Variable cefeida clásica

Las cefeidas clásicas son un tipo de estrella variable cefeida . Son estrellas variables jóvenes de población I que exhiben pulsaciones radiales regulares con periodos de una fracción de día ^{[ 1 ] [ 2 ]} a semanas, y amplitudes visuales que van desde unas décimas de magnitud hasta aproximadamente 2 magnitudes. Las cefeidas clásicas también se conocen como cefeidas de población I , cefeidas de tipo I y variables cefeidas delta .

Existe una relación bien definida entre la luminosidad y el período de pulsación de una variable Cefeida clásica , ^{[ 3 ] [ 4 ]} lo que asegura a las Cefeidas como candelas estándar viables para establecer las escalas de distancia galácticas y extragalácticas . ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble (HST) de variables Cefeidas clásicas han permitido restricciones más firmes sobre la ley de Hubble , que describe la tasa de expansión del Universo observable . ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} Las Cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de nuestra galaxia, como la estructura local del brazo espiral y la distancia del Sol al plano galáctico . ^{[ 7 ]}

Se conocen alrededor de 3600 cefeidas clásicas en la galaxia Vía Láctea . ^{[ 11 ]} Se conocen casi diez mil en las Nubes de Magallanes , y se han descubierto cientos en otras galaxias; ^{[ 12 ]} el Telescopio Espacial Hubble ha identificado algunas en NGC 4603 , que está a 100 millones de años luz de distancia. ^{[ 13 ]}

Las variables cefeidas clásicas son entre 4 y 20 veces más masivas que el Sol, ^{[ 14 ]} y entre 1.000 y 50.000 veces más luminosas (más de 200.000 para la inusual V810 Centauri ). ^{[ 15 ]} Espectroscópicamente, son gigantes brillantes o supergigantes de baja luminosidad de clase espectral F6–K2. La temperatura y el tipo espectral varían a medida que pulsan. Sus radios son entre unas decenas y unos cientos de veces el del Sol. Las cefeidas más luminosas son más frías y grandes, y tienen períodos más largos. Junto con los cambios de temperatura, sus radios también cambian durante cada pulsación (por ejemplo, en un ~25% para el período más largo l Car ), lo que resulta en variaciones de brillo de hasta dos magnitudes. Los cambios de brillo son más pronunciados en longitudes de onda más cortas. ^{[ 16 ]}

Las variables cefeidas pueden pulsar en un modo fundamental , el primer sobretono o, raramente, en un modo mixto. Las pulsaciones en un sobretono superior al primero son raras pero interesantes. ^{[ 4 ]} Se cree que la mayoría de las cefeidas clásicas son pulsadoras en modo fundamental, aunque no es fácil distinguir el modo a partir de la forma de la curva de luz. Las estrellas que pulsan en un sobretono son más luminosas y grandes que una pulsadora en modo fundamental con el mismo período. ^{[ 17 ]}

Cuando una estrella de masa intermedia (IMS) se aleja por primera vez de la secuencia principal , cruza rápidamente la franja de inestabilidad mientras la envoltura de hidrógeno aún está ardiendo. Cuando el núcleo de helio se enciende en una IMS, puede ejecutar un bucle azul y cruzar la franja de inestabilidad nuevamente, una vez mientras evoluciona hacia altas temperaturas y otra vez evolucionando de regreso hacia la rama gigante asintótica . Las estrellas más masivas que aproximadamente 8–12 M☉ comienzan a arder helio en el núcleo antes de alcanzar la rama gigante roja y se convierten en supergigantes rojas _, pero aún pueden ejecutar un bucle azul a través de la franja de inestabilidad. La duración e incluso la existencia de bucles azules es sensible a la masa, la metalicidad y la abundancia de helio de la estrella. En algunos casos, las estrellas pueden cruzar la franja de inestabilidad por cuarta y quinta vez cuando comienza la ardor de la envoltura de helio. La tasa de cambio del período de una variable Cefeida, junto con las abundancias químicas detectables en el espectro, se puede utilizar para deducir qué cruce está haciendo una estrella en particular. ^{[ 18 ]} 

