19.3: Estrellas Variables - Una Clave para las Distancias Cósmicas
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir cómo algunas estrellas varían su salida de luz y por qué esas estrellas son importantes
- Explicar la importancia de las estrellas variables pulsantes, como las cefeidas y las estrellas de tipo RR Lyra, para nuestro estudio del universo
Repasemos brevemente las razones clave por las que medir distancias a las estrellas es tal lucha. Como se discutió en El brillo de las estrellas, nuestro problema es que las estrellas vienen en una desconcertante variedad de luminosidades intrínsecas. (Si las estrellas fueran bombillas, diríamos que vienen en una amplia gama de vatajes). Supongamos, en cambio, que todas las estrellas tuvieran la misma “potencia” o luminosidad. En ese caso, los más distantes siempre se verían más tenues, y podríamos decir qué tan lejos está una estrella simplemente por lo tenue que parecía. En el universo real, sin embargo, cuando miramos una estrella en nuestro cielo (con ojo o telescopio) y medimos su brillo aparente, no podemos saber si se ve tenue porque es una bombilla de baja potencia o porque está muy lejos, o quizás alguna de cada una.
Los astrónomos necesitan descubrir algo más sobre la estrella que nos permita “leer” su luminosidad intrínseca, en efecto, para saber cuál es la verdadera potencia de la estrella. Con esta información, podemos entonces atribuir lo tenue que se ve desde la Tierra a su distancia. Recordemos que el brillo aparente de un objeto disminuye con el cuadrado de la distancia a ese objeto. Si dos objetos tienen la misma luminosidad pero uno está tres veces más lejos que el otro, el más distante se verá nueve veces más tenue. Por lo tanto, si conocemos la luminosidad de una estrella y su aparente brillo, podemos calcular qué tan lejos está. Los astrónomos han buscado durante mucho tiempo técnicas que de alguna manera nos permitan determinar la luminosidad de una estrella y es a estas técnicas a las que nos dirigimos a continuación.
Estrellas Variables
El avance en la medición de distancias a partes remotas de nuestra Galaxia, y también a otras galaxias, provino del estudio de estrellas variables. La mayoría de las estrellas son constantes en su luminosidad, al menos hasta dentro de un porcentaje o dos. Al igual que el Sol, generan un flujo constante de energía desde sus interiores. No obstante, se ve que algunas estrellas varían en brillo y, por esta razón, se denominan estrellas variables. Muchas de esas estrellas varían en un ciclo regular, como las bombillas intermitentes que decoran tiendas y hogares durante las vacaciones de invierno.
Definamos algunas herramientas que nos ayuden a hacer un seguimiento de cómo varía una estrella. Una gráfica que muestra cómo cambia el brillo de una estrella variable con el tiempo se denomina curva de luz (Figura\(\PageIndex{1}\)). El máximo es el punto de la curva de luz donde la estrella tiene su mayor brillo; el mínimo es el punto donde es más tenue. Si las variaciones de luz se repiten periódicamente, el intervalo entre los dos máximos se denomina período de la estrella. (Si este tipo de gráfica nos resulta familiar, es porque la introdujimos en Diámetros de Estrellas).
Variables pulsantes
Hay dos tipos especiales de estrellas variables para las cuales, como veremos, las mediciones de la curva de luz nos dan distancias precisas. Estas se denominan variables cefeidas y RR Lyrae, las cuales son estrellas variables pulsantes. Tal estrella en realidad cambia su diámetro con el tiempo, expandiéndose y contrayéndose periódicamente, como lo hace tu pecho cuando respiras. Ahora entendemos que estas estrellas están pasando por una breve etapa inestable al final de sus vidas.
La expansión y contracción de las variables pulsantes se puede medir mediante el uso del efecto Doppler. Las líneas en el espectro se desplazan hacia el azul a medida que la superficie de la estrella se mueve hacia nosotros y luego se desplazan hacia el rojo a medida que la superficie se encoge hacia atrás. A medida que la estrella late, también cambia su color general, lo que indica que su temperatura también está variando. Y, lo más importante para nuestros propósitos, la luminosidad de la variable pulsante también cambia de manera regular a medida que se expande y se contrae.
Variables cefeidas
Las cefeidas son estrellas grandes, amarillas y pulsantes nombradas así por la primera estrella conocida del grupo, Delta Cephei. Esto, por cierto, es otro ejemplo de lo confusas que se ponen las convenciones de nomenclatura en la astronomía; aquí, toda una clase de estrellas lleva el nombre de la constelación en la que se encontró la primera. (¡Nosotros, los autores de libros de texto solo podemos disculparnos con nuestros lectores por todo el desorden!)
La variabilidad del Delta Cephei fue descubierta en 1784 por el joven astrónomo inglés John Goodricke (ver John Goodricke). La estrella se eleva con bastante rapidez a la luz máxima y luego cae más lentamente a la luz mínima, tomando un total de 5.4 días para un ciclo. La curva en la Figura\(\PageIndex{1}\) representa una versión simplificada de la curva de luz de Delta Cephei.
