Relación período-luminosidad

En astronomía, una relación período-luminosidad es una relación que vincula la luminosidad de las estrellas variables pulsantes con su período de pulsación. La relación más conocida es la ley de proporcionalidad directa que se cumple para las variables Cefeidas Clásicas , a veces llamada Ley de Leavitt . ^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]} Descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt , la relación estableció a las Cefeidas como indicadores fundamentales de puntos de referencia cósmicos para escalar distancias galácticas y extragalácticas . ^{[ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]} El modelo físico que explica la ley de Leavitt para las cefeidas clásicas se llama mecanismo kappa .

Leavitt, graduada del Radcliffe College , trabajó en el Observatorio del Harvard College como " calculadora ", encargada de examinar placas fotográficas para medir y catalogar el brillo de las estrellas. El director del observatorio, Edward Charles Pickering, le asignó el estudio de las estrellas variables de las Nubes de Magallanes, tanto la Pequeña como la Grande , registradas en placas fotográficas tomadas con el astrógrafo Bruce de la estación Boyden del Observatorio de Harvard en Arequipa , Perú . Identificó 1777 estrellas variables, de las cuales clasificó 47 como cefeidas. En 1908 publicó sus resultados en los Anales del Observatorio Astronómico del Harvard College , donde observó que las variables más brillantes tenían periodos más largos. ^{[ 13 ]} Partiendo de este trabajo, Leavitt examinó cuidadosamente la relación entre los períodos y el brillo de una muestra de 25 variables Cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, publicada en 1912. ^{[ 11 ]} Este documento fue comunicado y firmado por Edward Pickering, pero la primera frase indica que fue "preparado por la señorita Leavitt".

En el artículo de 1912, Leavitt grafica la magnitud estelar en función del logaritmo del período y determinó que, en sus propias palabras,

Se puede trazar fácilmente una línea recta entre cada una de las dos series de puntos correspondientes a máximos y mínimos, lo que demuestra que existe una relación simple entre el brillo de las variables cefeidas y sus períodos. ^{[ 11 ]}

Utilizando la suposición simplificadora de que todas las Cefeidas dentro de la Pequeña Nube de Magallanes se encontraban aproximadamente a la misma distancia, la magnitud aparente de cada estrella es equivalente a su magnitud absoluta desplazada por una cantidad fija que depende de esa distancia. Este razonamiento permitió a Leavitt establecer que el logaritmo del período está linealmente relacionado con el logaritmo de la luminosidad óptica intrínseca promedio de la estrella (que es la cantidad de potencia radiada por la estrella en el espectro visible ). ^{[ 14 ]}

En aquel momento, existía un factor de escala desconocido en este brillo, ya que se desconocían las distancias a las Nubes de Magallanes. Leavitt expresó la esperanza de que se midieran las paralajes a algunas cefeidas; un año después de que ella publicara sus resultados, Ejnar Hertzsprung determinó las distancias de varias cefeidas en la Vía Láctea y que, con esta calibración, se podría determinar la distancia a cualquier cefeida. ^{[ 14 ]}

La relación fue utilizada por Harlow Shapley en 1918 para investigar las distancias de los cúmulos globulares y las magnitudes absolutas de las variables de cúmulo encontradas en ellos. En aquel momento, apenas se notó la discrepancia en las relaciones halladas para varios tipos de variables pulsantes, conocidas generalmente como Cefeidas. Esta discrepancia fue confirmada por el estudio de Edwin Hubble de 1931 sobre los cúmulos globulares alrededor de la galaxia de Andrómeda . La solución no se encontró hasta la década de 1950, cuando se demostró que las Cefeidas de población II eran sistemáticamente más débiles que las Cefeidas de población I. Las variables de cúmulo ( variables RR Lyrae ) eran aún más débiles. ^{[ 15 ]}

Se conocen relaciones período-luminosidad para varios tipos de estrellas variables pulsantes : Cefeidas de tipo I; Cefeidas de tipo II; Variables RR Lyrae; Variables Mira ; y otras estrellas variables de largo período . ^{[ 16 ]}

Cefeidas clásicas

La relación período-luminosidad de las cefeidas clásicas ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung . ^{[ 17 ]} Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático; sin embargo, Benedict et al. 2007 establecieron una calibración galáctica firme utilizando paralajes precisos del HST para 10 cefeidas clásicas cercanas. ^{[ 18 ]} Además, en 2008, astrónomos del ESO estimaron con una precisión del 1% la distancia a la cefeida RS Puppis , utilizando ecos de luz de una nebulosa en la que está incrustada. ^{[ 19 ]} Sin embargo, este último hallazgo ha sido objeto de un intenso debate en la literatura. ^{[ 20 ]}

La siguiente relación entre el período P de una cefeida de Población I y su magnitud absoluta media M _V se estableció a partir de las paralajes trigonométricas del Telescopio Espacial Hubble para 10 cefeidas cercanas:

${\displaystyle M_{\mathrm {V} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

con P medido en días. ^{[ 21 ] [ 18 ]} Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia a las cefeidas clásicas .

Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas de tipo I o variables cefeidas delta) experimentan pulsaciones con períodos muy regulares del orden de días a meses. Las variables cefeidas fueron descubiertas en 1784 por Edward Pigott , primero con la variabilidad de Eta Aquilae , ^{[ 22 ]} y unos meses después por John Goodricke con la variabilidad de Delta Cephei , la estrella epónima de las cefeidas clásicas. ^{[ 23 ]} La mayoría de las cefeidas fueron identificadas por la forma distintiva de la curva de luz con un rápido aumento de brillo y un cambio brusco.

Las cefeidas clásicas son entre 4 y 20 veces más masivas que el Sol ^{[ 24 ]} y hasta 100 000 veces más luminosas. ^{[ 25 ]} Estas cefeidas son gigantes y supergigantes amarillas brillantes de clase espectral F6-K2 y sus radios cambian en un orden del 10 % durante un ciclo de pulsación. ^{[ 26 ]}

El trabajo de Leavitt sobre las cefeidas en las Nubes de Magallanes la llevó a descubrir la relación entre la luminosidad y el período de las variables cefeidas . Su descubrimiento proporcionó a los astrónomos la primera " candela estándar " para medir la distancia a galaxias lejanas . Pronto se detectaron cefeidas en otras galaxias, como Andrómeda (en particular por Edwin Hubble en 1923-1924), y se convirtieron en una parte importante de la evidencia de que las "nebulosas espirales" son galaxias independientes ubicadas muy lejos de la Vía Láctea . El descubrimiento de Leavitt sentó las bases para un cambio fundamental en la cosmología, ya que impulsó a Harlow Shapley a desplazar el Sol del centro de la galaxia en el " Gran Debate " y a Hubble a desplazar la Vía Láctea del centro del universo. Con la relación período-luminosidad proporcionando una forma de medir distancias con precisión a escala intergaláctica, se desplegó una nueva era en la astronomía moderna con una comprensión de la estructura y la escala del universo. ^{[ 27 ]} El descubrimiento de la expansión del universo por Georges Lemaître y Hubble fue posible gracias a la innovadora investigación de Leavitt. Hubble solía decir que Leavitt merecía el Premio Nobel por su trabajo, ^{[ 28 ]} y, de hecho, fue nominada por un miembro de la Academia Sueca de Ciencias en 1924, aunque, como había fallecido de cáncer tres años antes, no cumplía los requisitos. ^{[ 29 ] [ 30 ]} (El Premio Nobel no se otorga póstumamente).