vegada conocida ésta, ye posible conocer la distancia calculando la diferencia al respective de la magnitú aparente (módulu de distancia). Por esti motivu, les cefeidas tienen tamién l'importante papel d'indicadores de distancia. Como tales, la so importancia en astronomía pa la midida de les distancies extragalácticas ye enorme. Por casu, identificar una cefeida nuna galaxa distante y midir el so períodu de pulsación dexa conocer darréu la so distancia, y colla, la de la galaxa mesma. El descubrimientu de la utilidá de les cefeidas como indicadores de distancia deber a les observaciones de Henrietta Swan Leavitt trabayando como voluntaria nel equipu del Observatoriu del Harvard College, anque los sos superiores, Edward Pickering y Edwin Hubble, lleváronse primeramente tol méritu.

Clasificación de les Cefeidas[editar | editar la fonte]

Les cefeidas pueden estremase en dos subclases. A la primera pertenecen les llamaes cefeidas clásiques: son estrelles de población I, esto ye, estrelles bien nueves, con una edá de 100 millones d'años aprosimao, alcontraes con preferencia nos brazos espirales de la nuesa galaxa. Les cefeidas clásiques son supergigantes, con una masa equivalente a delles mases solares, y, son de 500 a 30.000 vegaes más brilloses que nuesu Sol, a pesar de que la so temperatura superficial ye pocu más elevada (10.000 K). El so tamañu ye considerablemente mayor.

La segunda clase ye la de les cefeidas de tipu W Virginis, asina llamaes pol nome d'estrellar prototipu (W Virginis). Tratar d'estrelles más vieyes y que, por tanto, pertenecen a la población II. A diferencia de la cefeidas, atopar nel núcleu y nel halo de la nuesa galaxa, especialmente nel interior de los cúmulos globulares. Les W Virginis tienen tamién períodos de pulsación más curtios al respective de les cefeidas clásiques, xeneralmente inferiores a 18 díes, y, intrínsecamente, son menos lluminoses: aprosimao un par de magnitúes menos. Esiste un subtipo: el de les cefeidas de tipu BL Herculis, que los sos períodos de pulsación son menores de 10 díes (exemplos: V1, V2 y V6 nel cúmulu globular M13 o V7 en M92).

Cefeidas clásiques más brilloses[editar | editar la fonte]

Na siguiente tabla recuéyense les cefeidas clásiques más brilloses ordenaes d'alcuerdu a la so magnitú aparente máxima.

Nome Magnitú máxima Magnitú mínima Períodu (díes) Tipu espectral
β Doradus 3,46 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 Geminorum 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
S Sagittae 5,24 6,04 8,382086 F6Ib-G5Ib
Y Sagittarii 5,25 6,24 5,77335 F5-G0Ib-II
T Vulpeculae 5,41 6,09 4,435462 F5Ib-G0Ib
T Monocerotis 5,58 6,62 27,02465 F7Iab-K1Iab+A0V
AX Circini 5,65 6,09 5,273268 F2-G2II+B4
O Carinae 5,72 7,02 38,7681 F6-G7Iab
X Cygni 5,85 6,91 16,38633 F7Ib-G8Ib
S Muscae 5,89 6,49 9,66007 F6Ib-G0

Fonte: Cepheids of the δ-Cephei-type (Alcyone)

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 49:  pp. 223. 1999. Bibcode1999AcA....49..223O. 
  2. «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58:  pp. 163. 2008. Bibcode2008AcA....58..163S. 
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  6. «The Hubble Constant». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48:  pp. 673. 2010. doi:10.1146/annurev-astru-082708-101829. Bibcode2010ARA&A..48..673F. 


Estrella variable Cefeida