Relación período-luminosidad

En astronomía , la relación período-luminosidad, también conocida como Ley de Leavitt , es una relación que establece una relación de proporcionalidad entre la variación periódica de la luminosidad de una Cefeida y su magnitud absoluta . La luminosidad intrínseca de las cefeidas clásicas aumenta con el período: cuanto más largo es el período, más brillante es la estrella.

Historia

Esta relación fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt mientras estudiaba miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes .

En 1929, Edwin Hubble utilizó la relación período-luminosidad para determinar la distancia de la galaxia de Andrómeda y así demostrar que estaba ubicada fuera de la Vía Láctea.

Una vez calibrada correctamente la relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas, es posible utilizarla para medir la distancia de todas las cefeidas clásicas identificadas.

Calibración de la relación

Calibrar la relación periodo-luminosidad es una tarea difícil que se llevó a cabo a principios del XX °  siglo , empezando por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung . Fue establecido con más confianza en 2007 por Benedict et al. midiendo los paralaje precisos de diez Cefeidas clásicas utilizando el Telescopio Espacial Hubble . La distancia de la cefeida RS Puppis podría determinarse al 1,4% más cercano utilizando el eco de luz en la nebulosa en la que se encuentra esta estrella, aunque esta última medida ha sido debatida en la literatura.

La siguiente relación entre el período de luz P medido en días y la magnitud absoluta promedio M v se determinó a partir de la medición realizada por el Telescopio Espacial Hubble de la paralaje de diez cefeidas clásicas:

M v = - (2,43 ± 0,12) × ( log 10 P - 1) - (4,04 ± 0,02).

Se han publicado varias relaciones para calcular la distancia d (en parsecs) de una cefeida clásica expresada en parsecs desde su período P y su magnitud aparente I c en el infrarrojo de Johnson-Cousins y V en luz visible  :

5 × log 10 d = V + 3.34 × log 10 P - 2.45 × ( V - I c ) + 7.52, 5 × log 10 d = V + 3,37 × log 10 P - 2,55 × ( V - I c ) + 7,48.

usar

Es una herramienta muy valiosa en la medición de distancias en astronomía porque permite, al comparar la magnitud aparente de una cefeida con su magnitud absoluta calculada a partir de su período luminoso, determinar su módulo de distancia y por lo tanto su distancia por relación a la Tierra .

La calibración de la escala de distancias gracias a la relación Periodo-Luminosidad es importante para muchos trabajos cosmológicos. Este es particularmente el caso de la determinación de la constante de Hubble .

Notas y referencias

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