¿Qué son las variables cefeidas?

En astronomía, las variables cefeidas son estrellas variables cuyo brillo cambia durante un cierto período de una manera característica y regular. Normalmente, la presión externa de la fusión nuclear en el centro de una estrella está equilibrada por la presión interna debido a la gravedad de la estrella y la estrella permanece en un tamaño y brillo constantes. Las estrellas variables pasan por un ciclo de expansión y contracción que afecta su brillo. En las variables cefeidas, la longitud del ciclo aumenta con el brillo de la estrella de una manera predecible, de modo que cuando se mide el período, los astrónomos pueden decir el brillo real de los cefeidos, y de su brillo aparente en la Tierra, calculan cuán distante está. Estas estrellas variables son una herramienta importante para medir las distancias a otras galaxias.

Se cree que estas estrellas se expanden y se contraen en un ciclo regular debido a las propiedades del helio, que contienen en grandes cantidades. Cuando el helio está completamente ionizado, es menos transparente a los electromagnetosC Radiación, haciendo que se calienta y se expanda. A medida que se expande, se enfría y se vuelve menos ionizado, absorbiendo menos calor y contratación. Esto da como resultado un patrón regular de expansión y contracción, con variaciones paralelas en el brillo, que tiene un período de uno a aproximadamente 50 días.

Hay dos tipos principales de variables cefeidas. El tipo I, o los cefeidos clásicos, son estrellas relativamente jóvenes y altamente luminosas, que contienen una proporción relativamente grande de elementos más pesados, lo que indica que se formaron en regiones donde estos elementos fueron creados por las explosiones de supernova de estrellas más antiguas. Los cefeidos tipo II son estrellas más antiguas, menos luminosas que son bajas en elementos pesados. También hay cefeidas anómalos, que tienen ciclos más complejos y cefeidos enanos. Los cefeidos clásicos, debido a su mayor luminosidad y ciclos simples y regulares, son más útiles para los astrónomos para determinar el distanc de galácticoes.

Las variaciones regulares en el brillo y la relación fija entre el brillo y la duración del ciclo fueron descubiertas por el astrónomo Henrietta Leavitt en 1908 cuando estudiaba estas estrellas en la pequeña nube magelánica, una pequeña galaxia cercana a la nuestra. El término variables cepheid proviene de una de las estrellas estudiadas por Leavitt, llamada Delta Cephei. Dado que era posible determinar el brillo real de una variable cefeida desde su período, también fue posible determinar su distancia desde el hecho de que la cantidad de luz que alcanza la tierra es inversamente proporcional a la distancia a la fuente. Tales objetos de brillo conocido se conocen como "velas estándar".

Comparación de los resultados de estos cálculos para las variables cefeidas dentro de nuestra propia galaxia con distancias calculadas por Parallax confirmó que el método funcionó. Los cepheides tipo I son hasta 100,000 veces más brillantes que el Sol. Esto significa que pueden ser detectados por telescopios basados ​​en la tierra, en otrosGalaxias hasta unos 13 millones de años luz de distancia. El telescopio espacial Hubble pudo detectar estas estrellas a una distancia de 56 millones de años luz. Las variables cepheidas proporcionaron confirmación, a principios del siglo XX, de que el universo se extendió mucho más allá de nuestra propia galaxia, que era solo una de muchos.

Estas estrellas también proporcionaron la primera evidencia fuerte de que el universo se está expandiendo. En 1929, Edwin Hubble comparó las mediciones de las distancias con una serie de galaxias, obtenidas usando variables cefeidas y mediciones de desplazamiento al rojo, lo que indicó qué tan rápido retrocedieron de nosotros. Los resultados mostraron que las velocidades en las que retrocedían las galaxias eran proporcionales a su distancia y condujeron a la formulación de la ley de Hubble.