Estrella variable Cefeida
Una variable Cefeida ye una estrella que pulsia radialmente, variando tantu en temperatura como diámetru pa producir cambeos de rellumu con un periodu y amplitú estables bien regulares.
 Estrella variable Cefeida | |
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| tipu d'oxetu astronómicu | |
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| Epónimu | Delta Cephei |
| Otros nomes | |
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Una rellación direuta fuerte ente la so lluminosidá y periodu pulsiar[1][2] aseguren pa les Cefeidas el so estáu como importantes indicadores de distancia pa establecer escales de distancia galáctiques y extragalácticas.[3][4][5][6]
El términu Cefeida aniciar de Delta Cephei na constelación Cepheus, la primer estrella d'esti tipu identificada, por John Goodricke en 1784.
Carauterístiques editar
Les cefeidas presenten modulaciones periódiques de lluminosidá desaxeradamente regulares y, de les variables pulsantes, son les que presenten menores irregularidaes na duración del periodu de pulsación. Anguaño, reparáronse más de 400 cefeidas en nuesa galaxa, en cúmulos globulares como M3, M13 (trés) o M92 (namái una), y otres 1.000 identificáronse nes Nubes de Magallanes, dos galaxia bien próximes a la nuesa. Amás, reparáronse un númberu significativu de cefeidas n'otres galaxes próximes (por casu Andrómeda o M31, M101, etc).
Les modulaciones de lluminosidá que presenta mientres tol ciclu suelen tar entendíes ente un mínimu de 0,35 y un máximu de 1,5 magnitúes, lo que correspuende a una medría de cuatro veces el fluxu de lluz.
Una de les carauterístiques principales que dexa estremales d'otres estrelles variables ye que l'amplitú de la [curva de lluz] varia según la banda del espectru visual na que se repara. N'especial, les modulaciones apaecen más acusaes en llonxitúes d'onda inferiores, típicamente n'azul y nel ultravioleta más que nel colloráu. Polo que respecta a los periodos de les cefeidas, tán entendíos ente 0,2 y 100 díes, anque los valores tán distribuyíos de distinta manera na nuesa galaxa que nes Nubes de Magallanes. Na mayoría de los casos, les curves de lluz de les cefeidas carauterizar por un perfil más bien asímétrico, con un rápidu ascensu escontra la lluminosidá máxima y un descensu más lentu escontra la mínima.
La comparanza ente les curves de lluz de diverses varíables cefeidas paez demostrar la esistencia d'una correlación sistemática ente l'amplitú mesma de la curva de lluz y el valor del periodu de pulsación. Per otra parte, les cefeidas con un periodu más llargu son tamién les que, genéricamente amuesen variaciones de magnitú más sensibles.
Mecanismos de pulsación editar
La lluminosidá d'una estrella depende, de la so temperatura superficial, y de les dimensiones de la superficie emisora. Les variaciones periódiques de la so temperatura, pueden producir les modulaciones de lluminosidá reparaes. Nel casu de les cefeidas, les variaciones de temperatura pueden tener llugar por cuenta de una serie de contraiciones y espansiones radiales de la mesma estrella en redol a un valor mediu del radiu. El periodu de pulsación d'una cefeida sería proporcional al valor mediu del radiu que, de la mesma, depende intrínsecamente de les carauterístiques de la mesma estrella. Según esti modelu, la contraición de la estrella produz un aumentu de temperatura nes rexones centrales y, poro, del númberu de reacciones nucleares, lo cual, de la mesma, provoca un aumentu global de la lluminosidá. Depués, l'aumentu d'enerxía lliberada tiende a detener la contraición de la estrella y a producir una dilatación de les capes más esternes. Dempués de la espansión, la estrella esfrezse, col consiguiente amenorgamientu de la so lluminosidá. Algamada cierta temperatura mínimo, la espansión detiense y el radiu de la estrella afaise en redol a una posición d'equilibriu. Asina, pos, la lluminosidá d'una variable cefeida ye inversamente proporcional a les sos dimensiones, lo que significa que ye máxima cuando'l radiu ye mínimu, y viceversa.
