Grzegorz Pietrzyński introduce este notable resultado: “Empleando el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, además de otros telescopios, hemos medido la masa de una Cefeida con una precisión mucho mayor que cualquiera de las estimaciones anteriores. Este nuevo resultado nos permite ver inmediatamente cual de las dos teorías que compiten por predecir las masas de las Cefeidas es correcta”.

Las Cefeidas Variables Clásicas, normalmente llamadas sólo Cefeidas, son estrellas inestables más grandes y más brillantes que el Sol [1]. Se expanden y contraen de una manera regular, demorando entre unos pocos días hasta meses en completar el ciclo. El tiempo que tardan en pasar del brillo máximo al mínimo es más largo para las estrellas más luminosas y más corto para las más tenues. Esta relación notablemente precisa hace del estudio de las Cefeidas una de las maneras más efectivas para medir las distancias hacia las galaxias cercanas y a partir de ahí construir un mapa de escalas de distancia de todo el Universo [2].

Lamentablemente, a pesar de su importancia, las Cefeidas no son comprendidas a cabalidad. Las predicciones de sus masas derivadas de la teoría de las estrellas pulsantes son 20 a 30% menos que las predicciones de la teoría de la evolución de las estrellas. Esta incómoda discrepancia se ha mantenido desde los años 60.

Para resolver este misterio, los astrónomos necesitaban encontrar un sistema binario de estrellas que contuviera una Cefeida y con una órbita que pudiera verse de canto desde la Tierra. En estos casos, conocidos como binarias en eclipse, el brillo de las dos estrellas disminuye cuando una de las dos pasa delante de la otra, y nuevamente cuando pasa detrás de su compañera. En estas parejas, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión [3]. Desgraciadamente ni las Cefeidas ni las binarias en eclipse son comunes, de modo que la posibilidad de encontrar un sistema binario tan inusual parecía muy baja. No se conocía ningún ejemplar de este tipo en la Vía Láctea.

Wolfgang Gieren, otro miembro del equipo, continúa la historia: “Hace muy poco encontramos el sistema doble de estrellas que habíamos estado esperando entre las estrellas de la Gran Nube de Magallanes. Contiene una estrella Cefeida variable que pulsa cada 3,8 días. La otra estrella es levemente más grande y más fría, y ambas estrellas se orbitan mutuamente en 310 días. La verdadera naturaleza binaria del objeto fue inmediatamente confirmada cuando lo observamos con el espectrógrafo HARPS en La Silla”.

Los observadores midieron cuidadosamente las variaciones del brillo de este inusual objeto, conocido como OGLE-LMC-CEP0227 [4], mientras las dos estrellas orbitaban y pasaban una frente a la otra. También usaron HARPS y otros espectrógrafos para medir los movimientos de las estrellas al alejarse y acercarse a la Tierra – tanto el movimiento orbital de ambas estrellas así como el movimiento hacia adentro y hacia afuera de de la superficie de la Cefeida al expandirse y contraerse.

Esta completa y detallada información permitió a los observadores determinar el movimiento orbital, los tamaños y las masas de las dos estrellas con gran precisión, superando ampliamente lo que se había logrado previamente para una Cefeida. La masa de la Cefeida hoy se conoce con un margen de un 1% y concuerda exactamente con las predicciones de la teoría de la pulsación estelar. Sin embargo, se vio que la mayor masa que predecía la teoría de la evolución estelar estaba significativamente equivocada.

El significativo avance en la estimación de la masa es sólo uno de los resultados de este trabajo, y el equipo espera encontrar otros ejemplos de estos pares de estrellas notablemente útiles para aprovechar más el método. El equipo también cree que, a partir de estos sistemas binarios, eventualmente serán capaces de definir la distancia hacia la Gran Nube de Magallanes con un margen de un 1%, lo que significaría un avance extremadamente importante en la escala de distancias cósmicas.

Notas

[1] Las primeras Cefeidas variables fueron registradas en el siglo 18 y las variaciones de luminosidad de las más brillantes puede ser observada a simple vista entre una noche y otra. Su nombre proviene de la estrella Delta Cefei en la constelación de Cefeo (el Rey), que fue vista variar por primera vez por John Goodricke en Inglaterra en 1784. Goodricke también fue el primero en explicar las variaciones de luz de otro tipo de estrellas variables, las binarias en eclipse. En este caso dos estrellas que orbitan entre sí pasan una frente a la otra en determinado momento, causando que el brillo de la pareja disminuya. El inusual objeto estudiado por este equipo de investigadores es tanto una Cefeida como una binaria en eclipse. Las Cefeidas clásicas son estrellas masivas, distintas de estrellas similares de masas menores, que pulsan y que no comparten la misma historia evolutiva.

[2] La relación del período de luminosidad para las Cefeidas, descubierta por Henrietta Leavitt en 1908, fue usada por Edwin Hubble para hacer las primeras estimaciones de la distancia hacia lo que ahora conocemos como galaxias. Más recientemente las Cefeidas han sido observadas con el Telescopio Espacial Hubble y con el VLT de ESO en Paranal para hacer estimaciones de alta precisión de la distancia a muchas galaxias cercanas.

[3] En particular, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión cuando ambas estrellas tienen un brillo similar y, por lo tanto, las líneas espectrales de cada una de las estrellas pueden ser vistas en el espectro observado de ambas estrellas juntas, como en el caso de este objeto.

[4] El nombre OGLE-LMC-CEP0227 surge porque primero se descubrió que la estrella era una variable durante la búsqueda OGLE de un microlente gravitacional.

