Las Cefeidas son estrellas de gran tamaño que pueden ser vistas a grandes distancias, son en verdad muy atractivas porque tienen la capacidad de cambiar su intensidad de luminosidad en períodos de tiempo cíclicos. Si quieres conocer más sobre estas estrellas, te invitamos a realizar la lectura de este artículo.
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¿Qué son las Cefeidas?
Para hablar de las Cefeidas debemos necesariamente indicar lo que son las estrellas, estas corresponden a cuerpos de plasma que tienen la capacidad de mantener sus partículas juntas gracias a su propia energía de gravedad.
Consideramos igualmente importante explicar lo que es plasma, para conocer el comportamiento de las estrellas; cuando hablamos de que las estrellas son de plasma, nos referimos a uno de los estados de agregación de la materia, que tiene cualidades particulares que no se presentan en los líquidos, sólidos, ni en los gases.
El plasma es un estado de la materia similar al gaseoso, con la particularidad de que una parte de sus partículas están ionizadas, es decir cargadas eléctricamente, lo que hace las convierte en buenos conductores eléctricos, por lo que estas reaccionan a las interacciones electromagnéticas de largo alcance.
Con estas informaciones, podemos entonces definir lo que son las Cefeidas; son estrellas, pero de un tipo especial, ya que tienen la capacidad de cambiar su luminosidad de manera cíclica. Las Cefeidas varían su luminosidad en tiempos comprendidos entre 1 y 150 días. También son llamadas estrellas variables.
La estructura física de las Cefeidas es igual a la estructura de las estrellas gigantes, se estima que son aproximadamente diez veces más grandes que el tamaño del Sol. Estas estrellas se encuentran en nuestro sistema solar, pero también en otras galaxias.
Las Cefeidas son de suma importancia para la astronomía, ya que gracias a sus pulsos de luz, se pueden determinar las distancias en las que se encuentran y de manera referencial utilizarlas también para determinar las distancias de otros objetos.
Adicionalmente, tienen diferencias en las intensidades de su luminosidad ya que tienen una luminosidad intrínseca o absoluta y una luminosidad cíclica que varía en un período de tiempo, por lo tanto mientras más largo es el ciclo, la estrella será en consecuencia más luminosa.
Esta característica es la que permite a los astrónomos determinar las distancias, porque al calcular la magnitud aparente de una Cefeida y conociendo la luminosidad absoluta, tienen la posibilidad de estimar los espacios, por eso es que el descubrimiento de las Cefeidas ha sido de tanta utilidad para la astronomía.
Características de las estrellas Cefeidas
Las características de la estrellas Cefeidas son muy particulares, tanto es así que pueden ser clasificadas en grupos diferentes dependiendo de ellas, pero esto lo hablaremos más adelante. En principio podemos comenzar mencionando que la estrellas Cefeidas son de gran tamaño, generalmente tienen un color amarillo, sin embargo, debido a que cambian de intensidad y luminosidad pueden observarse diferentes tonalidades, motivados a los cambios de la longitud de onda cuando nosotros percibimos u observamos las variaciones.
Las Cefeidas se caracterizan por tener diferentes edades, unas pueden ser menores de 100 millones de años y son consideradas jóvenes, mientras que otras pueden tener edades muy superiores, por lo que son llamadas antiguas o Cefeidas viejas.
Otra de las características importantes, se refiere a los períodos de pulsaciones y los tiempos invertidos entre los picos de máxima luminosidad y los de baja luminosidad, los cuales se muestran variables entre las estrellas de este tipo. Por otro lado, algunas estrellas tienen grandes concentraciones de metales.
Las Cefeidas se caracterizan por presentar una distribución típica en nuestra galaxia, esta es una característica que ha permitido incluso realizar mapas, ya que dependiendo de algunas de sus cualidades se ubican en los brazos espirales, en el halo, en el núcleo o en los cúmulos de las galaxias.
Clasificación
En referencia a la clasificación de las estrellas Cefeidas, como indicamos con anterioridad, se fundamenta en las diferentes características que presentan, por las cuales fueron separadas en grupos. El primer grupo está constituido por las llamadas Cefeidas típicas, identificadas con el nombre de Delta Cephei y conforman la población I. El segundo grupo está conformado por las Cefeidas de tipo W Virginis y conforman la población II.
Ahora vamos a reconocer cuáles son las características que deben tener las estrellas Cefeidas, para ser clasificadas en uno de los grupos. Empezaremos por establecer que las estrellas de la población I se caracterizan por ser objetos celestes relativamente jóvenes.
En la astronomía, es usual generar gráficos para explicar de manera visual lo que los astrónomos logran determinar e identificar a través de cálculos y observaciones utilizando los telescopios, así como las interpretaciones fotográficas que les permiten dilucidar lo que sucede y conocer más sobre el universo, así que realizaremos todo lo necesario por llevarles de la manera más clara la información técnica sobre las Cefeidas.
