La luminosidad de una estrella nunca es rigurosamente constante, a lo largo de su vida sufren variaciones. Algunas presentan cambios en forma err谩tica, otras en forma peri贸dicas: Las llamamos estrellas variables.

Las estrellas variables de forma peri贸dica son denominadas variables pulsantes.

Existe un subgrupo que presenta modulaciones peri贸dicas de luminosidad extremadamente regulares que se denominan cefeidas (por la estrella Delta Cephei, de la constelaci贸n de Cefeo). Esta estrella est谩 siendo observada desde hace unos 200 a帽os. Su per铆odo de pulsaci贸n de 5.3 d铆as parece disminuir de manera regular a un ritmo de tan s贸lo 0.089 segundos cada siglo.

Delta Cephei en el centro

Se observaron cientos de cefeidas en nuestra galaxia, otras mil en las Nubes de Magallanes y un n煤mero significativo en otras galaxias pr贸ximas.

Una de las caracter铆sticas principales que permite distinguir las cefeidas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de la luz var铆a seg煤n la banda del espectro visual en la que se observa: La amplitud de la curva de luz aparece m谩s acusada en el azul y ultravioleta. En la mayor铆a de los casos, las curvas presentan un r谩pido ascenso hacia la luminosidad m谩xima y un descenso m谩s lento hacia la m铆nima.

Henrietta Leavitt

Naci贸 en Massachusetts el 4 de julio de 1868. Cuando empez贸 a trabajar en el Observatorio de la Universidad de Harvard en 1893 no fue como astr贸noma sino como una 芦ordenador禄 cuyo trabajo era el de catalogar el brillo de las estrellas.

Mientras registraba y catalogaba los datos de sus estrellas variables, Leavitt descubri贸 que pod铆a relacionar de forma precisa y consistente el per铆odo del ciclo de brillo de una estrella dada con su magnitud absoluta.

En 1912 public贸 un trabajo titulado Periodos de 25 estrellas variables en la peque帽a Nube de Magallanes de s贸lo tres p谩ginas que iba firmado por Edward Pickering (su supervisor), aunque empezaba con una nota: La siguiente declaraci贸n sobre los periodos de 25 estrellas variables en la Nube de Magallanes ha sido preparada por la Srta. Leavitt.

La vinculaci贸n de la magnitud absoluta M de una estrella cefeida, calculada en el m谩ximo de la curva de luz, con el valor de su per铆odo de pulsaci贸n P se puede expresar por una funci贸n M = A + B * log10(P)
(A y B son dos constantes).

Al conocer la magnitud absoluta de una cefeida, es posible conocer la distancia a la que se encuentra calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (m茅todo de distancia).

Exist铆a, por fin, una forma de medir de forma bastante precisa la distancia entre estrellas muy lejanas.

Edwin Hubble, bas谩ndose en el trabajo de Leavitt, asombr贸 al mundo en 1923 al revelar que una mancha borrosa observable en la constelaci贸n de Andr贸meda era una enorme galaxia.

El sucesor de Edward Pickering en el observatorio, Harlow Shapley, gan贸 fama a帽os m谩s tarde cuando se bas贸 en el descubrimiento de Leavitt para determinar las distancias a los c煤mulos globulares. Esto le permiti贸 descubrir que la V铆a L谩ctea era mucho m谩s grande de lo que se cre铆a hasta entonces y que la posici贸n del Sol en la misma no era en absoluto especial. Leavitt fue apenas mencionada.

M100

Esta galaxia se encuentra en el interior de un c煤mulo de unas 2.500 galaxias en direcci贸n a la constelaci贸n de Virgo. El valor obtenido de su distancia es de 52.5 millones de a帽os-luz, siendo una de la m谩s alejadas que ha sido posible calcular con el m茅todo de las cefeidas.

Cr茅dito: ESO (Observatorio Europeo Austral)
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