Quali sono le variabili cefeide?

In astronomia, le variabili cefeide sono stelle variabili la cui luminosità cambia in un certo periodo in modo caratteristico e regolare. Normalmente, la pressione esteriore della fusione nucleare nel centro di una stella è bilanciata dalla pressione verso l'interno 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 influenzano la loro luminosità. Nelle variabili cefeide, la lunghezza del ciclo aumenta con la luminosità della stella in modo prevedibile, in modo che quando il periodo viene misurato, gli astronomi possono dire la luminosità effettiva del cefeide e dalla sua apparente luminosità sulla terra, calcolare quanto sia distante. Queste stelle variabili sono uno strumento importante per misurare le distanze ad altre galassie.

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

Esistono due tipi principali di variabili cefeide. Il tipo I, o cefeidi classici, sono stelle relativamente giovani e altamente luminose, contenenti una percentuale relativamente grande di elementi più pesanti, indicando 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, meno luminose che sono basse in 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 la distanc galatticaes.

Le normali variazioni della luminosità e la relazione fissa tra luminosità e lunghezza del ciclo furono scoperte dall'astronomo Henrietta Leavitt nel 1908, quando studiava queste stelle nella piccola nuvola magellanica, una piccola galassia vicina alla nostra. Il termine variabili cefeide proviene da una delle stelle studiate da Leavitt, chiamata Delta Cephei. Poiché era possibile determinare la luminosità effettiva di una variabile cefeide dal suo periodo, era anche possibile determinare la sua distanza dal fatto che la quantità di luce che raggiunge la Terra è inversamente proporzionale alla distanza dalla fonte. Tali oggetti di luminosità nota sono noti come "candele standard".

Confronto dei risultati di questi calcoli per le variabili cefeide all'interno della nostra galassia con 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, dai telescopi in base alla terra, in altriGalassie fino a circa 13 milioni di anni luce di distanza. Il telescopio spaziale di Hubble è stato in grado di rilevare queste stelle a una distanza di 56 milioni di anni luce. Le variabili di Cefeide hanno fornito conferma, all'inizio del 20 ° secolo, che l'universo si estendeva ben oltre la nostra galassia, che era solo uno dei tanti.

Queste stelle hanno anche fornito la prima prova forte che l'universo si sta espandendo. Nel 1929, Edwin Hubble ha confrontato le misurazioni delle distanze con una serie di galassie, ottenute utilizzando variabili cefeide e misurazioni a spostamento verso il rosso, che indicavano quanto velocemente si stavano ritirando da noi. I risultati hanno mostrato che le velocità in cui le galassie si stavano ritirando erano proporzionali alla loro distanza e hanno portato alla formulazione della legge di Hubble.