Las cefeidas: ¿por qué su luminosidad varía con tanta regularidad?

¿Qué es una cefeida?

Definición y papel astronómico

Las cefeidas son estrellas variables pulsantes cuya luminosidad varía periódicamente debido a cambios en su tamaño y su temperatura. Estas estrellas son esenciales en astrofísica porque permiten medir distancias astronómicas, tanto en nuestra galaxia como en galaxias cercanas, gracias a la relación período-luminosidad. Esta relación fue descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt a principios del siglo XX. El nombre de estas estrellas proviene de δ Cephei (delta Cefeo), en la constelación de Cefeo, cuya variabilidad fue descubierta en 1784 por el astrónomo británico John Goodricke (1764-1786).

Dos grandes familias

• Las cefeidas clásicas (población I): estrellas jóvenes, masivas y muy luminosas, situadas sobre todo en los brazos espirales de las galaxias. Sus períodos van de aproximadamente 1,5 días a más de 50 días. Siguen la relación período-luminosidad más utilizada para medir distancias.
• Las cefeidas de tipo II (población II): estrellas mucho más viejas, menos masivas y menos luminosas (tipos W Virginis y BL Herculis, entre otras). Obedecen a otra relación período-luminosidad y son menos útiles como indicadores de distancia.

Algunas cefeidas famosas

• δ Cephei: el prototipo de la clase, cuya variabilidad se conoce desde 1784.
• Polaris (la Estrella Polar): la cefeida más cercana a nosotros, a unos 430 años luz. Su período es de unos cuatro días, y sus variaciones de brillo son muy pequeñas.
• RS Puppis: una cefeida masiva y muy luminosa, rodeada de una nebulosa de polvo, presentada más abajo.

Características de las cefeidas

Variabilidad y relación período-luminosidad

• Variabilidad: las cefeidas ven su luminosidad variar de manera regular en períodos que van desde aproximadamente un día a más de dos meses. El récord conocido en la Vía Láctea, identificado en 2024, es de 78,1 días. Esta variación se debe a oscilaciones de la estructura interna de la estrella.
• Relación período-luminosidad: Henrietta Leavitt (1868-1921) demostró que cuanto más largo es el período de variación de una cefeida, más elevada es su luminosidad intrínseca. En otras palabras, la magnitud absoluta de una cefeida está directamente ligada al período de sus oscilaciones.

Lo que se observa durante un ciclo

Durante un ciclo, la estrella cambia de tamaño, de temperatura y por tanto de color. Pasa de un tipo espectral F (más caliente) en el máximo de brillo a un tipo G (más frío, como el Sol) en el mínimo. Estas estrellas son gigantes o supergigantes amarillas.

Los métodos de cálculo de distancias en el Universo

La siguiente tabla compara los principales métodos de medida de distancias cósmicas. Muestra por qué las cefeidas ocupan el primer peldaño de la escala de distancias extragalácticas: prolongan la paralaje estelar y sirven para calibrar los indicadores más lejanos.

El descubrimiento de Henrietta Swan Leavitt

Placas fotográficas de las Nubes de Magallanes

Henrietta Swan Leavitt trabajaba en el observatorio de Harvard, donde examinaba placas fotográficas de las Nubes de Magallanes, tomadas en particular desde la estación de Arequipa, en Perú. En 1908, publicó un catálogo de 1.777 estrellas variables en las dos Nubes, entre ellas varias decenas de cefeidas. En 1912, un breve artículo, firmado por Edward Pickering pero «preparado por Miss Leavitt», dio los períodos de 25 cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes. Su descubrimiento fundamental es la relación período-luminosidad: las estrellas cuyo período de variación es más largo son intrínsecamente más brillantes.

De la escala relativa a las distancias absolutas

Al estar las estrellas de la Pequeña Nube aproximadamente a la misma distancia de nosotros, sus brillos aparentes reflejaban sus luminosidades relativas. Leavitt no pudo determinar las distancias absolutas de estas estrellas, pero proporcionó una escala relativa extremadamente precisa. Faltaba fijar su punto cero. Ya en 1913, Ejnar Hertzsprung intentó calibrarlo a partir de cefeidas de la Vía Láctea, y luego Harlow Shapley afinó esta calibración en 1918. Esto abrió el camino a la estimación de las distancias de las galaxias y a la comprensión de la escala del Universo.

