ASTROFÍSICA
Las "escalas" de las distancias cósmicas deberán revisarse
El descubrimiento de estrellas Cefeidas en Andrómeda permitió al Hubble calcular la distancia de esta estructura estelar y determinar que se trataba de un sistema extragaláctico
Los astrónomos obtuvieron la primera prueba directa de que las estrellas Cefeidas que se utilizan para determinar las distancias en el universo, pierden masa, lo que las hace menos estándar de lo que se creía. El descubrimiento efectuado con el Telescopio de la NASA Spitzer en el año 2011, ayudará a los astrónomos a realizar medidas más precisas del tamaño, edad y velocidad de expansión del universo.
Las "candelas estándar" son objetos astronómicos que forman los peldaños de la escalera de las distancias cósmicas, constituyen una herramienta para medir las distancias de las galaxias lejanas. El primer peldaño de la escalera lo forman las estrellas pulsantes llamadas variables Cefeidas. Medir las distancias de estas estrellas es crítica para medir con precisión la de los objetos más distantes. Cada peldaño de la escalera depende del anterior, por lo que sin medidas precisas la escala entera de distancias cósmicas quedaría afectada.
Telescopio espacial Spitzer
Ahora, las observaciones de Spitzer muestran que para que la escalera funcione bien es necesario prestar una atención más cuidadosa a las Cefeidas. Las observaciones infrarrojas de una Cefeida en partícular, proporcionan la primera evidencia de que estas estrellas pueden perder masa o encogerse. Esto podría afectar a las medidas de las distancias.
"Hemos mostrado que estas "candelas estándar" se consumen literalmente por sus vientos", explicó Massimo Marengo de la Universidad de Iowa State. Marengo es autor de un reciente estudio que aparecerá en la revista Astronomical Journal. "Cuando utilizamos las Cefeidas como candelas estándar, debemos ser especialmente cuidadosos, puesto que se consumen."
Simulación del comportamiento Período-Luminosidad una estrella Cefeida
La estrella del estudio es Delta Cephei, la estrella prototipo de la clase de las Cefeidas. Las estrellas de masa intermedia pueden convertirse en Cefeidas en su madurez, pulsando en un latido regular que esta relacionado con su brillo intrínseco. Cuando medimos el brillo aparente de la estrella en el cielo, y lo comparamos a su brillo intrínseco podemos calcular su distancia.
Este mismo cálculo fue llevado a cabo por el astrónomo famoso Edwin Hubble en 1924, lo que le llevo a afirmar que nuestra Galaxia era tan sólo una de tantas en el vasto océano cósmico. Las Cefeidas también ayudaron a descubrir que nuestro universo está en expansión y que las galaxias se están separando.
Desde entonces las Cefeidas se han convertido en uno de los peldaños más fiables de la escala de distancias cósmicas, pero todavía guardan misterios. Una cuestión abierta es si estas estrellas pierden masa o no. Los vientos expulsados por una estrella Cefeida pueden arrojar grandes cantidades de gas y polvo, hasta formar un capullo de polvo en torno a la estrella que finalmente afectaría a su brillo aparente. Esto último afectaría a su vez a la determinación de su distancia. Estudios previos habían apuntado hacia esta pérdida de masa, sin embargo era necesario investigar más.
En la imagen ilustra (ver texto) cómo el Telescopio Spitzer pudo demostrar que las estrellas Cefeidas que se utilizan como "candelas estándar" para medir grandes distancias en el universo se encogen. Este descubrimiento afecta a las medidas del tamaño, edad y velocidad de expansión del universo
Marengo y su colega utilizaron el telescopio infrarrojo Spitzer para estudiar el polvo en torno a Delta Cephei. Esta estrella en concreto, viaja a gran velocidad, empujando al gas y el polvo en una onda de choque delante de ella.
