** 1912 Pasos para entender la distancia a las estrellas.

La estricta relación entre el brillo intrínseco de las estrellas y el periodo fue descubierta en 1912 por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt. Resultó ser una herramienta de extraordinaria utilidad para medir distancias. Recordemos que el brillo de una estrella disminuye con la distancia al cuadrado. Una vez que se halla el periodo de la estrella se puede calcular cuál es su brillo intrínseco. Al compararlo con el brillo aparente que se observa desde la Tierra, podemos calcular a qué distancia se encuentra
Con las observaciones de este año, Vesto Slipher descubrió que muchas nebulosas espirales tenían considerables corrimientos al rojo.

Fuente: Universo a la vista

La escala de las distancias cósmicas: nuevas investigaciones sobre las cefeidas

de Tropea

En un artículo publicado en Astrophysical Journal (Galactic Cepheids with Spitzer. I. Leavitt Law and Colors, en el Volumen 709, Número 1, 2010 Enero 20), los astrónomos del Observatoro Astrofísico Smithsoniano (SAO), Massimo Marengo, Nancy Evans, y Pauline Barmby, junto con otros tres colegas, encontraron que el período de las cefeidas está correlacionado significativamente con su color en infrarrojo, así como su luminosidad; un hallazgo que puede ayudar a consolidar las calibraciones actuales de las distancias.

En 1908, cuando todavía el único método para medir la distancia a las estrellas era el de paralajes, la astrónoma del Observatorio del Harvard College, Henrietta Swan Leavitt (1858-1921), trabajando en un observatorio en Arequipa, Perú, perteneciente al observatorio mencionado, descubrió, analizando placas fotográficas de la Nube Pequeña de Magallanes, que una clase de estrellas llamadas cefeidas variaban de brillo periódicamente y que los períodos estaban directamente relacionados con su luminosidad intrínseca. Esto es, la luminosidad intrínseca es directamente proporcional al período de variación de la misma. Los datos fueron finalmente confirmados en 1912. Más tarde, en los años concuenta, basado en la existencia de distintas poblaciones estelares, la escala cefeida sería corregida por el astrónomo Walter Baade (1893-1960). Con esta corrección determinó, por ejemplo, la verdadera distancia de la Galaxia de Andrómeda.

La importancia de ser cefeida

Así es como las cefeidas permiten que se calcule su distancia: una vez hecha la calibración con al menos una cefeida, se obtiene la escala (el factor que vincula las dos variables en juego: período y luminosidad intríseca), entonces, midiendo el período de variación de cualquier cefeida se obtiene directamente la luminosidad intrínseca. Esta a su vez, permite conocer la magnitud absoluta; con esta y con la magnitud aparente se puede calcular la distancia a que está ubicada esa cefeida. Harlow Shapley aprovechó la escala cefeida para estudiar los cúmulos globulares, esto permitió conocer la ubicación del Sol en la Vía Láctea. Cuando Edwin Hubblecomenzó su estudio de las velocidades de galaxias, que utilizó las cefeidas y la relación de Leavitt, para determinar sus distancias. Así es como descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que las galaxias, cuanto más distantes más rápido se alejan de nosotros. Así, apoyado en el descubrimiento de Leavitt Hubble había descubierto la expansión del universo.

De Leavitt a Hubble y Spitzer

Hoy en día, el telescopio espacial Hubble sigue utilizando las cefeidas para ayudar a calibrar el tamaño del universo, con la fijación de las distancias a las galaxias más cercanas mediante las cefeidas, determinando así el peldaño más bajo de la escalera de distancias cósmicas.

En este diagrama Hertzpring-Russell de Luminosidad-Temperatura, se puede observar la zona de la etapa evolutiva cefeida, ya fuera de la secuencia principal, rumbo a las gigantes rojas. Crédito: Hyperphysics.

El polvo en el espacio (o alrededor de una estrella) bloquea parcialmente la luz de las estrellas. En el caso de las cefeidas, para las cuales la luminosidad total es un parámetro clave, el polvo, por lo tanto, puede complicar la calibración. Por otra parte, la presencia de polvo circum-estelar es de interés para los astrónomos, que trabajan para comprender los mecanismos detallados de las pulsaciones de las cefeidas y la etapa de laevolución estelar cuando se producen. Si una estrella Cefeida tiene un viento que expulsa el polvo, por ejemplo, el viento reflejará la evolución química interna de la estrella.

Los astrónomos del Observatoro Astrofísico Smithsoniano (SAO), Massimo Marengo, Nancy Evans, y Pauline Barmby, junto con tres colegas, han utilizado el conjunto de cámaras infrarrojas del telescopio espacial Spitzer para hacer el primer estudio detallado de estrellas variables cefeidas en el infrarrojo medio, donde el efecto de la extinción por el polvo es muy reducido. En un artículo publicado en Astrophysical Journal de este mes, ellos encontraron que ese período de la estrella está correlacionado significativamente con su color en infrarrojo, así como su luminosidad; un hallazgo que puede ayudar a consolidar las calibraciones de las distancias. También informan que, a diferencia de muchos escenarios sugeridos, no hay pruebas de polvo caliente circum-estelar alrededor de las cefeidas, lo que implica que si hay vientos de estas estrellas, no contienen mucho polvo.

Fuente:
The Cosmic Distance Scale (SAO, Weekly Science Update).

Sobre las imágenes:
Fotografía de Henrietta Swan Leavitt. Crédito: Wikipedia.