Física de las cefeidas

Estrellas evolucionadas en la franja de inestabilidad

Las cefeidas clásicas son estrellas evolucionadas, de masa intermedia a elevada (del orden de 4 a 20 masas solares). Han abandonado la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell (gráfico que relaciona la luminosidad intrínseca de las estrellas con su temperatura superficial) y atraviesan la franja de inestabilidad, una región estrecha del diagrama donde la envoltura se vuelve capaz de mantener pulsaciones radiales. En este tipo de pulsación, la estrella permanece esférica y se hincha y se contrae en bloque.

Inestabilidad de la zona del helio (mecanismo κ)

La variabilidad de las cefeidas se debe a un proceso llamado «inestabilidad de la zona del helio». En ciertas capas de estas estrellas, el helio está parcialmente ionizado (He⁺ y He²⁺ coexisten), lo que afecta la transparencia al calor (opacidad). También se habla de mecanismo κ, por la letra griega que designa la opacidad. La idea de que estas estrellas pulsan, en lugar de ser estrellas dobles, se impuso en los años 1910 con los trabajos de Shapley y Eddington. La identificación de la zona de ionización del helio como motor de la pulsación data de los años 1950-1960.

Ciclo contracción-expansión

• Fase de contracción: cuando la estrella se contrae, la temperatura aumenta y el helio se ioniza más. La capa se vuelve más opaca y retiene la energía en lugar de dejarla pasar. Esta acumulación de energía hace subir la presión y hincha la estrella.
• Fase de expansión: cuando la estrella se extiende, se enfría y el helio se recombina en un estado menos ionizado. La opacidad disminuye, lo que permite que la energía escape. La presión baja, la gravedad retoma el control, la estrella se contrae de nuevo y el ciclo comienza otra vez.

Regularidad de las pulsaciones

Este ciclo pulsatorio es muy regular, lo que permite la relación precisa entre el período y la luminosidad. Como la nota de un instrumento musical, el período depende del tamaño de la estrella: varía como el inverso de la raíz cuadrada de su densidad media (P ∝ ρ^−1/2).

¿Por qué el período da la luminosidad?

La franja de inestabilidad cubre un intervalo de temperatura estrecho. La luminosidad de una cefeida depende, pues, sobre todo de su radio, a su vez ligado a su masa por la evolución estelar. Una estrella más luminosa es más grande, por tanto menos densa en promedio, por tanto más lenta en pulsar. Esto es lo que liga el período a la luminosidad.

Importancia del descubrimiento

Hubble y las galaxias exteriores

En el observatorio del Monte Wilson, con el telescopio de 2,5 m, Edwin Hubble (1889-1953) localizó en octubre de 1923 una cefeida (bautizada V1) en una placa fotográfica de la «nebulosa» de Andrómeda. Gracias a la relación período-luminosidad, obtuvo una distancia de aproximadamente 900.000 años luz, muy superior a las dimensiones admitidas entonces para la Vía Láctea. Cefeidas observadas en M33 y NGC 6822 confirmaron el resultado. Sus conclusiones, presentadas a la American Astronomical Society el 1 de enero de 1925 y publicadas ese mismo año, demostraron que ciertas nebulosas espirales son en realidad galaxias exteriores a la Vía Láctea. Este descubrimiento cambió nuestra comprensión del Universo, mostrando que es mucho más vasto de lo que se pensaba.

Baade y la duplicación de las distancias

En 1952, el astrónomo Walter Baade demostró que existen dos poblaciones de cefeidas, que obedecen a relaciones período-luminosidad diferentes. Esta corrección multiplicó por aproximadamente dos las distancias a las galaxias exteriores. Andrómeda se encuentra hoy a unos 2,5 millones de años luz.

Calibrar las cefeidas: de Gaia al telescopio James Webb

Gaia y el punto cero

Para que la relación período-luminosidad dé distancias absolutas, hay que conocer la luminosidad real de cefeidas cercanas, y por tanto sus distancias geométricas. Las paralajes del satélite Gaia de la ESA sirven para esta calibración en la Vía Láctea. La tercera publicación de datos (Gaia DR3, junio de 2022) contiene curvas de luz para 15.006 cefeidas de todos los tipos: 5.221 en el campo de la Vía Láctea y sus pequeños satélites, 4.663 en la Gran Nube de Magallanes, 4.616 en la Pequeña Nube, 321 en la galaxia de Andrómeda (M31) y 185 en la galaxia del Triángulo (M33). Entre ellas, 474 son probablemente nuevas cefeidas descubiertas por Gaia.

