O que são variáveis ​​de cefeida?

Na astronomia, as variáveis ​​de cefide são estrelas variáveis ​​cujo brilho muda ao longo de um certo período de maneira característica e regular. Normalmente, a pressão externa da fusão nuclear no centro de uma estrela é equilibrada pela pressão interna devido à gravidade da estrela e a estrela permanece em um tamanho e brilho constantes. Estrelas variáveis ​​passam por um ciclo de expansão e contração que afeta seu brilho. Nas variáveis ​​de cefide, o comprimento do ciclo aumenta com o brilho da estrela de maneira previsível, de modo que, quando o período é medido, os astrônomos possam dizer o brilho real da cefide e, a partir de seu aparente brilho na Terra, calcule quão distante está. Essas estrelas variáveis ​​são uma ferramenta importante para medir as distâncias para outras galáxias. Quando o hélio é totalmente ionizado, é menos transparente para o ElectroMagnetiC radiação, fazendo com que aqueça e expanda. À medida que se expande, esfria e se torna menos ionizado, absorvendo menos calor e contratando. Isso resulta em um padrão regular de expansão e contração, com variações paralelas no brilho, tendo um período que varia de um a cerca de 50 dias.

Existem dois tipos principais de variáveis ​​de cefide. O tipo I, ou ceféides clássicos, são estrelas relativamente jovens e altamente luminosas, contendo uma proporção relativamente grande de elementos mais pesados, indicando que se formaram em regiões onde esses elementos foram criados pelas explosões de supernova de estrelas mais antigas. As cefides tipo II são estrelas mais antigas e menos luminosas que são baixas em elementos pesados. Existem também ceféides anômalos, que têm ciclos mais complexos e ceféides anões. Cefeides clássicos, por causa de sua maior luminosidade e ciclos simples e regulares, são mais úteis para os astrônomos para determinar o Distanc Galácticoes.

As variações regulares no brilho e a relação fixa entre brilho e comprimento do ciclo foram descobertas pelo astrônomo Henrietta Leavitt em 1908, quando estudava essas estrelas na pequena nuvem de magelanic, uma pequena galáxia próxima à nossa. O termo variável de cefide vem de uma das estrelas estudadas por Leavitt, chamada Delta Cephei. Como era possível determinar o brilho real de uma variável de cefide a partir de seu período, também foi possível determinar sua distância do fato de que a quantidade de luz que atinge a Terra é inversamente proporcional à distância à fonte. Tais objetos de brilho conhecido são conhecidos como "velas padrão".

A comparação dos resultados desses cálculos para variáveis ​​de cefide em nossa própria galáxia com distâncias calculadas pela paralaxe confirmou que o método funcionou. As cefides tipo I são até 100.000 vezes mais brilhantes que o sol. Isso significa que eles podem ser detectados, por telescópios baseados na terra, em outrosGaláxias a cerca de 13 milhões de anos -luz de distância. O Telescópio Espacial Hubble foi capaz de detectar essas estrelas a uma distância de 56 milhões de anos -luz. As variáveis ​​de cefeida forneceram confirmação, no início do século XX, de que o universo se estendia muito além de nossa própria galáxia, que era apenas uma de muitas.

Essas estrelas também forneceram a primeira evidência forte de que o universo está se expandindo. Em 1929, Edwin Hubble comparou as medidas das distâncias a várias galáxias, obtidas usando variáveis ​​de cefides e medições de desvio para o vermelho, que indicavam a rapidez com que estavam recuando de nós. Os resultados mostraram que as velocidades nas quais as galáxias estavam recuando eram proporcionais à sua distância e levaram à formulação da lei de Hubble.