El interferómetro del Telescopio Muy Grande de ESO observa las cefeidas variables del cielo austral.

Las cefeidas y la escala cósmica de distancias

Resulta muy difícil medir la distancia de un objeto astronómico. De hecho, este es uno de los mayores retos que enfrentan los astrónomos.

Delta Cephei: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Realmente no existe una forma directa y certera de determinar las distancias a las galaxias que están más allá de la Vía Láctea; los astrónomos determinan primero la distancia hasta las estrellas cercanas en nuestra galaxia con tanta precisión como les sea posible, y luego utilizan una serie de otras técnicas que llegan progresivamente más lejos en el espacio, para determinar las distancias que nos separan de los sistemas más distantes.

A menudo, a este proceso se lo denomina como “la escala cósmica de distancias”.

A lo largo de los años, se han encontrado varios estimadores diferentes de distancias. Uno de estos es una clase particular de estrellas conocidas como Cefeidas variables. Son utilizadas como uno de los primeros “escalones” de la escala cósmica de distancias.

Las cefeidas son unas estrellas muy luminosas y escasas, cuyo brillo varía en una forma muy regular. Se las denomina así por la estrella Delta Cephei en la constelación de Cefeo, que fue la primer estrella variable conocida de este tipo en particular, y que es lo suficientemente luminosa como para ser observada fácilmente a simple vista.

En 1912, la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt observó 20 estrellas variables del tipo cefeida en la Pequeña Nube de Magallanes (PNM), una de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea.

Henrietta Swan Leavitt (1868 - 1921).

Para todos los propósitos, todas estas estrellas están a la misma distancia de nosotros (el tamaño de PNM es casi insignificante comparado con la distancia que nos separa). Las estrellas que son aparentemente las más brillantes de este grupo son también las más intrínsecamente brillantes (es decir, las más luminosas).

Henrietta Leavitt descubrió una relación básica entre el brillo intrínseco y el período de pulsación de las estrellas cefeidas variables en la PNM y demostró que las cefeidas intrínsecamente más brillantes presentan períodos más largos.

Esta relación es conocida ahora como la “relación período-luminosidad” y es una forma importante de derivar la distancia de las estrellas de este tipo. Al medir el período de una estrella cefeida, se puede deducir su brillo intrínseco, y dada su luminosidad aparente observada, puede entonces calcularse su distancia.

De esta forma, las estrellas cefeidas son utilizadas por los astrónomos como uno de los “faros estándar” del universo. Actúan ya sea como indicadores de distancia en sí mismos o son utilizados para calibrar otros indicadores de distancia.

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

Las estrellas cefeidas han adquirido un papel aún más importante ya que el Proyecto Clave del Telescopio Espacial Hubble sobre las distancias extragalácticas depende completamente de ellas para la calibración de los indicadores de distancia para poder determinar las grandes distancias cosmológicas.

En otras palabras, si la calibración de la relación período-luminosidad de las cefeidas estuviera equivocada, toda la escala de las distancias extragalácticas y con ella la velocidad de expansión cósmica y su aceleración relacionada, así como la edad estimada del universo, serían también erróneas.

Por lo tanto, el problema principal es una calibración tan exacta como sea posible de la relación período-luminosidad de las cefeidas cercanas. Esto requiere medir sus distancias con la máxima precisión, una tarea realmente abrumadora. Y es en este escenario donde ahora entra la interferometría.

El método Baade-Wesselink

Las determinaciones independientes de las distancias de las estrellas variables utilizan el llamado “método Baade-Wesselink”, denominado así por los astrónomos Walter Baade (1893-1960) y Adriaan Wesselink (1909-1995).

ESO PR Photo 30a/04: Las dos técnicas de observación utilizadas por el método Baade-Wesselink son la espectroscopía de alta resolución (izquierda) y la interferometría (derecha).

Con este método clásico, la variación del diámetro angular de una cefeida variable se infiere a partir de los cambios medidos en el brillo (por medio de cálculos de modelos atmosféricos) cuan la misma pulsa. Luego se utiliza la espectroscopía para medir las variaciones correspondientes de velocidad radial, obteniendo así la distancia lineal a lo largo de la cual se han movido las capas exteriores de la estrella. Dividiendo entonces las mediciones angulares y lineales, se puede calcular la distancia hasta la estrella.

Esto suena como bastante directo. Obviamente, sin embargo, sería mucho mejor medir directamente la variación del radio y no tener que basarse en cálculos de modelos atmosféricos. Pero en este caso el problema es que, a pesar de su brillo aparente, todas las cefeidas se encuentran situadas a grandes distancias. De hecho, la estrella cefeida más cercana (excluyendo a la peculiar estrella Polaris), Delta Cephei, se encuentra a más de 800 años luz de distancia.

Aún las mayores cefeidas que vemos en el cielo subtienden un ángulo de apenas 0,003 arcosegundos. Es algo así como intentar observar desde la Tierra una casa de dos pisos que se encuentre en la Luna. ¡Y lo que los astrónomos intentan hacer es medir el cambio de los tamaños de las estrellas, lo que representa solamente una fracción de los mismos!.

Tal hazaña de observación es posible solamente con interferometría de larga línea de base. También en este frente, el interferómetro VLT está en momentos abriendo todo un nuevo campo en la astrofísica de observación.

Tres líneas de base del Interferómetro VLT

ESO PR Photo 30b/04: vista de la plataforma de Paranal con las tres líneas de base utilizadas por el Interferómetro VLT en sus observaciones de las cefeidas (en rojo)

Hace algún tiempo, un resuelto equipo de astrónomos franceses y suizos inició un gran programa de investigación que apuntaba a medir la distancia de varias cefeidas por medio de método interferométrico Baade-Wesselink que se describe más arriba.

