Estrella variable Cefeida para niños
Una estrella cefeida es un tipo de estrella que cambia de tamaño y brillo de forma regular. Imagina que la estrella se hincha y se encoge, como un corazón latiendo. Estos cambios hacen que su luz varíe con un ritmo muy constante.
Lo más importante de las cefeidas es que existe una relación directa entre lo brillantes que son en realidad (su luminosidad) y el tiempo que tardan en completar un ciclo de brillo (su periodo). Gracias a esta relación, los científicos pueden usarlas como "reglas cósmicas" para medir distancias en el universo, tanto dentro de nuestra Vía Láctea como en otras galaxias lejanas.
El nombre "cefeida" viene de la estrella Delta Cephei, que se encuentra en la constelación de Cefeo. Fue la primera estrella de este tipo que se descubrió, en 1784, por John Goodricke. Sin embargo, fue la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt quien las estudió a fondo y descubrió su gran utilidad.
Contenido
¿Cómo se descubrieron las estrellas cefeidas?
El 10 de septiembre de 1784, un astrónomo llamado Edward Pigott notó que la estrella Eta Aquilae cambiaba su brillo. Esta fue la primera cefeida clásica conocida. Poco después, John Goodricke descubrió que Delta Cephei también era una estrella variable. Con el tiempo, se encontraron muchas más estrellas similares, y a todas se les llamó cefeidas.
En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó calcular la distancia a algunas cefeidas usando su movimiento en el cielo. Más tarde, en 1918, Harlow Shapley usó las cefeidas para estimar el tamaño y la forma de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y dónde se encuentra el Sol dentro de ella.
Las cefeidas y el tamaño del universo
Un gran avance ocurrió en 1924, cuando Edwin Hubble usó las cefeidas para medir la distancia a la Galaxia de Andrómeda. Hasta ese momento, no se sabía si Andrómeda era parte de nuestra galaxia o una galaxia separada. El descubrimiento de Hubble demostró que Andrómeda estaba muy lejos y era una galaxia por sí misma. Esto resolvió un gran debate en la astronomía sobre si el universo entero era solo nuestra Vía Láctea o si había muchas otras galaxias.
En 1929, Hubble y Milton L. Humason combinaron las distancias de las cefeidas con las mediciones de velocidad de Vesto Slipher. Así formularon la Ley de Hubble, que nos dice que el universo se está expandiendo. Esto confirmó las ideas del científico Georges Lemaître.
A mediados del siglo XX, los astrónomos se dieron cuenta de que no todas las cefeidas eran iguales. Walter Baade descubrió que había dos tipos principales: las cefeidas clásicas y las cefeidas de tipo II. Las cefeidas clásicas son estrellas más jóvenes y grandes, mientras que las de tipo II son más viejas y menos brillantes. Cada tipo sigue una relación diferente entre su periodo y su brillo. Este descubrimiento fue muy importante porque ayudó a calcular las distancias en el universo de forma más precisa.
La relación entre el periodo y el brillo de las cefeidas clásicas fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908, mientras estudiaba miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes. Publicó sus hallazgos en 1912.
¿Cómo son las estrellas cefeidas?
Las cefeidas cambian su brillo de forma muy regular. Son las estrellas variables que menos irregularidades tienen en el tiempo que tardan en pulsar. Se han encontrado más de 400 cefeidas en nuestra galaxia y unas 1000 en las Nubes de Magallanes, que son dos galaxias cercanas. También se han visto muchas en otras galaxias como Andrómeda.
El brillo de una cefeida puede variar entre 0.35 y 1.5 veces su magnitud, lo que significa que su luz puede aumentar hasta cuatro veces.
Una característica especial de las cefeidas es que el cambio en su brillo es más notorio cuando se observan en luz azul o ultravioleta que en luz roja. Sus periodos de pulsación (el tiempo que tardan en completar un ciclo de brillo) van desde 0.2 hasta 100 días. La mayoría de las cefeidas tienen una curva de luz asimétrica: su brillo aumenta rápidamente hasta el máximo y luego disminuye más lentamente hasta el mínimo.
Además, las cefeidas con periodos más largos suelen mostrar cambios de brillo más grandes.
¿Por qué pulsan las cefeidas?
El brillo de una estrella depende de su temperatura y de su tamaño. En las cefeidas, los cambios de brillo ocurren porque la estrella se contrae y se expande de forma periódica. Imagina que la estrella respira, haciéndose más pequeña y luego más grande alrededor de un tamaño promedio.
Cuando la estrella se contrae, su centro se calienta, lo que aumenta las reacciones nucleares y hace que la estrella brille más. Esta energía extra detiene la contracción y hace que las capas externas de la estrella se expandan. Después de expandirse, la estrella se enfría y su brillo disminuye. Cuando alcanza una temperatura mínima, la expansión se detiene y la estrella vuelve a contraerse, repitiendo el ciclo. Así, el brillo de una cefeida es máximo cuando su tamaño es mínimo, y viceversa.
Las cefeidas como medidores de distancia
Existe una relación muy importante llamada "dependencia periodo-luminosidad". Esta relación conecta el brillo real de una cefeida (su magnitud absoluta) con el tiempo que tarda en pulsar (su periodo). Cuanto más largo es el periodo de una cefeida, más brillante es en realidad.
Esta relación es crucial porque permite a los astrónomos calcular el brillo real de una cefeida con solo medir su periodo. Una vez que se conoce su brillo real, se puede comparar con su brillo aparente (cómo la vemos desde la Tierra) para calcular la distancia a la estrella. Por eso, las cefeidas son herramientas muy valiosas para medir distancias en el universo, especialmente a otras galaxias.
Por ejemplo, si los científicos encuentran una cefeida en una galaxia lejana y miden su periodo de pulsación, pueden saber inmediatamente a qué distancia está esa galaxia. El descubrimiento de esta utilidad se debe a las observaciones de Henrietta Swan Leavitt.
Tipos de cefeidas
Las cefeidas se dividen en dos grupos principales:
Cefeidas clásicas
Son estrellas muy jóvenes, de unos 100 millones de años, y se encuentran principalmente en los brazos espirales de nuestra galaxia. Son estrellas muy grandes y brillantes, llamadas supergigantes. Pueden ser entre 500 y 30,000 veces más brillantes que nuestro Sol, aunque su temperatura superficial es solo un poco más alta (unos 10,000 K). Su tamaño es mucho mayor que el del Sol.
Cefeidas de tipo W Virginis
Estas estrellas son más viejas y se encuentran en el centro y en el halo de nuestra galaxia, especialmente dentro de los cúmulos globulares. Las cefeidas de tipo W Virginis tienen periodos de pulsación más cortos que las cefeidas clásicas, generalmente menos de 18 días. Además, son menos brillantes que las cefeidas clásicas. Existe un subtipo llamado cefeidas de tipo BL Herculis, con periodos aún más cortos, de menos de 10 días.
Cefeidas clásicas más brillantes
Aquí tienes una tabla con algunas de las cefeidas clásicas más brillantes que podemos ver desde la Tierra:
| Nombre | Magnitud máxima | Magnitud mínima | Período (días) | Tipo 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 |
| U 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 |
Puedes encontrar más información en el Catálogo de estrellas variables Cefeidas: Variable Stars catalog website
Galería de imágenes
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RS Puppis, una de las más brillantes estrellas Cefeidas variables de la Vía Láctea
(Hubble Space Telescope)
Véase también
En inglés: Cepheid variable Facts for Kids
