Mira, la estrella cometa

Confirmada la distancia a las ceféidas

El ESO ha confirmado con un método independiente las distancias a las estrellas ceféidas.
Mediante los telescopios del VLT del Observatorio Austral Europeo, un equipo internacional de astrónomos ha medido el cambio de diámetro de las cefeidas, estrellas variables que pulsan periódicamente. El trabajo confirma los cálculos previos de distancia a las cefeidas cercanas al Sistema Solar. Estas estrellas se utilizan para medir distancias a las galaxias.

Henrietta Leavitt y las cefeidas

Si en una noche oscura y despejada miramos hacia el cielo, veremos cientos de estrellas a simple vista, unas más brillantes, otras más débiles. ¿Brillan igual todas las estrellas? ¿Siempre brillan con la misma magnitud? Si observamos atentamente, y durante varios días, a delta Cepheii comprobaremos que varía de brillo. Además, no lo hace de forma aleatoria, sino que tiene un periodo de unos pocos días. A comienzos del siglo XX, la astrónoma Henrietta Leavitt (1868-1921) descubrió nada menos que 2500 estrellas variables mediante el estudio de su brillo en placas fotográficas del Observatorio del Colegio de Harvard. Leavitt era por tanto autora de la mitad de descubrimientos de estrellas variables en su época.

Leavitt fijó su atención en las estrellas variables aquellas que se comportan de forma similar a delta Cefeo en las Nubes de Magallanes (las dos pequeñas galaxias satélites de la Vía Láctea). Y descubrió una pauta peculiar: encontró una relación directa entre la magnitud (brillo) de la estrella cefeida y el tiempo que tarda en hacerse brillante. Esto es, las cefeidas intrínsecamente más brillantes tardan más en llegar a su máximo brillo. En 1912, Henrietta hizo publica la gráfica con las 25 cefeidas y el descubrimiento de esta ley.

Poco después, Harlow Shapley (1885-1972) calculó la distancia a las Pequeña Nube de Magallanes y pudo obtener definitivamente una ley para conocer la distancia que nos separa de las cefeidas conocidos su periodo y su magnitud visual. Las cefeidas están son suficientemente brillantes para observarlas en galaxias distantes, así que esta ley abrió las puertas a la astronomía galáctica.

Las cefeidas y los universos-islas

Por aquella época, existía cierta controversia sobre si todas las nebulosas eran pequeñas nubes de gases y polvo situadas en nuestra galaxia, la Vía Láctea, o si algunas de ellas (como las espirales) eran universos-islas. Entre 1923 y 1925, el astrónomo Edwin Hubble (1889-1953) encontró cefeidas en M31 (Galaxia de Andrómeda) y M33 (Galaxia del Triángulo), demostrando que eran universos-islas como la Vía Láctea. Hubble se convirtió en un experto de estas «nebulosas extragalácticas».

En 1915 Vesto Slipher (1875-1969) ya había descubierto que las líneas de espectrales de la mayoría de galaxias observadas se desplazan hacia el color rojo. Hubble y Milton Humason (1891-1972) realizaron más observaciones espectrales de las galaxias, extendiendo el trabajo de Slipher. En 1929, Hubble publicó un trabajo cumbre en la cosmología observacional. Hubble explicó que si el desplazamiento espectral se debe a la velocidad a la que un objeto luminoso se acerca (corrimiento al azul) o aleja (corrimiento al rojo), eso indicaba que las galaxias se alejan de nosotros, a varios miles de kilómetros por segundo. Y lo que era más extraño, cuanto más distante está una galaxia, más rápido se aleja.

¿Por qué las galaxias se alejan? La fórmula que conocemos hoy como Ley de Hubble desató el interés por la cosmología desde el punto de vista teórico. Junto a la radiación cósmica de microondas, descubierta en 1963, son los pilares observacionales de la teoría de la Gran Explosión. La interpretación es que el espacio que hay en el Universo se expande y como consecuencia, las galaxias -en general- se alejan unas de otras. La relación exacta a la que se expande el Universo, conocida como Constante de Hubble, ha sido el Santo Grial de la cosmología.

