Cefeidas
Cefeida-1
Las variables cefeidas tipo 1 o “clásicas” son estrellas gigantes pulsantes. Como gigantes, las Cefeidas tienen radios desde decenas hasta cientos de veces el tamaño de nuestro Sol. Su temperatura y tipo espectral varían a medida que pulsan. Debido a que su tamaño cambia a medida que pulsan, su luminosidad también varía: ¡más grande es más brillante! Las variables cefeidas tienen una relación bien definida entre el período de pulsación y la luminosidad, lo que las hace valiosas para calcular distancias. Debido a esta relación (descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt, miembro de la Computadoras de Harvard), midiendo el período de una Cefeida te dice su luminosidad intrínseca. Comparando esa luminosidad intrínseca con el brillo aparente, se obtiene la distancia a la cefeida. Las cefeidas son lo suficientemente luminosas como para ser visibles en otras galaxias, brindándonos con las primeras distancias confiables. La comparación de esas distancias con la velocidad de recesión de las galaxias (la mayoría de las galaxias parecen alejarse de nosotros en todas las direcciones) finalmente llevó al descubrimiento de la expansión del espacio, también conocida como Big Bang.
A continuación se muestra un video sonificado de una variable Cefeida-1 observada. La curva de luz contiene 174 observaciones que se tomaron durante casi 4 años, desde principios de 2018 hasta finales de 2021. Cada intervalo de tiempo durante el video corresponde a una duracion de 5 días, por lo que el video se reproduce en unos 30 segundos. La curva de luz de la estrella Cefeida clásica varía en magnitud de banda R de 15,6 a 15,1. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
El siguiente video sonificado es una curva de luz en fase para la estrella variable Cefeida Clásica. Se determinó que esta estrella pulsaba en un intervalo corto, aproximadamente cada 1 día y 5 horas. En el video, se escucha dos fases completas, cada una de las cuales consiste en un período de atenuación prolongado seguido de la pulsación que se escucha como un aumento rápido en el brillo. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra un video sonificado de una observacion del espectro de la variable Cefeida tipo 1. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 4100 a 8800 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. Debido a que la estrella Cefeida Clásica es una estrella gigante caliente, el video del espectro comienza con un pico en el extremo azul de longitud de onda corta, interrumpido por algunas fluctuaciones rápidas causadas por la absorción de los átomos de calcio e hidrógeno en la atmósfera. El pico va seguido de una disminución gradual del flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda. Las líneas de absorción hacia las longitudes de onda rojas más largas del espectro son causadas por átomos de hidrógeno.
Esta variable Cefeida-1, J171031.11+282308.77, fue el objetivo de la espectroscopia SDSS-IV como variable en el proyecto TDSS (Roulston in prep.). La curva de luz es una banda r óptica del ZTF.
Cefeida-2
Las variables Cefeidas Tipo 2 son pulsantes con periodos entre 1 y 50 días. Son estrellas de población 2, lo que significa que son miembros de una generación más antigua de estrellas formadas durante un tiempo anterior en el universo. Sabemos esto porque son pobres en metales, lo que significa que son deficientes en los elementos creados por generaciones anteriores de estrellas. Como todas las variables Cefeidas, las Cefeidas Tipo 2 tienen una relación bien definida entre el período de pulsación y la luminosidad, lo que las hace valiosas para calcular distancias.
A continuación se muestra un video sonificado de una observacion de una variable Cefeida-II. Hay 42 observaciones que se pueden escuchar sobre una duracion de 500 días, que es una velocidad de muestreo bastante baja. Una de las razones por las que las observaciones son tan escasas es el intervalo estacional de 150 días en las observaciones que se puede escuchar en el video, durante el cual la variable Cefeida-II no fue visible desde la Tierra. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
El siguiente video es la curva de luz en fase para la variable Cefeida-II observada. Se determinó que la estrella tenía un período de pulsación de aproximadamente 26 días según las 42 observaciones realizadas durante 500 días. En el video, se escuchan dos fases completas, cada una consiste en un período de atenuación lento seguido por la pulsación que se escucha como un aumento rápido en el brillo. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra un video sonificado del espectro de la variable Cefeida tipo II observada. Este video escanea una gráfica de brillo medida en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. El espectro comienza en el extremo azul de longitud de onda corta con algunas fluctuaciones rápidas causadas por la absorción de los átomos de calcio e hidrógeno en la atmósfera, seguidas de una disminución gradual en el flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda. Las líneas de absorción significativas hacia las longitudes de onda rojas más largas en el espectro son causadas por diferentes transiciones de nivel electrónico en los átomos de hidrógeno.
Esta variable Cefeida-2, J013300.26+304645.9, fue el objetivo de la espectroscopia SDSS-IV como variable en el proyecto TDSS (Roulston in prep.). La curva de luz es una banda r óptica del ZTF.