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Estrellas variables y cómo encontrarlas

Título del artículo original: A Search for variable stars in the four open star clusters

Autores: Alok Durgapal, Geeta Rangwal, D. Bisht, Harmeen Kaur, R. K. S. Yadav y J. C. Pandey.

Institución del primer autor: Department of Physics, DSB Campus, Kumaun University, Nainital, India.

Estado de la publicación: aceptado para publicación en JAA, acceso abierto en arXiv

Estrellas variables

Allá por el año 1784, John Goodricke observó que la estrella Delta-Cephei variaba su brillo con el tiempo. Ésta fue una de las primeras estrellas de las que se pudo observar a simple vista cómo su brillo cambiaba de manera periódica. En 1941, Arthur S. Eddington publicó un artículo en el decía que la inestabilidad  en este tipo de estrellas podría estar asociada con la opacidad del gas a la radiación, que impide que la energía interna se escape, provocando un aumento de la presión y por tanto una expansión. Al expandirse la estrella disminuye la opacidad, dejando escapar la energía, lo que baja la presión y provoca una contracción. El siguiente paso lo dio el astrónomo John Cox en 1960, mostrando que con la suficiente cantidad de Helio (He) la compresión de las capas más externas produce la segunda ionización del He, que genera un ascenso en la opacidad impidiendo que escape la energía interna, aumentando la presión. Esto expande las capas más externas, disminuye la temperatura y la presión misma. Así el He ionizado vuelve recombinarse con los electrones libres, provocando un descenso en la opacidad y la liberación de energía interna. Para mantenerse en equilibrio la estrella se contrae, y vuelve a iniciar el ciclo. Todo este mecanismo de pulsación se puede ver representado en la Figura 1.

Figura 1: Gráfico donde se resume el mecanismo cíclico que siguen las estrellas pulsantes mientras cambian su brillo. (Crédito: Gráfico de creación propia.)

El modelo propuesto por Cox concordaba con las observaciones, ya que la pulsación solo se da en estrellas con una temperatura superficial entre los 6000 y 9000 grados Kelvin. Además, este intervalo encajaba con la posición de las estrellas variables en el diagrama HR, que están en una zona conocida como banda de inestabilidad.

Los datos

Como veremos más adelante, estas estrellas son muy importantes para medir distancias en el universo, pero las estrellas variables también juegan un papel fundamental para entender la estructura y evolución estelar. Más concretamente, las estrellas variables en cúmulos suelen ser realmente útiles, ya que parámetros como su edad o distancia son bien conocidos. Otra ventaja es la que supone poder realizar observaciones de cientos de estrellas a la vez cuando miramos cúmulos.

En este artículo se describe la observación de cuatro cúmulos de estrellas, Berkeley 69, King 7, King 5 y Berkeley 20. Para saber si las estrellas que se observan pertenecen a alguno de los anteriores cúmulos se usaron datos del satélite Gaia, en concreto se usó la paralaje y movimiento propio para realizar la selección de estrellas. Para detectar las posibles estrellas de brillo variable se optó por una estrategia muy sencilla, examinar las curvas de luz de todas las estrellas en las regiones observadas de cada cúmulo. Las estrellas eran consideradas variables si su curva de luz mostraba una variación mayor que 3 veces la desviación estándar, y tras una cuidadosa búsqueda se identificaron hasta 19 estrellas variables entre los cuatro cúmulos, tal y como se indica en la Figura 2.

Figura 2: Imagen donde se muestran los cuatro cúmulos observados, con sus correspondientes coordenadas. En verde están marcadas las estrellas variables detectadas. (Crédito: Figura 1 del artículo original.)

Los resultados

Para buscar la periodicidad de las estrellas variables se realizó un análisis de periodograma mediante el método de Lomb-Scargle. Una vez determinada que una estrella tiene una variación de brillo periódica, el ajuste de una función seno nos puede dar el periodo de dicha estrella. Un ejemplo de este ajuste se muestra en la Figura 3. Sin embargo, no para todas las estrellas variables se tenían datos suficientes como para realizar un buen ajuste. Finalmente de las 19 estrellas que se marcan en la Figura 1 tan solo de 7 se han obtenido periodos, todos entre 0.1 y 0.5 días.


Figura 3: Imagen de las curvas de luz de las estrellas variables V1, V2, V5 y V6 del cúmulo King 7. La línea de puntos representa el mejor ajuste de una función seno a los datos. (Crédito: Figura 7c del artículo.)

¿Por qué nos interesan estas estrellas? La relevancia histórica de Henrietta Leavitt y las estrellas variables

A principios del siglo XX, paralelamente a la revolución en la física cuántica, tuvo lugar una discusión que cambiaría nuestra visión del universo. Desde finales del siglo XIX se debatía la posibilidad de que hubiese más galaxias a parte de la nuestra. Para poder zanjar este Gran Debate era necesario conocer las distancias a diferentes objetos lejanos.

Mucho antes de este debate, Henrietta S. Leavitt comenzó a trabajar en el Observatorio del Harvard College como una de las mujeres denominadas calculadoras. Ellas se encargaban de realizar tareas rutinarias y revisar con rigurosidad las imágenes de las estrellas obtenidas con placas fotográficas. Esta posición le permitió publicar en 1912 un artículo, aunque a ella solo se la mencionase como la persona que “preparó el artículo”. En dicho artículo se tabulaban los brillos aparentes máximos y mínimos de 25 estrellas variables, todas situadas en la Pequeña Nube de Magallanes. También se representa la relación entre la luminosidad de las estrellas y sus periodos de variación, como se puede ver en la Figura 4:

Figura 4: En ambas figuras se representa la magnitud aparente frente al periodo en días, y en la gráfica de la derecha el periodo es expresado mediante el logaritmo decimal. La curva superior corresponde a los máximos de magnitud observados y la inferior a los mínimos. (Crédito: Gráficas originales del artículo de de Henrietta S. Leavitt)

Aunque ella no determinó ninguna relación lineal, sí que identificó que las estrellas más brillantes tenían periodos más largos. Años más tarde este tipo de estrellas se conocerían como Cefeidas, y su relación periodo-luminosidad permitió calcular la distancia a dichas estrellas. En 1924 Edwin Hubble encontró una cefeida en la supuesta ”nebulosa” de Andrómeda, y gracias a la relación descubierta por Leavitt pudo determinar la distancia. El resultado fue que la distancia era mucho mayor de lo que se esperaba, por lo que era imposible que Andrómeda perteneciera a la Vía Láctea, acabando así con el debate. Pero el descubrimiento de Henrietta no quedó ahí. De nuevo, Hubble usó estrellas cefeidas para medir la distancia a diferentes galaxias, lo que le terminó llevando al descubrimiento de la expansión del universo. Incluso hoy en día, para medir la distancia a los objetos más distantes y primitivos del universo es necesario sofisticados métodos de medida, los cuales suelen ser calibrados usando cefeidas y la relación periodo-luminosidad que descubrió Henrietta S. Leavitt.

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