Cefeidas como indicadores de distancia editar
Esiste una rellación, llamada ley periodu-lluminosidá, que venceya direutamente la magnitú absoluta d'una estrella cefeida, calculada nel máximu de la so curva, col valor del so periodu de pulsación. L'aumentu de la lluminosidá de les cefeidas en función del periodu, tomáu de la rellación periodu-luminosidad, ye compatible cola teoría de la pulsación estelar según la cual la lluminosidá depende del radiu y, de la mesma, esti postreru ye proporcional al periodu. La consecuencia más importante de la rellación periodu-luminosidad ye qu'apurre un métodu razonablemente seguro pa evaluar la magnitú absoluta d'una cefeida. Una vegada conocida ésta, ye posible conocer la distancia calculando la diferencia al respective de la magnitú aparente (módulu de distancia). Por esti motivu, les cefeidas tienen tamién l'importante papel d'indicadores de distancia. Como tales, la so importancia en astronomía pa la midida de les distancies extragalácticas ye enorme. Por casu, identificar una cefeida nuna galaxa distante y midir el so periodu de pulsación dexa conocer darréu la so distancia, y colla, la de la galaxa mesma. El descubrimientu de la utilidá de les cefeidas como indicadores de distancia deber a les observaciones de Henrietta Swan Leavitt trabayando como voluntaria nel equipu del Observatoriu del Harvard College, anque los sos superiores, Edward Pickering y Edwin Hubble, lleváronse primeramente tol méritu.
Clasificación de les Cefeidas editar
Les cefeidas pueden estremase en dos subclases. A la primera pertenecen les llamaes cefeidas clásiques: son estrelles de población I, esto ye, estrelles bien nueves, con una edá de 100 millones d'años aproximao, alcontraes con preferencia nos brazos espirales de la nuesa galaxa. Les cefeidas clásiques son superxigantes, con una masa equivalente a delles mases solares, y, son de 500 a 30.000 vegaes más brilloses que nuesu Sol, a pesar de que la so temperatura superficial ye pocu más elevada (10.000 K). El so tamañu ye considerablemente mayor.
La segunda clase ye la de les cefeidas de tipu W Virginis, asina llamaes pol nome d'estrellar prototipu (W Virginis). Trátase d'estrelles más vieyes y que, por tanto, pertenecen a la población II. A diferencia de la cefeidas, atopar nel nucleu y nel halo de la nuesa galaxa, especialmente nel interior de los cúmulos globulares. Les W Virginis tienen tamién periodos de pulsación más curtios al respective de les cefeidas clásiques, xeneralmente inferiores a 18 díes, y, intrínsecamente, son menos lluminoses: aproximao un par de magnitúes menos. Esiste un subtipo: el de les cefeidas de tipu BL Herculis, que los sos periodos de pulsación son menores de 10 díes (exemplos: V1, V2 y V6 nel cúmulu globular M13 o V7 en M92).
Cefeidas clásiques más brilloses editar
Na siguiente tabla recuéyense les cefeidas clásiques más brilloses ordenaes d'alcuerdu a la so magnitú aparente máxima.
| Nome | Magnitú máxima | Magnitú mínima | Periodu (díes) | Tipu espectral |
|---|---|---|---|---|
| β Doradus | 3,46 | 4,08 | 9,8426 | F4-G4Ia-II |
| η Aquilae | 3,48 | 4,39 | 7,176641 | F6Ib-G4Ib |
| δ Cephei | 3,48 | 4,37 | 5,366341 | F5Ib-G1Ib |
| ζ Geminorum | 3,62 | 4,18 | 10,15073 | F7Ib-G3Ib |
| X Sagittarii | 4,2 | 4,9 | 7,01283 | F5-G2II |
| W Sagittarii | 4,29 | 5,14 | 7,59503 | F4-G2Ib |
| RT Aurigae | 5 | 5,82 | 3,728115 | F4Ib-G1Ib |
| S Sagittae | 5,24 | 6,04 | 8,382086 | F6Ib-G5Ib |
| Y Sagittarii | 5,25 | 6,24 | 5,77335 | F5-G0Ib-II |
| T Vulpeculae | 5,41 | 6,09 | 4,435462 | F5Ib-G0Ib |
| T Monocerotis | 5,58 | 6,62 | 27,02465 | F7Iab-K1Iab+A0V |
| AX Circini | 5,65 | 6,09 | 5,273268 | F2-G2II+B4 |
| O Carinae | 5,72 | 7,02 | 38,7681 | F6-G7Iab |
| X Cygni | 5,85 | 6,91 | 16,38633 | F7Ib-G8Ib |
| S Muscae | 5,89 | 6,49 | 9,66007 | F6Ib-G0 |
Referencies editar
- ↑ «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 49: páxs. 223. 1999. Bibcode: 1999AcA....49..223O.
- ↑ «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: páxs. 163. 2008. Bibcode: 2008AcA....58..163S.
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<ref>nun ye válida; nun se conseñó testu pa les referencies nomaesmajaess2009 - ↑ «The Hubble Constant». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48: páxs. 673. 2010. doi:. Bibcode: 2010ARA&A..48..673F.
Datos: Q188593
Multimedia: Cepheid variables
