* GLOSARIO: CEFEIDAS

Cefeidas: Para realizar mediciones de grandes distanciias los astrónomos utilizan las estrellas variables Cefeidas que varían en su brillo de forma proporcional a su brillo absoluto: cuanto más luminosa es la estrella, más tardan en pulsar. Al medir esta pulsación se puede estimar su brillo verdadero y así obtener su distancia. Sin embargo, estas estrellas no son tan buenas para usar si las distancias a medir son muy grandes.

Fuente: Universo a la vista

El grupo Polaris

de Universo a la vista de Tropea

Una cefeida es una estrella cuya masa y edad resultan en condiciones físicas que generan oscilaciones periódicas en su fotosfera. Una Cefeida varía así regularmente en el brillo, con un período proporcional a su luminosidad intrínseca. Esta propiedad extraordinariamente útil de las variables Cefeidas, descubierta y calibrada en Harvard por Henrietta Leavitt en 1908, les permite actuar como fiables calibradores de las distancias cósmicas. Comparando el brillo intrínseco determinado a partir de un punto (que es fácil de medir), con el brillo medido, puede ser obtenida, en principio, una distancia precisa. Las Cefeidas en galaxias distantes que se alejan de nosotros constituyen la base de la famosa relación distancia-velocidad de las galaxias que apuntala el modelo del universo en expansión (el modelo del "big bang").

Una imagen del Observatorio Chandra de rayos X de las estrellas alrededor de Polaris (identificada con una A). Las otras etiquetas marcan las posiciones de estrellas vistas en la región visible del espectro que se cree están físicamente asociadas con Polaris A. Crédito: Observatorio Chandra.

La Estrella del Norte, Polaris, no sólo fue reconocida como un faro confiable para los primeros navegantes. También es la Cefeida más cercana a la tierra (unos 425 años luz de distancia), y un objeto de intenso estudio. Una cuestión es si, al igual que muchas estrellas, se asocia con un racimo de estrellas compañeras pequeñas que podrían haber afectado su evolución. De hecho Polaris misma ("Polaris Aa", cuya masa es de 4,5 masas solares) se sabe que órbita con una compañera cercana, Polaris Ab (cuya masa de 1,3 masas solares). El par orbita con una separación de alrededor de 15 unidades astronómicas, con una separación casi como Urano del sol. Otra estrella cercana, Polaris B, parece estar orbitando alrededor de las otras dos a una distancia 100 veces más lejos. Dos estrellas más cercanas, Polaris C y D, también podrían ser compañeras débiles que algunos astrónomos creen que están unidas por la gravedad a las otras.

Cuatro astrónomos del CfA, Nancy Evans, Scott Wolk, Margarita Karovska y Spitzbart Bradley, junto con cuatro colegas, usaron el Observatorio Chandra de rayos X para investigar las propiedades del grupo de las estrellas en el complejo Polaris. Ellos se basaron en el hecho de que las estrellas jóvenes de baja masa emiten rayos-X relativamente fuertes. Chandra tiene la sensibilidad para detectar tales pequeños cúmulos de estrellas en el grupo Polaris, y se puede distinguir entre ellos y otros tipos de rayos X que emiten las estrellas que pueden verse en el mismo campo de visión. En particular, el Chandra puede encontrar estrellas que podrían ser demasiado débiles (o muy cerca de otra estrella) que se observan en el óptico, hasta una masa potencialmente veinte veces menor que la de Polaris Aa. La presencia o ausencia de estrellas compañeras pequeñas ayudaría a determinar la historia de la agrupación, por ejemplo, si alguna vez ha tenido un encuentro cercano con otra estrella que podría haber perturbado el cúmulo. En un nuevo documento, los científicos afirman que no ven tales compañeras de baja masa, pero llegan a la conclusión, basada en las propiedades de rayos X, que Polaris C y D no son probablemente miembros físicos del sistema, mientras que Polaris B es miembro, y es una sola estrella.

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Fuente:
The Polaris Cluster