RR Lyrae

RR Lyrae, campo de 1 grado, placa de estudio DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Nuestra serie de Estrellas Variables de la Temporada vuelve de su parón con una joya astronómica largamente olvidada: RR Lyrae, el prototipo de una de las clases de estrellas variables más importantes de la astronomía. RR Lyrae y la clase de estrellas variables pulsantes que lleva su nombre tuvieron una profunda influencia en la astrofísica del siglo XX, y es probable que nuestra comprensión tanto del tamaño como de la naturaleza de nuestro Universo sería mucho más incompleta sin estas importantes estrellas. La propia RR Lyrae es una variable fácilmente a la vista de la mayoría de los observadores del norte con telescopios modestos o prismáticos, y sin embargo sigue siendo un objetivo para los principales observatorios y programas de investigación. Tanto su prominencia visual como su estatura histórica la convierten en un objetivo adecuado para la Estrella Variable de la Temporada de septiembre de 2010.

R Lyrae: la historia comienza

El Colegio de Harvard era un hervidero de actividad de estrellas variables a finales del siglo XIX. El director, Edward Charles Pickering, y su extenso equipo de «ordenadores» -mujeres que realizaban con esmero muchos de los tediosos cálculos o búsquedas de placas fotográficas en el observatorio- publicaron decenas de trabajos y catálogos que detallaban sus esfuerzos en cartografía y fotometría estelar, búsqueda y fotometría de asteroides y estrellas variables. Uno de ellos fue un breve artículo publicado en la Harvard Circular Number 29 (1898) en el que se describía una técnica sencilla para el estudio de las variables de período corto. En él, Pickering describe una técnica para obtener múltiples exposiciones fotográficas de una estrella en poco tiempo, una forma primitiva pero eficaz de fotometría de series temporales. Una placa fotográfica se exponía y cubría alternativamente a intervalos preestablecidos en un telescopio cuya alineación y velocidad de seguimiento no estaban precisamente alineadas con el cielo. El resultado es que se obtenían múltiples exposiciones de una estrella determinada durante una noche de observación, y que los periodos de las estrellas cortas podían obtenerse de forma más eficiente.

Un artículo de 1901 del Astrophysical Journal de Pickering proporciona una lista de sesenta y cuatro nuevas variables, una de las cuales -una estrella de la constelación de Lyra- se encontró utilizando el método anterior en una placa del 13 de julio de 1899. El examen de esta placa por parte de una de las empleadas de Pickering, Wilhelmina Fleming, reveló una estrella de período corto y gran amplitud. La estrella, con una amplitud de más de 3/4 de magnitud y un período de poco más de medio día, se asemejaba claramente a las variables del cúmulo (también descubiertas por Fleming en su análisis de las placas del estudio del cúmulo de Solon Bailey en 1893). Las observaciones regulares de esta «variable de cúmulo» más brillante del campo comenzaron en Harvard, así como en otros observatorios importantes, incluyendo Lick y Mt. Wilson. El brillo de RR Lyrae (entre la 7ª y la 8ª magnitud) la hizo lo suficientemente brillante como para observarla espectroscópicamente de forma que los cambios en su espectro pudieran ser rastreados a lo largo de su ciclo de variabilidad. Esto permitió a los astrónomos medir los cambios de tipo espectral, así como detectar la presencia de líneas de emisión.

En su exhaustivo artículo de revisión de 1916 sobre RR Lyrae, Harlow Shapley dejó claro que la hipótesis de las binarias para las variaciones de las «variables cefeidas» (con las que incluía las variables del cúmulo) era inconsistente tanto con las variaciones espectroscópicas como con las fotométricas; los espectros sugerían que las «órbitas» de estas binarias tendrían que ser poco físicas, lo que la fotometría que mostraba variaciones en el tiempo de subida al máximo requería variaciones poco físicas en los hipotéticos parámetros orbitales. Shapley también observó un hecho importante sobre RR Lyrae utilizando las observaciones de Oliver Wendell, de Harvard, así como las suyas propias: los tiempos de máximo y la forma de la curva de luz de RR Lyrae varía de forma cíclica con un periodo de unos 40 días. Este efecto, conocido posteriormente como el Efecto Blazhko, ha seguido siendo un rompecabezas para los astrofísicos hasta el día de hoy.