Tres anclajes geométricos

Para fijar el punto cero, el equipo SH0ES combina tres referencias geométricas: las paralajes de Gaia para las cefeidas de la Vía Láctea, los máseres de la galaxia NGC 4258 y las binarias eclipsantes de la Gran Nube de Magallanes.

Cartografiar la Vía Láctea

Las cefeidas clásicas, jóvenes y muy luminosas, permiten también cartografiar la Vía Láctea. El relevamiento OGLE ha colocado unas 2.400 en un mapa de nuestra Galaxia. También identificó en 2024 la cefeida galáctica de período más largo conocida, OGLE-GD-CEP-1884, con 78,14 días, a unos 4,5 kilopársecs. Supera en una decena de días el antiguo récord, en poder de S Vulpeculae.

El telescopio James Webb pone a prueba el apiñamiento

En las galaxias lejanas, la imagen de una cefeida se mezcla con la de las estrellas vecinas. Este fenómeno de apiñamiento (crowding) podría falsear su luminosidad, y por tanto su distancia. En el infrarrojo cercano, donde la absorción por el polvo es débil, la resolución del telescopio espacial James Webb es aproximadamente 2,5 veces mejor que la de Hubble. Sobre más de 1.000 cefeidas observadas en NGC 4258 y cinco galaxias anfitrionas de supernovas, la diferencia media entre las medidas de Hubble y de Webb es de −0,01 ± 0,03 magnitudes (Riess et al. 2024). Este resultado descarta el apiñamiento como explicación de la tensión de Hubble, a unas 8 σ. En 2025, la observación de una galaxia anfitriona casi desprovista de estrellas de fondo (NGC 3447) confirmó la ausencia de sesgo. Webb reduce también la dispersión de la relación período-luminosidad.

Las cefeidas y la tensión sobre la constante de Hubble

Dos valores que no concuerdan

La constante de Hubble, denotada H₀, mide la tasa de expansión actual del Universo. Calibrada con cefeidas y luego supernovas de tipo Ia, el equipo SH0ES obtiene H₀ = 73,04 ± 1,04 km s⁻¹ Mpc⁻¹ (Riess et al. 2022). El fondo cósmico de microondas observado por el satélite Planck, interpretado con el modelo ΛCDM, da H₀ = 67,4 ± 0,5. La discrepancia, de aproximadamente un 8 %, alcanza cerca de 5 σ: es la tensión de Hubble.

Los resultados recientes con James Webb (telescopio espacial)

El equipo SH0ES publicó en 2025 nuevos resultados. Con cefeidas observadas por Webb en 19 galaxias anfitrionas de 24 supernovas de tipo Ia, encuentra H₀ = 73,49 ± 0,93. Añadiendo calibraciones por la punta de la rama de las gigantes rojas (TRGB), obtiene 73,18 ± 0,88.

El programa Chicago-Carnegie Hubble (CCHP) de Wendy Freedman llega a otros valores. Con el solo método de la punta de la rama de las gigantes rojas (TRGB) y 24 supernovas calibradoras, obtiene H₀ = 70,39 ± 1,22 (estadístico) ± 1,33 (sistemático) ± 0,70 (supernovas). Con los solos datos de Webb, el método TRGB da 68,81 ± 1,79 ± 1,32, y el de las estrellas carbonadas de la rama asintótica de las gigantes (JAGB) da 67,80 ± 2,17 ± 1,64. Sus autores consideran estos resultados compatibles con el modelo ΛCDM, sin física nueva. Señalan también que las distancias TRGB y JAGB concuerdan a mejor que un 1 %, y con las distancias de las cefeidas de SH0ES a poco más del 1 %.

