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El Telescopio Muy Grande de ESO logra aumentar la precisión en la determinación de la escala de distancias del universo.

Las Cefeidas y la escala de distancias

Las estrellas pulsantes conocidas como Cefeidas variables han sido utilizadas como indicadores de distancia desde el temprano hallazgo de Henrietta Leavitt, hace ya casi cien años. A partir de los datos fotográficos obtenidos de una de las galaxias vecinas de nuestra Vía Láctea, la Pequeña Nube de Magallanes, descubrió que la luminosidad de estas estrellas guardaba una estrecha correlación con sus períodos de pulsación.

Esta relación período-luminosidad, una vez calibrada, permite una precisa determinación de la distancia a una galaxia, una vez que se han descubierto Cefeidas en ella, y que los períodos y magnitudes de estas estrellas han sido medidos.

Si bien el método de las Cefeidas no llega lo suficientemente lejos en el universo como para determinar directamente ciertos parámetros cosmológicos tales como la constante de Hubble, las distancias fijadas para las galaxias resueltas (N.T.: es decir, galaxias en las que sus estrellas han podido ser individualizadas) relativamente cercanas han puesto los cimientos para ese trabajo en el pasado, como por ejemplo el Proyecto Clave sobre la Escala Extragaláctica de Distancias del Telescopio Espacial Hubble. De hecho, las Cefeidas constituyen uno de los primeros escalones de la escala de distancia cósmica.

En la actualidad, el problema principal con el método de las Cefeidas es que su dependencia de la metalicidad de una galaxia, es decir, su contenido en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, nunca ha sido medido precisamente hasta ahora.

Otra dificultad de este método es el hecho de que la absorción total de la luz de las Cefeidas en su viaje hasta la Tierra, y en particular la cantidad de absorción dentro de la galaxia anfitriona de las estrellas, debe ser establecida con mucha precisión para evitar errores significativos en la determinación de la distancia.

Las Cefeidas variables en NGC 300

Para enfrentar este problema, Wolfgang Gieren (Universidad de Concepción, Chile) y su equipo (1) diseñaron un Gran Programa en ESO: el Proyecto Araucaria. Su intención era obtener las distancias a galaxias relativamente cercanas con una precisión mayor al 5 por ciento.

Una de las galaxias clave para el equipo del Proyecto Araucaria era la hermosa NGC 300, en el Grupo del Escultor. En una inspección de campo amplio llevada a cabo con el telescopio ESO/MPG de 2,2 metros en La Silla en los años 1999 y 2000, el equipo había descubierto más de un centenar de Cefeidas variables que abarcaban un gran rango de períodos de pulsación. El año pasado, el equipo presentó la distancia a NGC 300 tal como se derivaba de estas imágenes ópticas en las bandas V e I.

Trasladándose al infrarrojo cercano

ESO PR Foto 23a/05: Campos observados en NGC 300 Localización de los tres campos en la galaxia NGC 300 del Grupo del Escultor, para los cuales se capturaron imágenes de campo profundo con los filtros J y K del infrarrojo cercano, utilizando el instrumento ISAAC del VLT. Estos campos contienen en total 16 Cefeidas con períodos de entre 6 a 83 días. Crédito: ESO VLT/ISAAC

El equipo complementó esta serie única de datos con otros nuevos obtenidos con la cámara de infrarrojo cercano ISAAC y con el espectrómetro en la unidad telescopio VLT ANTU de 8,2 metros de ESO.

“Existen tres ventajas sustancias para el trabajo de distancia con las Cefeidas cuando se utilizan imágenes obtenidas a través de bandas del infrarrojo cercano en lugar de las de datos ópticos”, dice Wolfgang Gieren. La más importante radica en el hecho que la absorción de la luz en el infrarrojo cercano, y particularmente en la banda K, se reduce enormemente en comparación con el efecto que la materia interestelar tiene sobre las longitudes de onda visibles.

Una segunda ventaja es que las curvas de luz de las Cefeidas en el infrarrojo tienen amplitudes menores y son mucho más simétricas que sus contrapartes ópticas, lo que hace posible medir la luminosidad media en la banda K de una Cefeida con unas pocas (y en principio con apenas una sola) observaciones en una fase conocida de pulsación. En contraste, el trabajo óptico requiere la observación de curvas de luz completas para poder determinar las magnitudes medias.