Aunque RR Lyrae no fue la primera «estrella RR Lyrae» descubierta -tanto las variables del cúmulo como las dos estrellas de campo U Lep y S Ara fueron las primeras- RR Lyrae es, con mucho, la más brillante, y su brillo la convirtió en un objetivo fácil tanto para los fotometristas como para los espectroscopistas. El nombre de variable RR Lyrae se convirtió posteriormente en un título adecuado para esta importante clase de estrellas.

La franja de inestabilidad

Las RR Lyrae son miembros de una clase de élite de variables pulsantes conocidas como pulsantes de la franja de inestabilidad. Estas estrellas, todas ellas confinadas en una estrecha región del diagrama de Hertzsprung-Russell, pulsan por la misma razón: las pulsaciones son impulsadas por la radiación que está siendo parcialmente bloqueada para escapar de la estrella, y el aumento resultante de la presión y la temperatura hace que se expandan. Cuando la gravedad hace que se contraigan de nuevo, el ciclo se repite. Debido a las propiedades físicas de las estrellas y sus interiores, sólo las estrellas con propiedades físicas muy específicas pueden hacer esto, y las que pueden se encuentran en una estrecha franja diagonal del diagrama H-R que va desde las estrellas calientes, azules y débiles en la parte inferior izquierda, hasta las estrellas más frías, rojas y brillantes en la parte superior derecha. Donde esta franja se cruza con una población común de estrellas dentro del diagrama H-R es donde se suelen encontrar los pulsadores. Donde se cruza con la secuencia de enanas blancas, se encuentran las estrellas ZZ Ceti (enanas blancas DAV). En la intersección con la secuencia principal se encuentran las estrellas delta Scuti. Donde se cruza con la secuencia posterior a la principal, se encuentran las variables cefeidas y las estrellas W Virginis. Y en las poblaciones estelares de baja metalicidad, donde se cruza con la rama horizontal es donde se encuentran las estrellas RR Lyrae. Las RR Lyrae tienen luminosidades intermedias entre las de las Cefeidas (más brillantes) y las estrellas delta Scuti (más débiles).

Las estrellas RR Lyrae son miembros muy evolucionados de poblaciones estelares de baja metalicidad. Han evolucionado a lo largo de la secuencia principal, han quemado todo el hidrógeno de sus núcleos, y luego han hecho un rápido recorrido por la rama de las gigantes rojas posterior a la secuencia principal y se han asentado de nuevo en la rama horizontal, un breve período de la vida de una estrella de baja metalicidad en el que quema helio en su núcleo e hidrógeno en una envoltura alrededor del núcleo. Las estrellas RR Lyrae son subgigantes, más luminosas que nuestro Sol, pero menos que las variables cefeidas. Los cúmulos globulares con ramas horizontales bien definidas pueden tener a veces un número significativo de estrellas RR Lyrae en ellos, un hecho que podemos aprovechar muy bien aquí en la Tierra.

Las variables de cúmulo, el Universo y todo

Las estrellas RR Lyrae son interesantes desde el punto de vista astrofísico por sí mismas, pero lo que las hace más interesantes es cómo se pueden utilizar. Otra de las computadoras de Harvard, Henrietta Swan Leavitt, fue la principal responsable de descubrir otra peculiaridad de las estrellas de la franja de inestabilidad. Leavitt estudió las variables cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes, midiendo sus magnitudes aparentes y sus períodos de pulsación. La Pequeña Nube de Magallanes era un objetivo importante porque se suponía (correctamente) que todas las estrellas de la Nube estaban físicamente asociadas y se encontraban aproximadamente a la misma distancia de la Tierra. En 1912, Leavitt estableció una clara relación entre el brillo aparente de estas variables cefeidas en la SMC y sus períodos de pulsación: cuanto más brillante es la estrella, más largo es el período. Además, era una relación muy estrecha y bien definida. Se podía estimar con gran precisión el brillo de una Cefeida en función de su periodo y viceversa.