Para estas observaciones, los astrónomos combinaron series de dos haces, uno proveniente de dos Siderostatos de Prueba VLTI con 0,35 metros de apertura y el otro proveniente de dos Unidades de Telescopio (Antu y Melipal, con sus espejos de 8,2 metros), con la instalación VINCI (VLT Interferometer Commissioning Instrument = Instrumento de Comisión de Interferometría del Telescopio Muy Grande).

En este programa se utilizaron tres líneas de base del VLTI con, respectivamente, 66, 140 y 102,5 metros de largo en el terreno. La imagen ESO PR Photo 30b/04 muestra estas posiciones en la plataforma VLTI. Las observaciones se realizaron en la banda K del infrarrojo cercano.

En total, se obtuvieron 69 mediciones individuales de diámetro angular con el VLTI, con un período total de trabajo de más de cien horas, distribuidas a lo largo de 68 noches. El mayor de los diámetros angulares medidos fue de apenas 0,0032 arcosegundos (correspondiente a L Car en su máximo).

ESO PR Photo 30c/04: observaciones de VINCI de la pulsación de la cefeida variable L Car (P = 35,5 días, puntos rojos) y la curva ajustada de radio (línea verde), tal como se dedujo por la integración de la medición de la velocidad radial en esta estrella sobre su período de pulsación.

Para este programa se seleccionaron siete cefeidas observables desde el observatorio de Paranal: X y W Sagitarii, Eta Aquilae, Beta Doradus, Zeta Geminorum, Y Ophiocus y L Carinae. Sus períodos van de 7 a 35,5 días, un intervalo bastante amplio y una ventaja importante para calibrar correctamente la relación período-luminosidad.

Las distancias a cuatro de estas estrellas (Eta Aql, W Sgr, Beta Dor y L Car) fueron derivadas utilizando el método Baade-Wesselink, tal como se detectaron sus pulsaciones con el VLTI. La imagen ESO PR Photo 30c/04 muestra las mediciones del diámetro angular y la curva radial ajustada de L Car (P = 35,5 días); con ésto se logra una medición de distancia con una precisión relativa superior al 5%.

Para los otros tres objetos de la muestra (X Sgr, Y Oph y Zeta Gem) se aplicó un método híbrido para derivas sus distancias, basado en el diámetro angular promedio y las estimaciones pre-existentes de sus diámetros lineales.

La nueva calibración

ESO PR Photo 30d/04: representación de la relación período-luminosidad en la banda V. deducida de las observaciones interferométricas y de las mediciones de paralaje del Hubble. La línea verde es la relación P-L asumida de la pendiente según autores anteriores (Gieren et al). La concordancia entre el modelo y las mediciones es excelente, en particular para las mediciones de alta precisión de Delta Cep y L. Car.

Al combinar las distancias medidas en este programa con las magnitudes aparentes de las estrellas, los astrónomos determinaron la magnitud absoluta (el brillo intrínseco) de estos objetos, y arribaron a una calibración muy precisa del punto cero de la relación período-luminosidad (asumiendo la pendiente de trabajos anteriores).

Resultó que este nuevo valor, derivado independientemente, del punto cero es exactamente el mismo que el que fuera obtenido durante trabajos previos basados en un gran número de mediciones de baja precisión de distancias de cefeidas realizadas por el satélite astrométrico Hipparcos de ESA.

La concordancia entre estas dos calibraciones geométricas independientes es notable, y aumenta grandemente la confianza en la escala de distancias cósmicas que se utiliza actualmente.

Perspectivas para AMBER

Con los telescopios auxiliares de 1,8 metros que pronto quedarán listos en la plataforma VLTI, los astrónomos podrán observar muchas otras cefeidas con una precisión que será al menos igual de buena que las observaciones actuales de alta precisión que VINCI realizó de L Car.

Además, el futuro instrumento AMBER extenderá las capacidades del VLTI hacia longitudes de onda más cortas (bandas J y H), proporcionando así una resolución espacial aún mayor que la actualmente posible con VINCI (banda K).

Los efectos combinados de estas dos mejoras extenderán significativamente el muestreo accesible de cefeidas. Se espera que podrán medirse las distancias de más de 30 cefeidas, con una precisión mejor a 5%. Esto proporcionará una calibración de alta precisión tanto del punto de referencia (hasta una magnitud de más-menos 0,01)

Más información

La información contenida en este informe está basada en tres artículos de investigación realizados por P. Kervella y colaboradores, que están siendo publicados en la revista europea de investigación “Astronomy and Astrophysics”.

Este informe se publica tres años después de las primeras observaciones realizadas de VLTI con VINCI utilizando dos Unidades de Telescopio de 8,2 metros del VLT.

Algol: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Lambda Tauri: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Beta Lyrae: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Zeta Geminorum: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Eta Aquilae: gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

Betelgeuse (Alpha Orionis): gráfica período-luminosidad. Crédito: Sky and Telescope

NOTA

El equipo de astrónomos está integrado por Pierre Kervella y Vincent Coudé du Foresto del Observatorio de París (Francia), David Bersier del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial (EE.UU.), y Pascal Fouqué del Observatorio Midi-Pyrénées (Francia).

Telescopio Espacial Hubble. Crédito: NASA / ESA

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Web Site: ESO Press Release
Artículo: “Measuring Cosmic Distances with Stellar Heart Beats”
Fecha: Octubre 29, 2004

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Para Astroseti.org: Heber Rizzo Baladán

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