CEFEIDAS

¿Qué son las Cefeidas?

Las Cefeidas fue un paso importante en el descubrimiento de un nuevo patrón de medida interestelares (ciertas estrellas variables, cuyo brillo oscilaba) Esta parte de la Historia empieza con una estrella, muy brillante, llamada Delta de Cefeo, en la constelación de Cefeo. Un detenido estudio reveló que el brillo de dicha estrella variaba en forma cíclica: se iniciaba con una fase de menor brillo, el cual se duplicaba rápidamente, para atenuarse luego de nuevo muy lentamente, hasta llegar a su punto menor. Esto ocurría una y otra vez con gran regularidad. Los astrónomos descubrieron luego otra serie de estrellas en las que se observaba el mismo brillo cíclico, por lo cual, en honor de Delta de Cefeo, fueron bautizadas con el nombre de "cefeidas variables" o, simplemente, "cefeidas".

Los períodos de las cefeidas, o sea, los intervalos de tiempo transcurridos entre los momentos de menor brillo, oscilan entre menos de un día y unos dos meses como máximo. Las más cercanas a nuestro Sol parecen tener un período de una semana aproximadamente. El período de Delta de Cefeo es de 5,3 días, mientras que el de la cefeida más próxima, nada menos que la Estrella Polar, es de 4 días; no lo hace con la suficiente intensidad como para que pueda apreciarse a simple vista.

La importancia de las cefeidas para los astrónomos radica en su brillo, punto este que requiere cierta digresión. Desde Hiparco, el mayor o menor brillo de las estrellas se llama magnitud. Se dice que las 20 estrellas más brillantes son de "primera magnitud". Otras menos brillantes son de "segunda magnitud". Siguen luego las de tercera, cuarta y quinta magnitud, hasta llegar a las de menor brillo, que apenas son visibles, y que se llaman de "sexta magnitud".

En 1912, Miss Henrietta Leavitt, astrónoma del Observatorio de Harvard, estudió la menor de las Nubes de Magallanes (dos inmensos sistemas estelares del hemisferio Sur, llamadas así en honor de Fernando de Magallanes, que fue el primero en observarlas durante su viaje alrededor del mundo.) Entre las estrellas de la Nube de Magallanes Menor, Miss Leavitt detectó un total de 25 cefeidas. Registró el período de variación de cada una y, con gran sorpresa, comprobó que cuan mayor era el período, más brillante era la estrella.

Esto no se observaba en las cefeidas variables más próximas a nosotros. ¿Por qué ocurría en la Nube de Magallanes Menor? En nuestras cercanías conocemos sólo las magnitudes aparentes de las cefeidas, pero no sabemos las distancias a que se hallan ni su brillo absoluto, y, por tanto, no disponemos de una escala para relacionar el período de una estrella con su brillo. Pero en la Nube de Magallanes Menor ocurre como si todas las estrellas estuvieran aproximadamente a la misma distancia de nosotros, debido a que la propia nebulosa se halla muy distante.

Podríamos tomar la magnitud aparente de todas las estrellas de la Nube de Magallanes Menor que se hallan aproximadamente a la misma distancia de nosotros, como una medida de su magnitud absoluta comparativa. Así, Miss Leavitt pudo considerar verdadera la relación que había apreciado, o sea, que el período de las cefeidas variables aumentaba progresivamente, al hacerlo la magnitud absoluta. De esta manera logró establecer una "curva de período-luminosidad", gráfica que mostraba el período que debía tener una cefeida en cualquier magnitud absoluta y, a la inversa, qué magnitud absoluta debía tener una cefeida de un período dado.

Si las cefeidas se comportaban en cualquier lugar del Universo como lo hacían en la Nube de Magallanes Menor (suposición razonable), los astrónomos podrían disponer de una escala relativa para medir las distancias, siempre que las cefeidas pudieran ser detectadas con los telescopios más potentes. Si se descubrían dos cefeidas que tuvieran idénticos períodos, podría suponerse que ambas tenían la misma magnitud absoluta. Si la cefeida A se mostraba 4 veces más brillante que la B, esto significaría que esta última se hallaba dos veces más lejos de nosotros. De este modo podrían señalarse, sobre un mapa a escala, las distancias relativas de todas las cefeidas observables. Ahora bien, si pudiera determinarse la distancia real de tan sólo una de las cefeidas, podrían calcularse las distancias de todas las restantes.

Por desgracia, incluso la cefeida más próxima a la Estrella Polar, dista de nosotros cientos de años luz, es decir, se encuentra a una distancia demasiado grande como para ser medida por paralaje. Pero los astrónomos han utilizado también métodos menos directos. Un dato de bastante utilidad era el movimiento propio: por término medio, cuanto más lejos de nosotros está una estrella, tanto menor es su movimiento propio. Se recurrió a una serie de métodos para determinar los movimientos propios de grupos de estrellas y se aplicaron métodos estadísticos. El procedimiento era complicado, pero los resultados proporcionaron las distancias aproximadas de diversos grupos de estrellas que contenían cefeidas. A partir de las distancias y magnitudes aparentes de estas cefeidas, se determinaron sus magnitudes absolutas, y éstas pudieron compararse con los períodos.

En 1913, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung comprobó que una cefeida de magnitud absoluta -2,3 tenía un período de 6,6 días. A partir de este dato, y utilizando la curva de período-luminosidad de Miss Leavitt, pudo determinarse la magnitud absoluta de cualquier cefeida. (Incidentalmente se puso de manifiesto que las cefeidas solían ser estrellas grandes, brillantes, mucho más luminosas que nuestro Sol. Las variaciones en su brillo probablemente eran el resultado de su titileo. En efecto, las estrellas parecían expansionarse y contraerse de una manera incesante, como si estuvieran inspirando y espirando poderosamente.)

Pocos años más tarde, el astrónomo americano Harlow Shapley repitió el trabajo y llegó a la conclusión de que una cefeida de magnitud absoluta -2,3 tenía un período de 5,96 días. Los valores concordaban lo suficiente como para permitir que los astrónomos siguieran adelante. Ya tenían su patrón de medida.