Las variables cefeidas clásicas eran estrellas de secuencia principal de tipo B anteriores a aproximadamente B7, posiblemente estrellas O tardías, antes de que se les agotara el hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas más masivas y calientes se convierten en cefeidas más luminosas con períodos más largos, aunque se espera que las estrellas jóvenes dentro de nuestra propia galaxia, con una metalicidad cercana a la solar, generalmente pierdan suficiente masa para cuando alcancen por primera vez la _franja de inestabilidad como para tener períodos de 50 días o menos. Por encima de cierta masa, 20–50 M☉ dependiendo de la metalicidad, las supergigantes rojas evolucionarán de nuevo a supergigantes azules en lugar de ejecutar un bucle azul, pero lo harán como hipergigantes amarillas inestables en lugar de variables cefeidas pulsantes regulares. Las estrellas muy masivas nunca se enfrían lo suficiente como para alcanzar la franja de inestabilidad y no se convierten en cefeidas. Con baja metalicidad, por ejemplo en las Nubes de Magallanes, las estrellas pueden retener más masa y convertirse en cefeidas más luminosas con períodos más largos. ^{[ 15 ]} 

La curva de luz de una Cefeida es típicamente asimétrica, con un rápido ascenso hasta el máximo de luz seguido de un descenso más lento hasta el mínimo (p. ej., Delta Cephei ). Esto se debe a la diferencia de fase entre las variaciones de radio y temperatura y se considera característico de un pulsador de modo fundamental, el tipo más común de Cefeida de tipo I. En algunos casos, la curva de luz suave pseudosinusoidal muestra un "golpe", una breve ralentización del descenso o incluso un pequeño aumento en el brillo, que se cree que se debe a una resonancia entre el fundamental y el segundo sobretono. El golpe se observa con mayor frecuencia en la rama descendente para estrellas con periodos de alrededor de 6 días (p. ej., Eta Aquilae ). A medida que aumenta el periodo, la ubicación del golpe se mueve más cerca del máximo y puede causar un doble máximo, o volverse indistinguible del máximo primario, para estrellas con periodos de alrededor de 10 días (p. ej., Zeta Geminorum ). En periodos más largos, el golpe se puede ver en la rama ascendente de la curva de luz (p. ej. , X Cygni ), ^{[ 20 ]} pero para periodos mayores de 20 días la resonancia desaparece.

Una minoría de cefeidas clásicas muestran curvas de luz sinusoidales casi simétricas. Estas se denominan s-cefeidas, suelen tener amplitudes más bajas y comúnmente períodos cortos. Se cree que la mayoría de ellas son pulsantes de primer sobretono (p. ej., X Sagittarii ) o de sobretono superior, aunque algunas estrellas inusuales que aparentemente pulsan en el modo fundamental también muestran esta forma de curva de luz (p. ej., S Vulpeculae ). Se espera que las estrellas que pulsan en el primer sobretono solo se presenten con períodos cortos en nuestra galaxia, aunque pueden tener períodos algo más largos a menor metalicidad, por ejemplo, en las Nubes de Magallanes. Los pulsantes de sobretono superior y las cefeidas que pulsan en dos sobretonos al mismo tiempo también son más comunes en las Nubes de Magallanes, y generalmente tienen curvas de luz de baja amplitud y algo irregulares. ^{[ 4 ] [ 21 ]}

El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. Sin embargo, el nombre de las cefeidas clásicas proviene de la estrella Delta Cephei , cuya variabilidad fue descubierta por John Goodricke un mes después. ^{[ 22 ]} Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador para la relación período-luminosidad, ya que su distancia se encuentra entre las más precisamente establecidas para una cefeida, gracias en parte a su pertenencia a un cúmulo estelar ^{[ 23 ] [ 24 ]} y a la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble y de Hipparcos . ^{[ 25 ]}