Afortunadamente para los científicos, una compañera cercana parece estar iluminando el área, haciendo más fácil de ver la onda de choque. Estudiando el tamaño y estructura de la onda de choque, el equipo pudo determinar que que un viento estelar masivo empuja contra el polvo y gas interestelar. Además, el equipo calculó que este viento es hasta un millón de veces más fuerte que el viento de nuestro sol. Esto demuestra que Delta Cephei se está encogiéndo ligeramente.
Observaciones de seguimiento de otras Cefeidas realizadas por Spitzer han demostrado que hasta un 25% de las estrellas también están perdiendo masa.
"Todo se desmoronaría en los estudios de cosmología si no comenzamos a hacer mediadas más precisas de las Cefeidas", comentó Pauline Barmby de la Universidad de Western Ontario, Canadá, autora principal del estudio de seguimiento de las Cefeidas publicado en la revista "Astronomical Journal". "Este descubrimiento nos permitirá comprender mejor estas estrellas, y utilizarlas como indicadores de distancia cada vez más precisos."
Las observaciones de Spitzer se realizaron antes de que el telescopio se quedase sin su refrigerante líquido en mayo de 2009 y comenzara la fase caliente de su misión.
El laboratorio de Propulsion a Chorro (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA, conduce la misión del telescopio espacial Spitzer. Para más información sobre el Spitzer, visitar los enlaces: y
INFORMACIÓN COMPLEMENTARIA
El patrón metro
En un principio, el metro se definió como la diezmillonésima parte del cuadrante del meridiano de terrestre. Posteriormente se construyó un metro patrón metálico que quedó depositado en la Oficina Internacional de Pesos y Medidas, en París, Francia.
metro patrón compuesto de platino e iridio
No obstante, la posibilidad de que ese patrón pudiese ser destruido, o cambiar con el tiempo, hicieron necesarios buscar como referencia una constante universal, que a su vez aportase una mayor precisión.
Por ello, en 1960 la Conferencia General de Pesos y Medidas define el metro como 1.650.763,73 veces la longitud de onda de la radiación emitida por el salto cuántico entre los niveles 2p10 y 5d5 de un átomo de kriptón 86.
Pero errores detectados en el perfil de la línea espectral del kriptón, hicieron que en 1983 la CGPM adoptase una nueva definición del metro, vigente hoy en día, que lo define como la longitud del camino atravesado por la luz en el vacío durante un intervalo de tiempo de 1 / 299.792.458 de un segundo, basada en que la velocidad de la luz en el vacio es exactamente 299.792.458 metros / segundo.
Como se ve, en un intento de estandarizar las medidas de longitud con el objetivo de que para todo el mundo (científicos, comerciantes, civiles, militares, etc... ) el metro tuviera el mismo significado y la misma medida, a lo largo del tiempo se han definido varios patrones de comparación. Primero, uso parte de la circunferencia terrestre pero su valor tenía un error de medición muy grande. Luego se usó una barra metálica de una aleación especial por ser más fácil de determinar su tamaño y menos propensa a variaciones por cambios de temperatura, pero fácilmente destruible (en una guerra, p.e.), por lo que se cambió un concepto más "abstracto", la longitud de onda de cierta radiación que se creía bien estudiada y definida. Finalmente, se terminó usando la más (en mi opinión) universal de las constantes: la velocidad de la luz.
Como ya debe inferir, si una "constante" deja de ser confiable, ya deja de ser útil como patrón de comparación y hay que buscar uno nuevo y también hay que recalcular las mediciones hechas con el antiguo patrón, porque las mismas estarían equivocadas, así de sencillo.
De esto precisamente es lo que trata el artículo: si las Cefeidas como patrón de medición dejan de ser confiables, ya que no se comportan como se creía, entonces hay que redefinir el patrón existente de acuerdo a los nuevos datos o sencillamente (en la teoría , claro) buscar otro mejor.