La relación PL para las Cefeidas en el SMC, mostrando la magnitud en el eje y frente al log(Periodo, días) en el eje x. De Leavitt y Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Este fue un descubrimiento sorprendente por lo que implica: (a) si la relación periodo-luminosidad es universal para todas las estrellas, y (b) si se puede encontrar alguna forma de calibrar la relación utilizando Cefeidas de distancia conocida, entonces se pueden utilizar las Cefeidas y otros pulsadores de franja de inestabilidad para medir distancias. Los astrónomos pronto pudieron calibrar esta relación utilizando estrellas cercanas con distancias conocidas por paralaje, y efectivamente confirmaron que la relación entre periodo y luminosidad era real y universal. Esta relación, conocida como la relación Período-Luminosidad, fue de vital importancia para nuestra eventual comprensión de la naturaleza y el tamaño de la Vía Láctea y del tamaño del Universo. Los astrónomos de Harvard Solon Bailey y Harlow Shapley fueron los principales responsables de la adopción y el uso de las variables de los cúmulos como indicadores de distancia. El propio Shapley participó en el Gran Debate de 1920 entre él y Heber Curtis sobre el tema del tamaño de la Vía Láctea y la naturaleza de las «nebulosas espirales» (que ahora se sabe que son otras galaxias como la nuestra). Gran parte de la discusión se centró en los cúmulos globulares: sus distancias y su ubicación dentro de la Vía Láctea. Parte de los argumentos de Shapley se basaban tanto en la distribución de los cúmulos globulares como en sus distancias a nosotros. Las variables de los cúmulos -en su mayoría estrellas RR Lyrae- se utilizaron como «velas estándar» para medir las distancias a los cúmulos globulares, y así nos proporcionaron una primera visión del verdadero tamaño de la Vía Láctea.

Estrellas RR Lyrae en Messier 3 (imágenes y animación copyright J. Hartmann, Harvard U., y K. Stanek, Ohio State U.)

La relación entre el periodo de un pulsador y su luminosidad se conoce como la Ley de Leavitt. Se ha utilizado para medir todo, desde las distancias a las Cefeidas, RR Lyrae y delta Scuti dentro de la Vía Láctea, hasta la medición de las distancias a galaxias a casi 100 millones de años luz de distancia. Todavía se utiliza hoy en día como herramienta de medición en el cosmos, y se realizan constantes esfuerzos para comprender mejor y perfeccionar esta relación para todas las clases individuales de estrellas en la franja de inestabilidad.

Un misterio centenario: el efecto Blazhko

En 1907, el astrónomo ruso Sergei Blazhko observó por primera vez la amplitud modulante de la curva de luz de pulsación de RW Draconis. A diferencia de otros pulsadores similares, su curva de luz no era regular de un ciclo a otro, sino que cambiaba tanto de amplitud como de forma de manera regular y predecible. Este efecto llegó a denominarse efecto Blazhko, y pronto se descubrió en muchas otras estrellas RR Lyrae de gran amplitud (las del tipo RRab). Harlow Shapley descubrió que el prototipo de clase RR Lyrae era una estrella Blazhko, con un período Blazhko (el tiempo que tarda en pasar por un ciclo de modulación Blazhko) de unos 40 días. Por lo tanto, la más brillante de las estrellas RR Lyrae también tiene esta peculiaridad en la pulsación. Se podría suponer que, dado que las estrellas Blazhko se conocen desde hace tanto tiempo y que entre ellas se encuentra el miembro más brillante de la clase, el efecto ya se entendería bien, pero este curioso fenómeno ha seguido siendo un misterio hasta el día de hoy. Existen varias explicaciones y se han hecho grandes progresos en los últimos tiempos, pero aún no se ha demostrado una causa definitiva.

¿Cuáles son algunas ideas? Una de las primeras hipótesis era que las estrellas de Blazhko eran pulsadores multimodo en los que la pulsación principal -el modo fundamental radial- interactuaba con uno o más modos débiles no radiales para crear el patrón de batido de las modulaciones de amplitud. Algunos refinamientos adicionales a esto incluyeron la adición de la rotación, y una interacción no lineal entre los modos de pulsación. Otra posibilidad era que hubiera ciclos magnéticos dentro de estas estrellas de naturaleza similar al ciclo magnético solar de 11 años, pero en una escala de tiempo más corta. Otros refinamientos de esa teoría incluyen la idea de que el eje de rotación de la estrella no está alineado con los polos magnéticos, que hay una interacción con los campos magnéticos y la convección, o tal vez alguna combinación de todos ellos. El trabajo de Chadid et al sugiere que los campos magnéticos probablemente no son la causa del efecto Blazhko; ella y sus colaboradores descubrieron que la propia RR Lyrae no tiene un campo magnético fuerte (al menos por encima de un límite de 80 Gauss), por lo que su efecto Blazhko debe deberse a otra cosa. Sin embargo, ninguna teoría ha sido probada sin lugar a dudas.