Debido a este hecho, durante todo el siglo XX, las cefeidas, junto a las supernovas de tipo Ia, han sido claves para determinar las distancias galácticas. Su observación y estudio ha sido prioritario y así lo entendieron los científicos responsables del Telescopio Espacial Hubble, cuyo proyecto principal ha sido determinar con precisión la Constante de Hubble.

Corazones cosmológicos

Hoy en día sabemos que las cefeidas son estrellas gigantes amarillas o blancas que al igual que nuestros corazones pulsan, contrayéndose y expandiéndose periódicamente. Poseen entre 3 y 16 masas solares y entre 10 y 150 radios solares. El fenómeno de expansión sucede solamente en las capas externas de la estrella.

Las cefeidas se dividen en dos tipos, con una relación diferente de magnitud-periodo. Las cefeidas clásicas o de tipo I, son estrellas creadas a partir de material procesado por otras estrellas (en terminología astrofísica, más ricas en metales) y tienen periodos de entre 5 a 10 días. Las cefeidas clásicas son cuatro veces más brillantes que las de tipo II. En cambio, las cefeidas tipo II (o tipo W Virginiis) están formadas de material primordial (sin apenas aporte de carbono, nitrógeno, etc) y son menos brillantes y sus periodos van de 10 a 30 días. La cefeida más conocida es la Estrella Polar, aunque su periodo es irregular.

Aunque se tienen catalogadas un par de miles de cefeidas, es imprescindible conocer con mucha precisión su brillo intrínseco y para eso es esencial conocer la distancia exacta a la que se encuentran. En 1997, Michael Feast publicó un trabajo sobre las cefeidas basado en las observaciones obtenidas por el pequeño telescopio espacial Hipparcos (ESA). El satélite midió desde 1989 a 1993 la posición de miles de estrellas cercanas al Sistema Solar de forma directa, a través de la paralaje. Entre estas estrellas se encontraban algunas cefeidas. Feast halló que las cefeida imaginaria que pulsara una vez cada día sería 300 veces más luminosa que el Sol. Como consencuencia, de esta nueva medición, las dimensiones del Universo se tuvieron que corregir, haciéndolo un 10% más grande. Por ejemplo, la distancia a la Gran Nube de Magallanes pasó de 163 000 años luz a 179 000.

Distancias cósmicas y pulsos estelares

Observatorio de Cerro ParanalPierre Kervella (Observatorio de París) y su equipo publicaron a finales de septiembre otro trabajo relacionado con las cefeidas, para calcular su distancia de forma independiente. Para ello utilizaron un ingenioso método. Generalmente, las estrellas están tan lejos que ni con los más potentes telescopios del mundo es posible observar detalles de su superficie: sólo se ven como puntos brillantes. El VLT es un complejo de cuatro grandes telescopios de 8 metros de diámetro situados en Cerro Paranal, Chile, perteneciente al Observatorio Austral Europeo (ESO). Se construyeron con la idea de que algún día estaría lista la tecnología de la interferometría óptica. La interferometría óptica permite combinar la luz de dos telescopios, simulando un telescopio cuyo diámetro virtual es la separación entre ambos. El VLA de Nuevo México (que aparece en la película Contact) utiliza esta técnica, pero con radiotelescopios. En ondas de radio es fácil hacer interferometría, pero no en el espectro visible. Hace exactamente tres años que comenzaron las pruebas de interferometría óptica en el VLT con telescopios auxiliares de menor diámetro.

Con el interferómetro del VLT, Kervella y sus compañeros midieron el diámetro real de siete cefeidas durante sus pulsaciones, cuyos periodos van de los 7 a los 35,5 días. A partir de estas medidas, se calculó la distancia con una precisión del 5%. Los resultados no pueden ser más satisfactorios para la astrofísica y cosmología actual, ya que confirmaron a la perfección los cálculos de Michael Feast con el satélite Hipparcos.

Referencias