Para determinar la distancia de una Cefeida, tal como I Carinae, se siguen los siguientes pasos:
- Determinar la población (ya que hay diferencias entre ellas) a la que pertenece la Cefeida para poder utilizar la Ley Período-Luminosidad y así obtener la distancia de la misma.
Las Cefeidas más útiles son las DCEP (o Cefeidas clásicas) como I Carinae, porque son más luminosas y, por lo tanto, pueden verse a mayor distancia, siendo detectables incluso en otras galaxias.
- Para la determinación de la distancia se utilizan dos fórmulas. Primero, la correspondiente a la Ley P-L, que si bien se actualiza constantemente y se ve afectada por la metalicidad de la estrella, puede simplificarse como:
que es el valor obtenido a partir de las paralajes del satélite Hipparcos.
En la fórmula encontramos que Mv es la magnitud absoluta de la estrella y logP es el logaritmo del período de pulsación de la misma.
l Carinae presenta un período de 35.56 días por lo que reemplazando valores obtenemos:
Para saber la distancia de la estrella tenemos luego que utilizar otra fórmula, la que relaciona las magnitudes con la distancia:
donde D es la distancia en parsecs, Mv es la magnitud absoluta, mv la magnitud aparente (la que medimos al observar) y Av la absorción interestelar.
Para estrellas situadas en el plano de la galaxia, ésta puede ser importante ya que grandes cantidades de gas y polvo se interponen entre la estrella y nosotros.
Para obtener el valor de la absorción en V, se necesita saber el exceso de color de la estrella E(B-V), esto es, la diferencia entre el índice de color B-V intrínseco de la estrella y el índice de color B-V observado. En el caso de l Carinae, el mismo es de 0,18. Para obtener Av se multiplica el E(B-V) por una constante, actualmente calculada como 3,1. Esto da Av= 0,56.
Aplicando los valores de l Carinae en la fórmula:
donde 3,72 es la magnitud media aparente de l Carinae (no se usa la magnitud mínima o máxima).
Luego:
logD = 1 - (-8,95 / 5)
donde -8,95 se conoce como el módulo de distancia y puede convertirse directamente a la distancia real utilizando tablas.
Finalmente:
logD = 2,79 y para averiguar D se haya el antilogaritmo de 2,79 y que da 616,6 parsecs.
- Para convertir parsecs a años luz, recordar que 1 parsec = 3,258 años luz. O sea que l Carinae se encuentra aproximadamente a 2.009 años luz. El error propagado de cada uno de los términos (errores en la Ley P-L, en la determinación de la absorción, etc.) hacen que este valor tenga un error de un par de cientos de años luz.
metro patrón compuesto de platino e iridio
No obstante, la posibilidad de que ese patrón pudiese ser destruido, o cambiar con el tiempo, hicieron necesarios buscar como referencia una constante universal, que a su vez aportase una mayor precisión.
Por ello, en 1960 la Conferencia General de Pesos y Medidas define el metro como 1.650.763,73 veces la longitud de onda de la radiación emitida por el salto cuántico entre los niveles 2p10 y 5d5 de un átomo de kriptón 86.
Pero errores detectados en el perfil de la línea espectral del kriptón, hicieron que en 1983 la CGPM adoptase una nueva definición del metro, vigente hoy en día, que lo define como la longitud del camino atravesado por la luz en el vacío durante un intervalo de tiempo de 1 / 299.792.458 de un segundo, basada en que la velocidad de la luz en el vacio es exactamente 299.792.458 metros / segundo.
Como se ve, en un intento de estandarizar las medidas de longitud con el objetivo de que para todo el mundo (científicos, comerciantes, civiles, militares, etc... ) el metro tuviera el mismo significado y la misma medida, a lo largo del tiempo se han definido varios patrones de comparación. Primero, uso parte de la circunferencia terrestre pero su valor tenía un error de medición muy grande. Luego se usó una barra metálica de una aleación especial por ser más fácil de determinar su tamaño y menos propensa a variaciones por cambios de temperatura, pero fácilmente destruible (en una guerra, p.e.), por lo que se cambió un concepto más "abstracto", la longitud de onda de cierta radiación que se creía bien estudiada y definida. Finalmente, se terminó usando la más (en mi opinión) universal de las constantes: la velocidad de la luz.