El fenómeno Blazhko sigue siendo un tema importante de investigación para la comunidad de la variabilidad estelar, y hay varias instalaciones importantes (incluyendo el satélite CoRoT que se muestra aquí) que dedican tiempo a observar estas estrellas. ¿Hacia dónde se dirige el campo? En este momento, se necesitan dos cosas para avanzar: una fotometría de muy alta precisión y una espectroscopia de series temporales de alta resolución. La fotometría de alta precisión ayudará a los investigadores a medir con exactitud la forma de la curva de luz, y en las estrellas de Blazhko cada pequeño bache y meneo puede tener importancia. La fotometría terrestre con una precisión de unas pocas milimagnitudes se sigue recopilando y utilizando, pero la precisión de micromagnitudes y la cobertura sin huecos que ofrecen satélites como CoRoT y Kepler pueden proporcionar nuevas e importantes pistas por sí mismas. De hecho, Szabó et al. (2010) pueden haber encontrado una pista importante sobre el efecto Blazhko utilizando observaciones ultraprecisas de Kepler de media docena de estrellas. Sugieren que la «duplicación del periodo» causada por una resonancia de dos modos de pulsación puede ser la responsable. La duplicación del periodo, en la que se produce una variación aparente al doble del periodo real, se observa en las estrellas RV Tauri y (a veces) W Vir, aunque en esos casos produce una irregularidad mucho mayor.

Así mismo, grandes telescopios terrestres con espectrógrafos de alta resolución también se están dirigiendo hacia estas estrellas, sobre todo a la propia RR Lyrae. Como señaló Geza Kovács en su revisión de 2009, «…el análisis preciso de las líneas espectrales de las series temporales revela cualquier posible componente no radial y, por tanto, permite incluir (o excluir) los modos no radiales para explicar el fenómeno de Blazhko.» ¿Por qué? Una pulsación no radial significa que la estrella no está pulsando con simetría esférica: diferentes partes de la superficie de la estrella se mueven hacia dentro y hacia fuera en diferentes momentos, y la forma de la superficie depende del tipo de modo que está pulsando. Como las diferentes partes de la estrella se mueven en diferentes direcciones a diferentes velocidades, esto puede aparecer en un espectro de la estrella como asimetrías en los perfiles de las líneas de absorción. Una línea de absorción en un gas estacionario tendrá un perfil de línea similar a una gaussiana: simétrico, con un pico central. Pero si diferentes partes de la estrella se mueven a diferentes velocidades con respecto a nuestra línea de visión, entonces cada parcela de gas tendrá su propio perfil de línea desplazado al rojo o al azul, lo que dará lugar a un único perfil de línea con ondas y protuberancias. Estas características también pueden cambiar de longitud de onda si la estrella está girando. Un análisis cuidadoso de los cambios en el perfil de línea con el tiempo puede revelar la presencia de modos no radiales, o puede eliminar la posibilidad.

Como sabéis los que hacéis espectroscopia, es mucho más fácil obtener un espectro de una estrella brillante, y cuanto mayor sea la resolución del espectro, más tiempo se tarda en conseguir una buena relación señal-ruido. Esto es tan cierto para un espectrógrafo de un gran telescopio terrestre como para el del C11 de tu patio trasero. Dado que RR Lyrae es la estrella Blazhko más brillante del grupo, sigue siendo un objetivo importante para las observaciones espectroscópicas y fotométricas de la comunidad de investigadores. En particular, RR Lyrae fue un objetivo principal para el Proyecto Blazhko de la Universidad de Viena, y la estrella ha sido un objetivo para varios programas de observación en colaboración de Horace Smith de Michigan, Katrien Kohlenberg de Viena, y muchos otros colaboradores.

RR Lyrae y la AAVSO

Aunque no es formalmente una de las estrellas objetivo de la Sección de Pulsadores de Periodo Corto de la AAVSO (ni de su predecesor, el Comité de RR Lyrae de la AAVSO), la AAVSO tiene más de 8500 observaciones de RR Lyrae, aproximadamente la mitad de las cuales son visuales, y la otra mitad son de series temporales intensivas de CCD realizadas por dos observadores. La AAVSO tiene pequeños tramos de observaciones visuales, típicamente una temporada por un observador, entre 1976 y 1995 a partir de los cuales se pueden derivar los tiempos máximos visuales (TOM). A partir de 1995, la comunidad visual de la AAVSO comenzó a observar esta estrella en serio, y hay una serie de ciclos de los que se pueden derivar los TOM hasta el día de hoy. Sin embargo, los datos de RR Lyrae se remontan a mucho antes del archivo de la AAVSO; se pueden encontrar algunos de estos datos archivados en la base de datos GEOS RR Lyrae.

