Introducción - Estrellas Ceféidas

Las estrellas variables son estrellas que cambian de brillo a lo largo del tiempo. Algunas lo hacen apenas variando su brillo unas escasas fracciones de magnitud u otras lo hacen cambiando varias magnitudes. En lo que al tiempo respecta, algunas varían con intervalos de horas y otras llegan a variar a lo largo de años. Se les denomina estrellas pulsantes aquellas que tienen cambios de brillo debido a circunstancias internas conociéndolas como intrínsecas.

Las DCEP  son las ceféidas clásicas,  estrellas pulsantes que varían su brillo entre 1 y 135 días, con rangos de variación de 0.4 a 2.3 magnitudes. Las ceféidas llevan su nombre en honor a d Cefeo , la primer estrella de este tipo descubierta en el cielo. Fue Jhon Goodricke el 19 de octubre de 1784 quien se percató que la estrella tenía un brillo cercano a la tercera magnitud. Durante un año, junto a Pigott, un amigo, recopilaron la serie de datos que le permitieron descubrir el período de la misma. Pigott a su vez también descubrió una estrella similar en la constelación del águila. Las ceféidas nos están mostrando una etapa muy especial de la vida de las estrellas. Provienen de estrellas de clase espectral B, de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung – Russell conocidas dentro del grupo de la gigantes azules. Al evolucionar,  estas estrellas pasan a la rama de las supergigantes rojas atravesando estadios de variabilidad donde la estrella aumenta y disminuye de tamaño, de temperatura y de brillo, como también cambian de color. Suelen estar presentes en las coronas de los cúmulos galácticos y en las asociaciones OB de estrellas.

La relación Período – Luminosidad

Entre 1912 y 1913 se descubrió  esta relación por parte de la astrónoma Henrietta S. Leavitt y Ejnar Hertzsprung que consiste en una herramienta fundamental para estimar distancias en el Universo. Leavitt tomó medidas fotométricas desde el observatorio peruano de Arequipa de las estrellas ceféidas de las Nubes de Magallanes , dos galaxias irregulares, vecinas a nuestra galaxia: la Vía Láctea . Ambas galaxias aparecen como dos manchas blanquecinas y nubosas en el casquete polar sur. Ambas son visibles, desde zonas carentes de luz artificial contaminante , muy fácilmente a simple vista. Cuando la astrónoma ordenó por sus períodos a las estrellas ceféidas de la nube menor, notó que quedaban ordenadas por su magnitud aparente.  Inmediatamente se percató que por ser estrellas cercanas entre sí, dicho brillo se podía asumir como brillo intrínseco. Por lo tanto a mayor período mayor luminosidad. Más tarde al medir las distancias a varias ceféidas se pudo calibrar la relación para los  dos tipos de ceféidas más conocidos: las RR Lyrae (ceféidas de corto período) y las δ Cefeo (ceféidas de largo período o clásicas).  Para calibrar  las distancias se tiene que tener en cuenta el enrojecimiento de las estrellas. Este fenómeno se debe a la absorción del medio interestelar que varía en función de la dirección del cielo  en la que estamos trabajando. Cerca de la región de la Vía Láctea, por la presencia de polvo suele ser mucho mayor  que en zonas alejadas de la misma. En este punto ya podemos percibir la importancia de estas estrellas consideradas como faros cósmicos” para calcular distancias. Hallar el período de una ceféida, es la llave para hallar su luminosidad o magnitud absoluta  y por ende su distancia.

M = m + 5 - 5*Log (d) - Av

 Log (d) = 1 + 0,2*(m – M) + Av

d = distancia en pc

Un subgrupo interesante que podemos observar son las DCEP y las SXPHE . Se conocen desde 1930  y hoy se las clasifica como ceféidas de período ultracorto (Ultra Short Period Cepheids). Como vemos en la tabla anterior ambos grupos difieren en la población siendo el de las DCEP estrellas pertenecientes al disco galáctico con alta metalicidad. Son de los tipos espectrales A y F con temperaturas entre los 7000 y los 8500 K  y luminosidades entre 5 y 80 veces la luminosidad solar. Sus masas van entre 1.5 y 2.5 masas solares. Las SXPHE, por su parte pertenecen a la población II siendo del halo galáctico, y de los cúmulos globulares. Poseen baja metalicidad y son bastante jóvenes dentro de esa población. Poseen períodos entre los 0.035 días y 0.075  según su menor o mayor metalicidad. Tienen amplitudes entre 0.05 y 0.8 magnitudes. Poseen mayor amplitud en función directa a sus períodos. Estudios realizados por varios astrónomos han ajustado una relación período - luminosidad específica para estas estrellas. La misma será utilizada en la determinación del período o sea en la práctica que recomendamos realizar, a en esta sección.