La luminosidad de una Cefeida clásica está directamente relacionada con su período de variación. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. La relación período-luminosidad para las Cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . ^{[ 26 ]} La publicó en 1912 ^{[ 27 ]} con evidencia adicional. Una vez calibrada la relación período-luminosidad, se puede establecer la luminosidad de una Cefeida dada cuyo período se conoce. Su distancia se encuentra entonces a partir de su brillo aparente. La relación período-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung . ^{[ 28 ]} Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. 2007 establecieron una calibración galáctica firme utilizando paralajes precisos del HST para 10 Cefeidas clásicas cercanas. ^{[ 29 ]} Además, en 2008, los astrónomos del ESO estimaron con una precisión del 1% la distancia a la cefeida RS Puppis , utilizando ecos de luz de una nebulosa en la que está incrustada. ^{[ 30 ]} Sin embargo, este último hallazgo ha sido objeto de un intenso debate en la literatura. ^{[ 31 ]}

Las siguientes correlaciones experimentales entre el período P de una cefeida de Población I y su magnitud absoluta media M _v se establecieron a partir de las paralajes trigonométricas del Telescopio Espacial Hubble para 10 cefeidas cercanas:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$^{[ 29 ]}

con P medido en días.

Las siguientes relaciones también pueden utilizarse para calcular la distancia d a las cefeidas clásicas:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(VI)+10.52\,}$^{[ 29 ]}

o

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(VI)+10.48\,}$^{[ 32 ]}

I y V representan las magnitudes medias aparentes en el infrarrojo cercano y en el espectro visible, respectivamente. La distancia d está en pársecs .

Las variables cefeidas clásicas con amplitudes visuales inferiores a 0,5 magnitudes, curvas de luz sinusoidales casi simétricas y periodos cortos, se han definido como un grupo aparte llamado cefeidas de pequeña amplitud. Reciben el acrónimo DCEPS en el GCVS. Los periodos son generalmente inferiores a 7 días, aunque el límite exacto aún se debate. ^{[ 33 ]} El término s-cefeida se utiliza para las cefeidas de pequeña amplitud y periodo corto con curvas de luz sinusoidales que se consideran pulsantes de primer sobretono. Se encuentran cerca del borde rojo de la franja de inestabilidad. Algunos autores utilizan s-cefeida como sinónimo de las estrellas DCEPS de pequeña amplitud, mientras que otros prefieren restringirlo solo a las estrellas de primer sobretono. ^{[ 34 ] [ 35 ]}

Las cefeidas de pequeña amplitud (DCEPS) incluyen Polaris y FF Aquilae , aunque ambas podrían estar pulsando en el modo fundamental. Entre los pulsadores de primer sobretono confirmados se encuentran BG Crucis y BP Circini . ^{[ 36 ] [ 37 ]}

Entre las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias de las cefeidas se encuentran: la naturaleza de la relación período-luminosidad en diversas bandas de paso, el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de dichas relaciones, y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción variable (generalmente desconocida) en las distancias clásicas de las cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. ^{[ 6 ] [ 9 ] [ 15 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

Estas cuestiones sin resolver han dado lugar a valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60  km/s/Mpc y 80  km/s/ Mpc . ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo podrían estar restringidos al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. ^{[ 8 ] [ 10 ]}

Varias cefeidas clásicas presentan variaciones que pueden registrarse mediante observación nocturna a simple vista por un observador entrenado , incluyendo el prototipo Delta Cephei en el extremo norte, Zeta Geminorum y Eta Aquilae, ideales para la observación cerca de los trópicos (cerca de la eclíptica y, por lo tanto, del zodíaco), y Beta Doradus en el extremo sur . El miembro más cercano de esta clase es la Estrella Polar ( Polaris ), cuya distancia es objeto de debate y cuya variabilidad actual es de aproximadamente 0,05 magnitudes. ^{[ 8 ]}

• Variable RR Lyrae
• Pulsación estelar
• Cefeida tipo II

• La escala de distancias cefeidas: una historia, por Nick Allen
• Lista de cefeidas clásicas en el archivo de datos de fotometría y velocidad radial de cefeidas de McMaster. Archivado el 8 de octubre de 2021 en Wayback Machine.
• Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables
• Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables – Cefeidas clásicas