Cómo se mide la distancia a las estrellas II: Cefeidas

En el anterior artículo de esta serie vimos cómo se calcula la distancia a las estrellas más cercanas a través del método de paralaje. A continuación vamos a ver cómo medir la distancia de estrellas más alejadas a través de las estrellas Cefeidas.

Método de las estrellas Cefeidas

Como ya vimos, el método del paralaje deja de ser fiable a partir de los 1000 años luz de distancia. Por tanto, para medir la distancia a las estrellas debemos emplear otros métodos. Uno de los más conocidos y precisos es el método de las Cefeidas.

Al igual que ocurría con el paralaje, el método de las cefeidas es algo que inconscientemente hemos utilizado alguna vez. Imagina que estás en una carretera muy larga con cientos de farolas a sus lados. Todas las bombillas de las farolas tienen la misma potencia, por ejemplo, 100 W. Sin embargo, tú ves que las que tienes más cerca brillan con más fuerza. Y según vas mirando más hacia lo lejos parece que brillan cada vez menos. Esta atenuación de su brillo depende de la distancia, y es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. ¿Ya ves por dónde va el tema? Si las bombillas tuvieran potencias diferentes no podrías saber cuál está más lejos que otra. Pero al tener el mismo brillo intrínseco, es fácil calcular cuál está más cerca y cuál más lejos.

Esto mismo se puede utilizar con las estrellas. Para ello tenemos que localizar estrellas que tengan un brillo muy concreto. Estas estrellas son las Cefeidas y son uno de los tipos más comunes de “candelas estándar“, pero hay otras como las variables RR-Lyrae.

Estrellas Cefeidas o candelas estándar

Las Cefeidas son un tipo de estrellas en las que su brillo varía con el tiempo de manera constante y periódica. No me malinterpretes, no todas las Cefeidas tienen el mismo brillo como en el ejemplo de las bombillas. Pero sí que todas comparten una característica muy importante: su luminosidad está directamente relacionada con su periodo de variación. De este modo, las estrellas más luminosas tienen ciclos de variación más largos; y las menos brillantes, tienen periodos más cortos. Y siempre, siempre, son directamente proporcionales. Por tanto, con medir su periodo ya sabemos cuál es el brillo intrínseco de esa estrella.

A ese brillo intrínseco de la estrella lo llamamos magnitud absoluta. Y lo definimos como el brillo que tendría la estrella si la situásemos a 10 pársecs de distancia. Por el contrario, la magnitud relativa es la intensidad con la que brilla cada estrella a su distancia de nosotros.

De esta forma, si conocemos la magnitud absoluta de la estrella y vemos que su brillo es cuatro veces menor, podremos afirmar que la estrella está al doble de distancia. ¡Recuerda que la atenuación de su brillo depende de la distancia y es inversamente proporcional al cuadrado de la misma! Por eso, si la distancia es el doble, su brillo será cuatro veces menor. En este ejemplo en concreto, la estrella estaría a 20 pársecs de distancia.

Un método preciso pero poco práctico

El método de las Cefeidas es uno de los más precisos para medir la distancia a las estrellas. Sin embargo, solo se puede usar cuando queremos medir la distancia a una estrella Cefeida o a algún objeto que esté cerca de una Cefeida. Lógico, ¿verdad? Por otro lado, cuando queremos medir distancias a galaxias lejanas, nuestros telescopios no son capaces de distinguir estrellas individuales en ellas. Por tanto, ni con los telescopios más potentes del mundo, podemos calcular su distancia a través de las cefeidas.

Historia de las Cefeidas: Henrietta Leavitt

La astronóma Henrietta Leavitt descubrió en 1908 una propiedad asombrosa en algunas estrellas. En ese tiempo ya se conocían estrellas variables pero hasta entonces Leavitt descubrió que algunas de ellas se comportaban de manera similar. Sus estudios concluyeron que estas estrellas cambiaban de brillo de manera cíclica y proporcional a su luminosidad. Esta era la clave para poder calcular las distancias por otro método que no fuera el paralaje.

Sin embargo, Leavitt analizó todas las Cefeidas conocidas y no encontró ninguna a una distancia suficientemente cercana como para poder medir su distancia por paralaje y así tener una referencia para el resto. Pese a que su teoría fue un aporte fundamental a la astronomía, Leavitt falleció sin haber podido medir la distancia de ninguna de ellas. Tan solo un año después de su muerte, Ejnar Hertzsprung consiguió medir la distancia a una de ellas a través de su movimiento propio (ya hablaremos de este método en otra ocasión).