Las fuentes de incertidumbre que hay que vigilar

• El apiñamiento: probado con Webb, no parece explicar la tensión.
• La absorción por el polvo: enrojece y debilita las cefeidas, de ahí el interés del infrarrojo.
• La metalicidad: el contenido en elementos pesados puede modificar ligeramente la relación período-luminosidad.
• El punto cero: depende de las paralajes de Gaia, de NGC 4258 y de la Gran Nube de Magallanes.
• La elección de las galaxias y de las supernovas: pequeñas muestras pueden desplazar el valor final de H₀.

N.B.:
Este campo evoluciona muy rápido. Los valores anteriores son los publicados en la fecha de actualización de este artículo y el debate no está zanjado.

RS Puppis, una cefeida rodeada de ecos de luz

Un montaje a partir de las observaciones de Hubble

Este montaje de vídeo se realizó a partir de las observaciones del telescopio espacial Hubble. Muestra las pulsaciones de la estrella variable RS Puppis y su entorno de espesas nubes de polvo oscuras. RS Puppis es una cefeida de la constelación de la Popa (Puppis). Las observaciones de Hubble se tomaron durante un período de cinco semanas en 2010, con el fin de capturar la estrella en diferentes etapas de su ciclo de 41,4 días. Su brillo varía en un factor cercano a cinco. El breve vídeo se repite varias veces para mostrar más claramente el mecanismo del eco de luz.

¿Qué es un eco de luz?

El polvo que rodea RS Puppis permite observar con una claridad asombrosa un fenómeno conocido como eco de luz. En cada máximo de brillo, una onda de luz se propaga en la nebulosa. La luz reflejada por capas de polvo más alejadas recorre un trayecto más largo y llega más tarde a la Tierra. Este eco crea la ilusión de nubes de gas en expansión a partir de RS Puppis, aunque ninguna materia se desplaza así. Es un poco el equivalente luminoso de un eco sonoro.

Una distancia medida por el eco, luego discutida de nuevo

En 2008, Pierre Kervella y sus colegas utilizaron los ecos de luz, observados con el telescopio NTT del ESO, para proponer una distancia puramente geométrica de 6.500 ± 90 años luz, presentada como la más precisa jamás obtenida para una cefeida. En 2009, Howard Bond y William Sparks impugnaron este valor. Suponía que las zonas de polvo estaban situadas cerca del plano del cielo, mientras que la difusión favorece la luz emitida hacia delante y sitúa sobre todo el polvo observado delante de la estrella. Imágenes polarimétricas de Hubble, tomadas en 2010 y analizadas en 2014, condujeron a una distancia de 1.910 ± 80 pársecs, es decir, unos 6.200 años luz. Este valor es compatible con otros métodos.

N.B.:
El valor de 6.500 ± 90 años luz, a menudo citado, debe manejarse, pues, con prudencia: anunciaba una precisión del 1,4 %, mientras que la medida polarimétrica de 2014 anuncia una incertidumbre de aproximadamente el 4 %.

Del brillo a la distancia: el ejemplo de RS Puppis

La distancia d (en pársecs) se deduce de la magnitud aparente m, corregida de la absorción interestelar A, y de la magnitud absoluta M: m − A − M = 5 log₁₀(d) − 5. Para RS Puppis, la magnitud aparente media en el visible es de 7,12. La absorción interestelar vale aproximadamente 1,4 magnitudes y la magnitud absoluta visual es de aproximadamente −5,70. Se obtiene un módulo de distancia de 11,40, es decir, d ≈ 1.900 pársecs.

N.B.:
Aquí, la magnitud absoluta se deduce ella misma de la distancia geométrica medida gracias a los ecos de luz. El ejercicio ilustra la lógica del cálculo. Muestra sobre todo que RS Puppis se sitúa, a aproximadamente 1 σ, sobre la relación período-luminosidad establecida con otras cefeidas.

Una cefeida masiva, pero efímera en su nebulosa

RS Puppis es una de las cefeidas más luminosas de la Vía Láctea, con un período de 41,5 días. Es la única cefeida galáctica conocida que está sumergida en una gran nebulosa de reflexión. Este polvo no fue expulsado por la estrella: es una nube interestelar que la cefeida atraviesa. Su fuerte luminosidad podría, dentro de algunos millones de años, disipar el polvo vecino y hacer desaparecer los ecos de luz.

Conocer con exactitud la distancia de una estrella así es importante, porque las cefeidas sirven de marcador (candela estándar) para las distancias en el seno de nuestra galaxia y de las galaxias cercanas.