Cosa sono le variabili cefeidi?

In astronomia, le variabili Cefeidi sono stelle variabili la cui luminosità cambia in un certo periodo in modo caratteristico e regolare. Normalmente, la pressione esterna dalla fusione nucleare nel centro di una stella è bilanciata dalla pressione interna a causa della gravità della stella e la stella rimane a dimensioni e luminosità costanti. Le stelle variabili attraversano un ciclo di espansione e contrazione che influenza la loro luminosità. Nelle variabili Cefeidi, la lunghezza del ciclo aumenta con la luminosità della stella in modo prevedibile, in modo che quando viene misurato il periodo, gli astronomi possano dire la luminosità effettiva del Cefeide e dalla sua apparente luminosità sulla Terra, calcolare quanto distante è. Queste stelle variabili sono uno strumento importante per misurare le distanze da altre galassie.

Si pensa che queste stelle si espandano e si contraggano in un ciclo regolare a causa delle proprietà dell'elio, che contengono in grandi quantità. Quando l'elio è completamente ionizzato, è meno trasparente alle radiazioni elettromagnetiche, causandone il riscaldamento e l'espansione. Mentre si espande, si raffredda e diventa meno ionizzato, assorbendo meno calore e contraendosi. Ciò si traduce in un modello regolare di espansione e contrazione, con variazioni parallele di luminosità, con un periodo che va da uno a circa 50 giorni.

Esistono due tipi principali di variabili Cefeidi. Il tipo I, o Cefeidi classici, sono stelle relativamente giovani e altamente luminose, contenenti una proporzione relativamente grande di elementi più pesanti, a indicare che si sono formati in regioni in cui questi elementi sono stati creati dalle esplosioni di supernova delle stelle più vecchie. I cefeidi di tipo II sono stelle più vecchie e meno luminose con pochi elementi pesanti. Ci sono anche Cefeidi Anomali, che hanno cicli più complessi, e Cefeidi Nani. I Cefeidi classici, a causa della loro maggiore luminosità e dei cicli semplici e regolari, sono più utili agli astronomi per determinare le distanze galattiche.

Le regolari variazioni di luminosità e la relazione fissa tra luminosità e durata del ciclo furono scoperte dall'astronoma Henrietta Leavitt nel 1908 mentre studiava queste stelle nella Piccola Nuvola Magellanica, una piccola galassia vicina alla nostra. Il termine variabili Cepheid deriva da una delle stelle studiate da Leavitt, chiamata delta Cephei. Poiché era possibile determinare l'effettiva luminosità di una variabile Cefeide dal suo periodo, era anche possibile determinare la sua distanza dal fatto che la quantità di luce che raggiungeva la Terra è inversamente proporzionale alla distanza dalla sorgente. Tali oggetti di nota luminosità sono noti come "candele standard".

Il confronto dei risultati di questi calcoli per le variabili Cefeidi nella nostra galassia con le distanze calcolate dalla parallasse ha confermato che il metodo ha funzionato. I cefeidi di tipo I sono fino a 100.000 volte più luminosi del sole. Ciò significa che possono essere rilevati, tramite telescopi basati sulla Terra, in altre galassie fino a circa 13 milioni di anni luce di distanza. Il telescopio spaziale Hubble è stato in grado di rilevare queste stelle a una distanza di 56 milioni di anni luce. Le variabili cefeidi hanno fornito la conferma, all'inizio del XX secolo, che l'universo si estendeva ben oltre la nostra galassia, che era solo una delle tante.

Queste stelle hanno anche fornito la prima forte evidenza che l'universo si sta espandendo. Nel 1929, Edwin Hubble confrontò le misurazioni delle distanze con un numero di galassie, ottenute usando variabili Cefeidi, e misurazioni del redshift, che indicavano la velocità con cui si allontanavano da noi. I risultati hanno mostrato che le velocità alle quali le galassie si stavano allontanando erano proporzionali alla loro distanza e hanno portato alla formulazione della Legge di Hubble.