En nuestra Galaxia se conocen varios cientos de variables cefeidas. La mayoría de las cefeidas tienen periodos en el rango de 3 a 50 días y luminosidades que son alrededor de 1000 a 10,000 veces mayores que la del Sol. Sus variaciones en luminosidad van desde un pequeño porcentaje hasta un factor de 10.
Polaris, la Estrella del Norte, es una variable cefeidea que, durante mucho tiempo, varió en una décima parte de magnitud, o cerca de un 10% en luminosidad visual, en un periodo de poco menos de 4 días. Mediciones recientes indican que la cantidad en la que cambia el brillo de Polaris está disminuyendo y que, en algún momento en el futuro, esta estrella ya no será una variable pulsante. Esta es solo una pieza más de evidencia de que las estrellas realmente evolucionan y cambian de manera fundamental a medida que envejecen, y que ser una variable cefeidea representa una etapa en la vida de la estrella.
La relación Periodo-Luminosidad
La importancia de las variables cefeidas radica en que sus periodos y luminosidades medias resultan estar directamente relacionados. Cuanto más largo sea el periodo (cuanto más tardará la estrella en variar), mayor será la luminosidad. Esta relación período-luminosidad fue un descubrimiento notable, uno por el cual los astrónomos aún (perdón por la expresión) agradecen a sus estrellas de la suerte. El periodo de tal estrella es fácil de medir: un buen telescopio y un buen reloj son todo lo que necesitas. Una vez que tengas el periodo, la relación (que se puede poner en términos matemáticos precisos) te dará la luminosidad de la estrella.
Seamos claros en lo que eso significa. La relación te permite esencialmente “leer” lo brillante que es realmente la estrella (cuánta energía emite). Los astrónomos pueden entonces comparar este brillo intrínseco con el brillo aparente de la estrella. Como vimos, la diferencia entre ambos les permite calcular la distancia.
La relación entre periodo y luminosidad fue descubierta en 1908 por Henrietta Leavitt (Figura\(\PageIndex{2}\)), miembro del personal del Harvard College Observatory (y una de varias mujeres que trabajan por bajos salarios ayudando a Edward Pickering, director del observatorio; ver Annie Cannon: Clasificador de las estrellas). Leavitt descubrió cientos de estrellas variables en la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes, dos grandes sistemas estelares que en realidad son galaxias vecinas (aunque no se sabía que eran galaxias entonces). Una pequeña fracción de estas variables fueron cefeidas (Figura\(\PageIndex{3}\)).
Estos sistemas presentaron una maravillosa oportunidad para estudiar el comportamiento de las estrellas variables independientemente de su distancia. Para todos los fines prácticos, las Nubes de Magallanes están tan lejos que los astrónomos pueden suponer que todas las estrellas en ellas están aproximadamente a la misma distancia de nosotros. (De la misma manera, todos los suburbios de Los Ángeles están aproximadamente a la misma distancia de la ciudad de Nueva York. Por supuesto, si estás en Los Ángeles, notarás distancias molestas entre los suburbios, pero en comparación con lo lejos que está la ciudad de Nueva York, las diferencias parecen pequeñas). Si todas las estrellas variables en las Nubes de Magallanes están aproximadamente a la misma distancia, entonces cualquier diferencia en sus brillos aparentes debe ser causada por diferencias en sus luminosidades intrínsecas.
Leavitt encontró que las cefeidas de apariencia más brillante siempre tienen los períodos más largos de variación de la luz. Así, razonó, el periodo debe estar relacionado con la luminosidad de las estrellas. Cuando Leavitt realizó este trabajo, no se conocía la distancia a las Nubes de Magallanes, por lo que sólo pudo demostrar que la luminosidad estaba relacionada con la época. Ella no pudo determinar exactamente cuál es la relación.
Para definir la relación período-luminosidad con números reales (para calibrarlo), los astrónomos primero tuvieron que medir las distancias reales a unos pocos cefeidos cercanos de otra manera. (Esto se logró encontrando cefeidas asociadas en cúmulos con otras estrellas cuyas distancias podrían estimarse a partir de sus espectros, como se discute en la siguiente sección de este capítulo). Pero una vez definida así la relación, podría darnos la distancia a cualquier cefeide, dondequiera que se ubique (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Aquí por fin estaba la técnica que los astrónomos habían estado buscando para romper los confines de distancia que el paralaje les imponía. Las cefeidas pueden ser observadas y monitoreadas, resulta, en muchas partes de nuestra propia Galaxia y también en otras galaxias cercanas. Los astrónomos, entre ellos Ejnar Hertzsprung y Harlow Shapley de Harvard, vieron de inmediato el potencial de la nueva técnica; ellos y muchos otros se pusieron a trabajar explorando los alcances más distantes del espacio utilizando los cefeides como señales. En la década de 1920, Edwin Hubble realizó uno de los descubrimientos astronómicos más significativos de todos los tiempos utilizando cefeidas, cuando los observó en galaxias cercanas y descubrió la expansión del universo. Como veremos, este trabajo continúa, ya que el Telescopio Espacial Hubble y otros instrumentos modernos intentan identificar y medir cefeidas individuales en galaxias cada vez más alejadas. Las estrellas variables más distantes conocidas son todas las cefeidas, con unos 60 millones de años luz de distancia.
john goodricke
La breve vida de John Goodricke (Figura\(\PageIndex{5}\)) es un testimonio del espíritu humano bajo la adversidad. Nacido sordo e incapaz de hablar, Goodricke, sin embargo, realizó una serie de descubrimientos pioneros en astronomía a través de observaciones pacientes y cuidadosas de los cielos.