Diagramas de fase de RR Lyrae utilizando datos de la AAVSO: (izquierda) Datos visuales, JD 2450200-2450400; (derecha) Datos en banda V, JD 2453941-2453992, donde los diferentes colores son diferentes ciclos.

La comunidad de investigación de RR Lyrae ha pasado de las observaciones visuales al uso de cronometrajes CCD, ya que permiten una mayor precisión de tiempo y magnitud y pueden revelar detalles más finos en el comportamiento de los cronometrajes de las estrellas RR Lyrae que los datos visuales. Aunque los complejos problemas de la astrofísica de las RR Lyrae requieren observaciones instrumentales para los TOM y para el análisis de las curvas de luz, las RR Lyrae siguen siendo un objetivo visual agradable, con cambios minuto a minuto a veces visibles durante la rama ascendente de la pulsación.

El equipo de secuencias de la AAVSO ha actualizado y ampliado recientemente la secuencia; los observadores visuales deben utilizar cartas de escala B y observar con un instrumento de campo amplio como prismáticos o un telescopio de baja potencia. Los observadores instrumentales deberían tener un número de estrellas de comparación para elegir dentro del campo, pero las comparaciones comparables en brillo a la propia RR Lyrae (entre V=7,2 y 8,2) producirán una óptima relación señal-ruido. Al igual que en la observación visual, una cámara de campo amplio proporcionará la mayor variedad de estrellas de comparación. Como siempre, animamos a los observadores instrumentales a reducir, calibrar y transformar completamente sus observaciones, incluyendo las correcciones de masa de aire y la transformación a un sistema estándar. Esto facilitará la combinación de sus observaciones con las de otros observadores.

R Lyrae es una joya subestimada entre las estrellas variables de los archivos de la AAVSO. Aunque hay muchas estrellas RR Lyrae que son objeto de seguimiento por parte de los observadores de la AAVSO y de la comunidad investigadora, la propia RR Lyrae sigue siendo un objetivo importante para los astrofísicos modernos. Más de un siglo después de su descubrimiento, los secretos de esta brillante variable boreal aún no se han desvelado del todo. Sin embargo, en la comunidad de astrofísicos existe la esperanza y el entusiasmo de que los complejos problemas de la variabilidad de RR Lyrae y de otras estrellas como ella puedan por fin dar lugar a más y mejores datos observacionales más de un siglo después de su descubrimiento. Nuestra estrella variable de la temporada, RR Lyrae, muestra la cadena ininterrumpida de descubrimientos y comprensión que comenzó hace más de 100 años y se extiende hasta el día de hoy.

Para más información:

• Chadid, M., et al., 2004, «No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae», Astronomy & Astrophysics 413, 1087
• Davis, Katherine, 2003, «XZ Cygni» (Variable Star of the Season)
• Gay, Pamela, 2005, «AH Leo» (Variable Star of the Season)
• Hartmann, J. and Stanek, K., 2004, «M3: Inconstant Star Cluster» (APOD para el 12 de octubre de 2004)
• Kolenberg, K., et al., 2010, «An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae», Astronomy & Astrophysics 519 (in press)
• Kolenberg, K., et al., 2006, «The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004», Astronomy & Astrophysics 459, 577
• Kovács, G., 2009, «The Blazhko Effect», en Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation, AIP Conf. Proc. 1170
• Pickering, E.C., et al., 1901, «Sixty-four new variable stars», Astrophysical Journal 13, 226
• Pickering, E.C., 1898, «Variable Stars of Short Period», Harvard Circ. #29
• Shapley, H., 1916, «On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae», Astrophysical Journal 43, 217
• Smith, H., et al, 2003, «The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996», PASP 115, 43
• Smith, Horace, 1995, RR Lyrae Stars (New York: Cambridge U. Press)
• Szabó, R., et al., 2010, «Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? Primera detección de la duplicación del periodo en estrellas Kepler Blazhko RR Lyrae», MNRAS (en prensa)
• La Sección de Pulsadores de Periodo Corto de la AAVSO
• La base de datos GEOS de RR Lyrae
• El Proyecto Blazhko de la Universidad de Viena
• Planifica cartas de RR Lyrae con el Plotter de Estrellas Variables de la AAVSO
• Recursos de la AAVSO para observadores de estrellas variables

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