Cefeidas: definición, tipos y su papel como velas estándar
Descubre qué son las cefeidas, sus tipos (clásicas, tipo II, anómalas, enanas) y cómo funcionan como velas estándar para medir distancias cósmicas.
Las cefeidas son un tipo de estrellas variables muy luminosas. Existe una fuerte relación directa entre la luminosidad de una Cefeida y el periodo depulsación. Esto hace que las Cefeidas sean importantes velas estándar para las escalas de distancia galáctica y extragaláctica.
Las variables cefeidas se dividen en varias subclases que presentan masas, edades e historias evolutivas claramente diferentes:
- Cefeidas clásicas
- Cefeidas de tipo II
- Cefeidas anómalas
- Cefeidas enanas
La primera cefeida conocida fue Delta Cephei en la constelación de Cefeo, encontrada por John Goodricke en 1784. Delta Cephei es de gran importancia porque su distancia es extremadamente conocida, gracias en parte a que se encuentra en un cúmulo de estrellas, y a las paralajes precisas del Telescopio Espacial Hubble/Hipparcos.
Mecanismo de pulsación
Las cefeidas pulsantes cambian su brillo debido a oscilaciones radiales del propio cuerpo estelar: la estrella se contrae y expande de forma periódica. El motor de estas pulsaciones es el llamado mecanismo κ (kappa), ligado a las zonas de ionización parcial del helio en la envoltura estelar. Cuando la capa parcialmente ionizada atrapa energía durante la compresión, actúa como una válvula térmica que provoca la expansión, y luego la energía se libera permitiendo la contracción, repitiéndose el ciclo con un periodo determinado por la estructura interna de la estrella.
Origen de la relación periodo–luminosidad
La relación periodo–luminosidad (conocida también como ley de Leavitt) fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt a principios del siglo XX. Observó que las cefeidas en la Nube de Magallanes presentaban una correlación clara entre el periodo de pulsación y la magnitud media: cepheids con periodos más largos son intrínsecamente más luminosas. Esa relación se expresa mejor en bandas del infrarrojo, donde la extinción por polvo es menor. La calibración moderna de la ley de Leavitt se apoya en mediciones directas de paralaje (Hipparcos, Hubble, Gaia) y en el uso de cúmulos estelares y la Nube de Magallanes como anclas.
Tipos de cefeidas (descripción ampliada)
Más allá de la clasificación listada arriba, conviene explicar brevemente las características de cada tipo:
- Cefeidas clásicas (Tipo I): Son estrellas jóvenes (10–300 millones de años), de masas intermedias a altas (aprox. 3–12 M☉), ricas en metales (Población I) y con periodos típicos entre ~1 y ~100 días. Sus curvas de luz son asimétricas, con ascensos rápidos y descensos más lentos en brillo. Son las más utilizadas como velas estándar a gran distancia.
- Cefeidas de tipo II: Estrellas más viejas y de menor masa (Población II), con metalicidades bajas. Se subdividen usualmente en clases como BL Her (periodos cortos), W Vir (intermedios) y RV Tauri (largos), aunque la nomenclatura puede variar. Para un mismo periodo son menos luminosas que las cefeidas clásicas, por lo que deben tratarse separadamente al estimar distancias.
- Cefeidas anómalas: Se encuentran principalmente en galaxias enanas y cúmulos; son más luminosas que las cefeidas de tipo II pero menos masivas que las clásicas. Su origen puede estar ligado a fusiones o transferencia de masa en sistemas binarios y su calibración como velas estándar es más compleja debido a su diversidad.
- Cefeidas enanas: Término que a veces agrupa variables de periodo muy corto y baja luminosidad (análogo a las delta Scuti o SX Phoenicis en poblaciones antiguas). Su utilidad como indicadores de distancia es limitada a escalas pequeñas (estrellas dentro de la Vía Láctea o cúmulos) debido a su baja luminosidad.
Papel como velas estándar y limitaciones
Las cefeidas son fundamentales para la escalera de distancias cósmica porque permiten medir distancias directas a galaxias cercanas: conociendo la relación periodo–luminosidad se obtiene la luminosidad intrínseca a partir del periodo, y comparándola con la magnitud aparente se infiere la distancia. Pasos claves donde entran las cefeidas:
- Calibración de la relación PL usando paralajes geométricos (Hipparcos, HST, Gaia) o cúmulos y la Nube de Magallanes.
- Determinación de distancias a galaxias cercanas que alojan cefeidas, y con ello calibración de otras velas más luminosas como las supernovas Ia.
- Escalada hasta medir la constante de Hubble (H0) en combinación con supernovas y otros indicadores.
No obstante, su uso tiene limitaciones y fuentes de error sistemático: la metalicidad afecta la calibración PL, la extinción interstelar (polvo) atenúa la luz, el efecto de mezcla o "blending" en imágenes poco resueltas puede aumentar la luminosidad aparente, y las diferencias entre subtipos requieren calibraciones independientes. Por ello se usan observaciones en el infrarrojo y funciones de Wesenheit (que combinan magnitudes y colores para corregir extinción) para minimizar efectos.