Nacido en Holanda, donde su padre estaba en una misión diplomática, Goodricke fue enviado de regreso a Inglaterra a los ocho años para estudiar en una escuela especial para sordos. Le fue lo suficientemente bien como para ingresar a la Academia Warrington, una escuela secundaria que no ofrecía asistencia especial a estudiantes con discapacidades. Su profesor de matemáticas allí inspiró un interés por la astronomía, y en 1781, a los 17 años, Goodricke comenzó a observar el cielo en su casa familiar en York, Inglaterra. Al cabo de un año, había descubierto las variaciones de brillo de la estrella Algol (discutida en The Stars: A Celestial Census) y sugirió que una estrella compañera invisible estaba provocando los cambios, una teoría que esperó más de 100 años para obtener pruebas. Su trabajo sobre el tema fue leído ante la Royal Society (el principal grupo británico de científicos) en 1783 y le valió una medalla de ese distinguido grupo.
Mientras tanto, Goodricke había descubierto otras dos estrellas que variaban regularmente, Beta Lyrae y Delta Cephei, las cuales continuaban interesando a los astrónomos en los años venideros. Goodricke compartió su interés por observar con su primo mayor, Edward Pigott, quien pasó a descubrir otras estrellas variables durante su vida mucho más larga. Pero el tiempo de Goodricke llegaba rápidamente a su fin; a los 21 años, apenas 2 semanas después de ser electo a la Royal Society, se resfrió mientras hacía observaciones astronómicas y nunca se recuperó.
Hoy, la Universidad de York tiene un edificio llamado Goodricke Hall y una placa que honra sus contribuciones a la ciencia. Sin embargo, si vas al cementerio del cementerio donde está enterrado, una lápida demasiado grande solo tiene las iniciales “J. G.” para mostrar dónde yace. El astrónomo Zdenek Kopal, quien miró cuidadosamente la vida de Goodricke, especuló sobre por qué el marcador es tan modesto: tal vez los parientes bastante tímidos de Goodricke se avergonzaban de tener un “sordomudo” en la familia y no podían apreciar suficientemente cuánto podía ver, sin embargo, un hombre que no podía oír.
RR Lyrae Estrellas
Un grupo afín de estrellas, cuya naturaleza se entendió algo más tarde que la de las cefeidas, se denominan variables RR Lyrae, nombradas así por la estrella RR Lyrae, el miembro más conocido del grupo. Más comunes que las cefeidas, pero menos luminosas, miles de estas variables pulsantes son conocidas en nuestra Galaxia. Los periodos de las estrellas RR Lyrae son siempre menores de 1 día, y sus cambios en el brillo suelen ser menores que aproximadamente un factor de dos.
Los astrónomos han observado que las estrellas RR Lyrae que ocurren en cualquier cúmulo en particular tienen aproximadamente el mismo brillo aparente. Dado que las estrellas en un cúmulo están todas aproximadamente a la misma distancia, se deduce que las variables RR Lyrae deben tener casi la misma luminosidad intrínseca, que resulta ser de unos 50 L Sol. En este sentido, las estrellas RR Lyrae son un poco como las bombillas estándar y también se pueden utilizar para obtener distancias, particularmente dentro de nuestra Galaxia. La figura\(\PageIndex{6}\) muestra los rangos de periodos y luminosidades tanto para las cefeidas como para las estrellas RR Lyrae.
Conceptos clave y resumen
Las estrellas cefeidas y RR Lyrae son dos tipos de estrellas variables pulsantes. Las curvas de luz de estas estrellas muestran que sus luminosidades varían con un período que se repite regularmente. Las estrellas RR Lyrae se pueden utilizar como bombillas estándar, y las variables cefeidas obedecen a una relación período-luminosidad, por lo que medir sus períodos puede decirnos sus luminosidades. Entonces, podemos calcular sus distancias comparando sus luminosidades con sus aparentes brillos, y esto puede permitirnos medir distancias a estas estrellas a más de 60 millones de años luz.
Glosario
- cefeida
- una estrella que pertenece a una clase de estrellas pulsantes supergigantes amarillas; estas estrellas varían periódicamente en brillo, y la relación entre sus períodos y luminosidades es útil para derivar distancias a ellas
- curva de luz
- un gráfico que muestra la variación de tiempo de la luz de una variable o estrella binaria eclipsante o, más generalmente, de cualquier otro objeto cuya salida de radiación cambia con el tiempo
- relación período-luminosidad
- una relación empírica entre los periodos y las luminosidades de ciertas estrellas variables
- estrella variable pulsante
- una estrella variable que pulsa en tamaño y luminosidad
- RR Lyrae
- una de una clase de estrellas pulsantes gigantes con periodos inferiores a 1 día, útil para encontrar distancias