Como ya debe inferir, si una "constante" deja de ser confiable, ya deja de ser útil como patrón de comparación y hay que buscar uno nuevo y también hay que recalcular las mediciones hechas con el antiguo patrón, porque las mismas estarían equivocadas, así de sencillo.
De esto precisamente es lo que trata el artículo: si las Cefeidas como patrón de medición dejan de ser confiables, ya que no se comportan como se creía, entonces hay que redefinir el patrón existente de acuerdo a los nuevos datos o sencillamente (en la teoría , claro) buscar otro mejor.
¿A que distancia está I Carinae?
Para determinar la distancia de una Cefeida, tal como I Carinae, se siguen los siguientes pasos:
- Determinar la población (ya que hay diferencias entre ellas) a la que pertenece la Cefeida para poder utilizar la Ley Período-Luminosidad y así obtener la distancia de la misma.
Las Cefeidas más útiles son las DCEP (o Cefeidas clásicas) como I Carinae, porque son más luminosas y, por lo tanto, pueden verse a mayor distancia, siendo detectables incluso en otras galaxias.
Animación de las curvas de luz de Cefeidas clásicas de distintos períodos
- Para la determinación de la distancia se utilizan dos fórmulas. Primero, la correspondiente a la Ley P-L, que si bien se actualiza constantemente y se ve afectada por la metalicidad de la estrella, puede simplificarse como:
Mv = -2,81 logP - 1,43
que es el valor obtenido a partir de las paralajes del satélite Hipparcos.
En la fórmula encontramos que Mv es la magnitud absoluta de la estrella y logP es el logaritmo del período de pulsación de la misma.
l Carinae presenta un período de 35.56 días por lo que reemplazando valores obtenemos:
Mv = -2,81 * 1,55096 - 1,43
entonces Mv = -5,788
entonces Mv = -5,788
Para saber la distancia de la estrella tenemos luego que utilizar otra fórmula, la que relaciona las magnitudes con la distancia:
logD = 1 - ((Mv - (mv-Av)) / 5)
donde D es la distancia en parsecs, Mv es la magnitud absoluta, mv la magnitud aparente (la que medimos al observar) y Av la absorción interestelar.
Para estrellas situadas en el plano de la galaxia, ésta puede ser importante ya que grandes cantidades de gas y polvo se interponen entre la estrella y nosotros.
Para obtener el valor de la absorción en V, se necesita saber el exceso de color de la estrella E(B-V), esto es, la diferencia entre el índice de color B-V intrínseco de la estrella y el índice de color B-V observado. En el caso de l Carinae, el mismo es de 0,18. Para obtener Av se multiplica el E(B-V) por una constante, actualmente calculada como 3,1. Esto da Av= 0,56.
Aplicando los valores de l Carinae en la fórmula:
logD = 1 - ((-5,79 - (3,72-0,56)) / 5)
donde 3,72 es la magnitud media aparente de l Carinae (no se usa la magnitud mínima o máxima).
Luego:
logD = 1 - (-8,95 / 5)
donde -8,95 se conoce como el módulo de distancia y puede convertirse directamente a la distancia real utilizando tablas.
Finalmente:
logD = 2,79 y para averiguar D se haya el antilogaritmo de 2,79 y que da 616,6 parsecs.
- Para convertir parsecs a años luz, recordar que 1 parsec = 3,258 años luz. O sea que l Carinae se encuentra aproximadamente a 2.009 años luz. El error propagado de cada uno de los términos (errores en la Ley P-L, en la determinación de la absorción, etc.) hacen que este valor tenga un error de un par de cientos de años luz.