Fuente: ESO

Grzegorz Pietrzyński introduce este notable resultado: “Empleando el instrumento HARPS del telescopio de 3,6 metros en el Observatorio La Silla de ESO en Chile, además de otros telescopios, hemos medido la masa de una Cefeida con una precisión mucho mayor que cualquiera de las estimaciones anteriores. Este nuevo resultado nos permite ver inmediatamente cual de las dos teorías que compiten por predecir las masas de las Cefeidas es correcta”.

Las Cefeidas Variables Clásicas, normalmente llamadas sólo Cefeidas, son estrellas inestables más grandes y más brillantes que el Sol [1]. Se expanden y contraen de una manera regular, demorando entre unos pocos días hasta meses en completar el ciclo. El tiempo que tardan en pasar del brillo máximo al mínimo es más largo para las estrellas más luminosas y más corto para las más tenues. Esta relación notablemente precisa hace del estudio de las Cefeidas una de las maneras más efectivas para medir las distancias hacia las galaxias cercanas y a partir de ahí construir un mapa de escalas de distancia de todo el Universo [2].

Lamentablemente, a pesar de su importancia, las Cefeidas no son comprendidas a cabalidad. Las predicciones de sus masas derivadas de la teoría de las estrellas pulsantes son 20 a 30% menos que las predicciones de la teoría de la evolución de las estrellas. Esta incómoda discrepancia se ha mantenido desde los años 60.

Para resolver este misterio, los astrónomos necesitaban encontrar un sistema binario de estrellas que contuviera una Cefeida y con una órbita que pudiera verse de canto desde la Tierra. En estos casos, conocidos como binarias en eclipse, el brillo de las dos estrellas disminuye cuando una de las dos pasa delante de la otra, y nuevamente cuando pasa detrás de su compañera. En estas parejas, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión [3]. Desgraciadamente ni las Cefeidas ni las binarias en eclipse son comunes, de modo que la posibilidad de encontrar un sistema binario tan inusual parecía muy baja. No se conocía ningún ejemplar de este tipo en la Vía Láctea.

Wolfgang Gieren, otro miembro del equipo, continúa la historia: “Hace muy poco encontramos el sistema doble de estrellas que habíamos estado esperando entre las estrellas de la Gran Nube de Magallanes. Contiene una estrella Cefeida variable que pulsa cada 3,8 días. La otra estrella es levemente más grande y más fría, y ambas estrellas se orbitan mutuamente en 310 días. La verdadera naturaleza binaria del objeto fue inmediatamente confirmada cuando lo observamos con el espectrógrafo HARPS en La Silla”.

Los observadores midieron cuidadosamente las variaciones del brillo de este inusual objeto, conocido como OGLE-LMC-CEP0227 [4], mientras las dos estrellas orbitaban y pasaban una frente a la otra. También usaron HARPS y otros espectrógrafos para medir los movimientos de las estrellas al alejarse y acercarse a la Tierra – tanto el movimiento orbital de ambas estrellas así como el movimiento hacia adentro y hacia afuera de de la superficie de la Cefeida al expandirse y contraerse.

Esta completa y detallada información permitió a los observadores determinar el movimiento orbital, los tamaños y las masas de las dos estrellas con gran precisión, superando ampliamente lo que se había logrado previamente para una Cefeida. La masa de la Cefeida hoy se conoce con un margen de un 1% y concuerda exactamente con las predicciones de la teoría de la pulsación estelar. Sin embargo, se vio que la mayor masa que predecía la teoría de la evolución estelar estaba significativamente equivocada.

El significativo avance en la estimación de la masa es sólo uno de los resultados de este trabajo, y el equipo espera encontrar otros ejemplos de estos pares de estrellas notablemente útiles para aprovechar más el método. El equipo también cree que, a partir de estos sistemas binarios, eventualmente serán capaces de definir la distancia hacia la Gran Nube de Magallanes con un margen de un 1%, lo que significaría un avance extremadamente importante en la escala de distancias cósmicas.

Notas

[1] Las primeras Cefeidas variables fueron registradas en el siglo 18 y las variaciones de luminosidad de las más brillantes puede ser observada a simple vista entre una noche y otra. Su nombre proviene de la estrella Delta Cefei en la constelación de Cefeo (el Rey), que fue vista variar por primera vez por John Goodricke en Inglaterra en 1784. Goodricke también fue el primero en explicar las variaciones de luz de otro tipo de estrellas variables, las binarias en eclipse. En este caso dos estrellas que orbitan entre sí pasan una frente a la otra en determinado momento, causando que el brillo de la pareja disminuya. El inusual objeto estudiado por este equipo de investigadores es tanto una Cefeida como una binaria en eclipse. Las Cefeidas clásicas son estrellas masivas, distintas de estrellas similares de masas menores, que pulsan y que no comparten la misma historia evolutiva.

[2] La relación del período de luminosidad para las Cefeidas, descubierta por Henrietta Leavitt en 1908, fue usada por Edwin Hubble para hacer las primeras estimaciones de la distancia hacia lo que ahora conocemos como galaxias. Más recientemente las Cefeidas han sido observadas con el Telescopio Espacial Hubble y con el VLT de ESO en Paranal para hacer estimaciones de alta precisión de la distancia a muchas galaxias cercanas.

[3] En particular, los astrónomos pueden determinar las masas de las estrellas con gran precisión cuando ambas estrellas tienen un brillo similar y, por lo tanto, las líneas espectrales de cada una de las estrellas pueden ser vistas en el espectro observado de ambas estrellas juntas, como en el caso de este objeto.

[4] El nombre OGLE-LMC-CEP0227 surge porque primero se descubrió que la estrella era una variable durante la búsqueda OGLE de un microlente gravitacional.

Fuente: ESO