Las Cefeidas Delta Cephei son consideradas como el tipo más importante, son gigantes y de color amarillo, capaces de tener pulsaciones que suelen abarcar períodos muy regulares, se ha estimado una regularidad que se ubica en días o semanas. Reciben su nombre de la primera Cefeida que fue visualizada.
Estas Cefeidas se ubican preferiblemente en los brazos espirales de nuestra galaxia, así como también en los cúmulos abiertos. Los brazos espirales son formaciones presentes en las galaxias que permiten colectar estrellas, polvo y gases hacia el interior de la misma, mientras que los cúmulos son grupos de estrellas que se han formado de una misma nube molecular y por lo general son asimétricos.
Son estrellas de gran tamaño, que pueden oscilar de 3 hasta 30 veces el tamaño del Sol, por lo que su luminosidad también es superior a la de este importante astro entre 500 y 30 mil veces, en consecuencia su temperatura es de aproximadamente 10.000 °K. Las llaman estrellas jóvenes porque se estima que solo tienen 100 millones de años. Otra característica que se ha logrado determinar, es que las estrellas de tipo I son muy ricas en metales.
Por su parte, las estrellas Cefeidas de la población II se caracterizan por presentar un espectro de emisión de calcio ionizado, son estrellas muchos más antiguas que los miembros de la población I y se encuentran ubicadas preferiblemente en el núcleo y también en los halos de nuestra galaxia. Estas estrellas también se caracterizan por presentar períodos de pulsaciones mucho más breves, por lo que son menos luminosas que las Cefeidas de la población I.
Dentro del Grupo W Virginis hay una sub-clasificación en donde se encuentran las estrellas BL Heculis, las cuales se caracterizan por tener períodos de pulsación menores de 8 días. El otro sub-grupo lo conforman las RV Tauri que se caracterizan por presentar períodos de pulsación entre 20 y 150 días. Algunos astrónomos incluyen en este grupo de las W Virginis a las conocidas como Cefeidas enanas, como su nombre lo insinúa, son menos luminosas que las anteriores.
Como podemos observar, las estrellas Cefeidas se encuentran ubicadas en zonas específicas de la galaxia dependiendo de sus características, los astrónomos utilizan para ello el gráfico conocido como HR, y de esta manera definen las zonas en las que se encuentran, con la finalidad de realizar análisis comparativos entre cada uno de los grupos de estrellas.
Los gráficos HR proveen una imagen sobre la dispersión de estrellas, en la cual se indica la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las Cefeidas en comparación con sus temperaturas efectivas, o en un lenguaje más técnico, sus clasificaciones espectrales. Esta gráfica o diagrama fue desarrollado por Hertzsprung-Russell, un químico danés, quien la creó hace más de un siglo.
En esta gráfica es posible apreciar que las Cefeidas clásicas o de población I, muestran un aumento de brillo mucho más rápido que los descensos de esos máximos puntiagudos, así se calcula un tiempo aproximado de un 25% del ciclo de variación en aumentar su brillo y el tiempo restante, es decir el 75%, lo invierten bajando su brillo. Por su parte las Cefeidas W Virginis muestran curvas más simétricas que las de tipo I, es decir, así como ganan su brillo máximo, el tiempo que invierten en bajarlo es más o menos el mismo.
Mecanismos de pulsación
A continuación vamos a explicar cómo es que las estrellas Cefeidas son capaces de variar su intensidad lumínica, seremos cuidadosos al momento de vernos obligados a utilizar un lenguaje muy técnico, de modo que podamos realizar la justificación necesaria para que pueda ser entendido, recordemos que estamos inmersos en el mundo de la física, la química y la matemática, comencemos entonces.
La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial, así como de las dimensiones de la superficie que está emitiendo el brillo. Cuando su temperatura varía, se producen las variaciones de luminosidad que podemos observar.
Estos cambios de temperatura pueden suceder de forma periódica y pueden ocurrir como una consecuencia de los procesos de contracción y expansión que se producen en las Cefeidas. El período de pulsación es proporcional al valor medio del radio de la estrella, es por ello que depende de la dimensión de la misma.
Entonces, cuando la estrella se contrae se va a generar un incremento de la temperatura del cuerpo celeste, esto se va a producir en la zona central de la estrella, donde irremediablemente se van a generar una serie de reacciones nucleares, que producirán el incremento de la luminosidad en ella.
Inmediatamente después, esos niveles de energía que han sido liberados van a provocar que la estrella deje de contraerse, por lo que comenzará entonces a expandirse o a relajarse, por lo que se dilatarán las capas externas de la misma. La estrella comienza a enfriarse y en consecuencia comienza a disminuir su luminosidad.
Cuando alcanza de nuevo una temperatura mínima, se detiene el proceso de dilatación y el tamaño o radio de la estrella alcanza de nuevo una posición de equilibro. Como podemos ver, la intensidad de luz de las estrellas Cefeidas es inversamente proporcional a su tamaño, es decir, cuando más ilumina presentará un radio más pequeño, mientras que cuando su luminosidad es baja presentará su mayor dimensión o radio.