La tercera ventaja básica en el infrarrojo es una sensibilidad reducida de la relación período-luminosidad para la metalicidad, y también en la mezcla con otras estrellas en los campos apiñados de una galaxia distante.

Tomando todo ésto en consideración, uno de los propósitos principales del Gran Programa del equipo ha sido realizar observaciones adicionales en el infrarrojo cercano de las Cefeidas de sus galaxias blanco, que habían sido previamente descubiertas en inspecciones ópticas de gran angular realizadas con anterioridad.

Una determinación mejorada de la distancia a NGC 300

ESO PR Foto 25b/05: Relación período-luminosidad en el infrarrojo cercanoEste diagrama muestra las relaciones período-luminosidad de las Cefeidas en las bandas J y K, tal como se obtuvieron a partir de los datos actuales de VLT sobre NGC 300. Las magnitudes medias para cada Cefeida fueron determinadas a partir de las mediciones independientes del brillo de las Cefeidas en fases de pulsación diferentes. Los declives de las relaciones que se ajustaban mejor fueron adoptados de las Cefeidas de la Gran Nube de Magallanes. Crédito:VLT/ISAAC

En 2003 se tomaron imágenes profundas en las bandas J y K de 3 campos de NGC 300 que contenían 16 Cefeidas.

“La alta calidad de los datos permitió una medición muy precisa de las magnitudes medias J y K de las Cefeidas con apenas 2 observaciones para cada estrella, obtenidas en momentos diferentes”, dice Grzegorz Pietrzynski, otro miembro del equipo, también de la Universidad de Concepción.

Utilizando estos datos notables se construyeron las relaciones período-luminosidad. “Son las relaciones infrarrojas P-L más precisas jamás obtenidas de una muestra de Cefeidas en una galaxia más allá de las Nubes de Magallanes”, enfatiza Wolfgang Gieren.

La absorción total de la luz (enrojecimiento) de las Cefeidas de NGC 300 se obtuvo combinando los valores para la distancia obtenidos en las varias bandas ópticas y del infrarrojo cercano en las que se observó la galaxia. Esto llevó al descubrimiento de que hay una contribución muy significativa al enrojecimiento total por parte de la absorción intrínseca de NGC 300. Esta absorción intrínseca tiene un efecto importante en la determinación de la distancia, pero no había sido tenida en cuenta anteriormente.

El equipo fue capaz de medir la distancia a NGC 300 con una incertidumbre sin precedentes de apenas un 3 por ciento. Los astrónomos determinaron que NGC 300 se encuentra localizada a una distancia de 6,13 millones de años luz (2).

Más información

La información contenida en este despacho de prensa se basa en un artículo de investigación publicado en el número del 01 de agosto de 2005 de The Astrophysical Journal (El Proyecto Araucaria: Fotometría en el Infrarrojo Cercano de Cefeidas variables en la Galaxia NGC 300 del Escultor).

NOTAS:

1).- El equipo está compuesto por Wolfgang Gieren (Investigador Principal del Proyecto Araucaria), Grzegorz Pietrzynski e Igor Soszynski (Universidad de Concepción, Chile), Rolf-Peter Kudritzki y Fabio Bresolin (Instituto de Astronomía, Hawai, EE.UU.), Dante Minniti (Pontificia Universidad Católica, Chile), y Jesper Storm (Astrophysikalisches Institut Potsdam, Alemania).

2).- Esta determinación de distancia está ligada a una presunción de distancia de 163 000 años luz para la Gran Nube de Magallanes (LMC). La medición precisa de la propia distancia a LMC, con la que está relacionada actualmente la escala de distancias extragalácticas, requerirá todavía varios años de duro trabajo.

VLT (Very Large Telescope) de ESO en Paranal, Chile. Crédito: ESO / Paranal

Traducido para Astroseti.org por
Heber Rizzo Baladán

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Web Site: ESO Press Release 20/05
Artículo: “Moving Closer to the Grand Spiral”
Fecha: Agosto 01, 2005

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