Métodos auxiliares y mediciones
Para caracterizar cefeidas se emplean:
- Curvas de luz fotométricas de alta calidad (para determinar periodo, amplitud y forma de la curva).
- Espectros y velocidades radiales (útiles para métodos tipo Baade–Wesselink, que combinan cambios en radio y brillo para medir radios y distancias).
- Análisis de cambios de periodo a lo largo de décadas, que aportan información sobre la evolución estelar interna.
Ejemplo: Delta Cephei
La cefeida prototípica Delta Cephei tiene un periodo de pulsación de aproximadamente 5,37 días y ha sido objeto de estudios detallados durante más de un siglo. Su posición en un cúmulo estelar y las mediciones de paralaje realizadas por Hipparcos y el Telescopio Espacial Hubble la convierten en un ancla crucial para calibrar la relación periodo–luminosidad. Medidas posteriores de Gaia han mejorado aún más la precisión de su distancia, lo que repercute directamente en la calibración de la escala de distancias extragaláctica.
Perspectivas futuras
Los grandes avances actuales (especialmente los datos de Gaia, observaciones en infrarrojo con telescopios como el James Webb, y campañas de seguimiento de alta resolución) están reduciendo las incertidumbres en la calibración de las cefeidas. A medida que se controlen mejor los efectos de metalicidad, extinción y mezclado, la precisión de las distancias basadas en cefeidas seguirá mejorando, con impacto directo en la determinación de la tasa de expansión del universo y en estudios de formación estelar y evolución galáctica.
Clases
Cefeidas clásicas
Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas de tipo I o variables Delta Cephei) pulsan con períodos muy regulares del orden de días a meses. Las cefeidas clásicas son estrellas variables jóvenes de la población I que son de 4 a 20 veces más masivas que el Sol y hasta 100.000 veces más luminosas. Las cefeidas son supergigantes amarillas de clase espectral F6 - K2. Cuando pulsan, sus radios cambian en un ~25%. En el caso de la I Carinae, de período más largo, esto significa millones de kilómetros para un ciclo de pulsación.
Cefeidas de tipo II
Las cefeidas de tipo II (también denominadas cefeidas de población II) son estrellas variables de población II que pulsan con periodos de entre 1 y 50 días. Las cefeidas de tipo II son objetos típicamente pobres en metales, viejos (~10 giga años) y de baja masa (~la mitad de la masa del Sol). Las cefeidas de tipo II se dividen en varios subgrupos según su periodo.
Las cefeidas de tipo II se utilizan para fijar la distancia al centro galáctico de la Vía Láctea, los cúmulos globulares y las galaxias.
Cefeidas anómalas
Un grupo de estrellas pulsantes en la franja de inestabilidad tienen periodos inferiores a 2 días, similares a las variables RR Lyrae pero con mayor luminosidad. Las variables cefeidas anómalas tienen masas mayores que las cefeidas de tipo II, las variables RR Lyrae y nuestro sol. No está claro si se trata de estrellas jóvenes en una rama horizontal "invertida", de rezagados azules formados por transferencia de masa en sistemas binarios o de una mezcla de ambos.
Cefeidas de doble modo
Se ha observado que una pequeña proporción de variables cefeidas pulsan en dos modos al mismo tiempo, normalmente el fundamental y el primer sobretono, ocasionalmente el segundo sobretono. Un número muy pequeño pulsa en tres modos, o en una combinación inusual de modos que incluye sobretonos más altos.
Preguntas y respuestas
P: ¿Qué son las Cefeidas?
R: Las cefeidas son un tipo de estrellas variables muy luminosas.
P: ¿Cuál es la relación entre la luminosidad de una cefeida y su periodo de pulsación?
R: Existe una fuerte relación directa entre la luminosidad de una Cefeida y su periodo de pulsación.
P: ¿Por qué las Cefeidas son importantes candelas estándar para las escalas de distancia galáctica y extragaláctica?
R: Las cefeidas son importantes candelas estándar para las escalas de distancias galáctica y extragaláctica por su relación entre luminosidad y periodo de pulsación.
P: ¿En qué subclases se dividen las variables cefeidas?
R: Las variables cefeidas se dividen en cefeidas clásicas, cefeidas de tipo II, cefeidas anómalas y cefeidas enanas.
P: ¿Quién descubrió la primera Cefeida conocida?
R: John Goodricke descubrió la primera Cefeida conocida, Delta Cephei, en la constelación de Cefeo en 1784.
P: ¿Por qué es Delta Cefei de gran importancia?
R: Delta Cephei es de gran importancia porque se conoce muy bien su distancia, gracias en parte a que se encuentra en un cúmulo estelar, y a las paralajes precisas del Telescopio Espacial Hubble/Hipparcos.
P: ¿Cuál es una forma de medir el ritmo de expansión del Universo?
R: Las cefeidas son una de las dos formas en las que se puede medir la velocidad de expansión del Universo.
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