¿Pero cuál es la razón de este comportamiento?, ¿Por qué las Cefeidas se contraen y se expanden? Esta explicación fue propuesta por un astrofísico británico llamado Arthur Stanley Eddington, en el año 1926. Como señalamos anteriormente, las estrellas se caracterizan por su tamaño, su temperatura, su luminosidad, por sus rayos y su masa.
Una estrella, en la manera más general de explicar, es una bola de gas que emite luz; imaginen entonces una cantidad de átomos interactuando entre ellos, generando calor, subiendo la temperatura y quemando hidrógeno. Mientras interactúan, se emiten fotones y precisamente son esos fotones los que nosotros vemos.
Como en todo sistema debe haber un equilibrio, en este caso de las estrellas intervienen dos fuerzas opuestas que permiten ese equilibrio: una presión intrínseca que impulsa la expansión de la estrella y la fuerza de gravedad que la obliga a contraerse.
Ahora bien, por favor no pierdan su atención ya que la información que viene a continuación es determinante para comprender lo que sucede en una Cefeida. La estrella está perdiendo energía de manera constante, porque está enviando grandes cantidades de calor hacia el espacio frío, pero esa energía emitida va siendo compensada por la energía que se produce en el interior de la estrella, que también de manera constante está quemando hidrógeno y transformándolo en helio.
Cuando se agota el hidrógeno en el interior de la estrella, comienza entonces a quemar hidrógeno en sus capas intermedias, esto produce una baja de presión y la estrella se hincha, se convierte en una gigante roja y luego comenzará a quemar su interior lleno de helio y en ese momento es cuando comienza a “parpadear”.
Ahora bien, una Cefeida del tipo I, aún cuando es considerada una estrella joven, ya es una gigante roja que consume gran cantidad de hidrógeno y su energía de luz es generada por las reacciones de fusión nuclear del helio que se encuentra en su interior y se está convirtiendo en carbono.
Eso es lo que pasa normalmente en las reacciones, cuando se comprime un gas, se eleva la temperatura y cuando se expande, la temperatura disminuye. En la estrella, el hidrógeno o el helio están obligados a cambiar su estado de ionización, es decir, a entregar o recibir electrones y regresar a su estado inicial cuando se enfrían y esto es lo que ocurre en las estrellas Cefeidas.
¿Las Cefeidas son indicadores de distancia?
Como ya hemos explicado, las pulsaciones de las Cefeidas son contracciones y expansiones de las diferentes capas de la estrella. El interior de la estrella no pulsa, solo lo hacen las capas intermedias y externas.
El proceso de ionización de hidrógeno y helio se produce en las capas internas y se propaga a las otras capas, mientras más caliente es el gas, menos luz absorbe y se hace más brillante, mientras que cuando el gas es más frío, más luz absorbe y se vuelve menos brillante la estrella.
Este fenómeno se conoce como la “válvula de Eddington” y esta característica de las estrellas Cefeidas les permite a los astrónomos utilizarlas como indicadores de distancia, ya que pueden realizar cálculos por aproximaciones sucesivas y determinar espacios a gran escala, con la finalidad de ubicar los objetos en la galaxia.
El brillo de las Cefeidas varía de 0,1 a 2 magnitudes de acuerdo con el período de pulsación, lo que genera una enorme correlación entre este factor, el brillo y la distancia, por lo que al determinar el período de pulsación de una Cefeida, se puede deducir su luminosidad y por lo tanto, su distancia.
Es posible que suene muy difícil si decimos que para ello, los astrónomos utilizan la Ley inversa del cuadrado de la distancia, pero ya veremos que no es tan complicado, vamos a utilizar un ejemplo sencillo y podremos comprender cómo lo hacen.
Si tiene un bombillo encendido colocado a una distancia X y usted se aleja el doble de esa distancia, el brillo del bombillo disminuirá 4 veces, si nos alejamos el triple de la distancia, el brillo del bombillo disminuirá 9 veces.
Esta es una de las herramientas que utilizan los astrónomos, pero a ello le deben agregar una serie de parámetros que no pueden obviarse y allí es cuando lo fácil se pone difícil. Se deben tomar en cuenta características similares de las estrellas,como la evolución temporal, porque debemos recordar que estamos observando objetos que se encuentran en un pasado temporal con respecto al nuestro.
Además nunca pueden olvidar los factores de corrección debido a la presencia de polvo y otros elementos que pueden encontrarse en el trayecto de la observación, lo que es llamado el factor de extinción. Con todos estos parámetros tomados en cuenta se realizan las estimaciones de las distancias de los objetos en las galaxias, utilizando la luminosidad de las estrellas Cefeidas. Es definitivamente un trabajo de astrónomos y reconocemos su alto grado de dedicación y tiempo invertido a la compresión del universo.
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