O que são variáveis ​​cefeidas?

Na astronomia, as variáveis ​​cefeidas são estrelas variáveis ​​cujo brilho muda durante um certo período de uma 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 tamanho e brilho constantes. Estrelas variáveis ​​passam por um ciclo de expansão e contração que afeta seu brilho. Nas variáveis ​​cefeidas, a duração do ciclo aumenta com o brilho da estrela de maneira previsível, de modo que, quando o período é medido, os astrônomos podem dizer o brilho real da cefeida e, a partir de seu brilho aparente na Terra, calcular o quão distante isto é. Essas estrelas variáveis ​​são uma ferramenta importante para medir as distâncias de outras galáxias.

Pensa-se que essas estrelas se expandem e se contraem em um ciclo regular devido às propriedades do hélio, que elas contêm em grandes quantidades. Quando o hélio é totalmente ionizado, ele é menos transparente à radiação eletromagnética, causando o aquecimento e a expansão. À medida que se expande, esfria e se torna menos ionizado, absorvendo menos calor e contraindo-se. Isso resulta em um padrão regular de expansão e contração, com variações paralelas no brilho, com um período que varia de um a cerca de 50 dias.

Existem dois tipos principais de variáveis ​​cefeidas. Tipo I, ou Cefeidas Clássicas, 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 supernovas de estrelas mais antigas. As cefeidas do tipo II são estrelas mais antigas, menos luminosas e com baixo teor de elementos pesados. Existem também as cefeidas anômalas, que possuem ciclos mais complexos, e as cefeidas anãs. As cefeidas clássicas, devido à sua maior luminosidade e ciclos regulares e simples, são mais úteis para os astrônomos na determinação de distâncias galácticas.

As variações regulares de brilho e a relação fixa entre brilho e duração do ciclo foram descobertas pela astrônoma Henrietta Leavitt em 1908, quando ela estudava essas estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia próxima à nossa. O termo variáveis ​​cefeidas vem de uma das estrelas estudadas por Leavitt, chamada delta Cephei. Como foi possível determinar o brilho real de uma variável Cefeida a partir de seu período, também foi possível determinar sua distância do fato de que a quantidade de luz que chega à Terra é inversamente proporcional à distância da fonte. Tais objetos de brilho conhecido são conhecidos como "velas padrão".

A comparação dos resultados desses cálculos para variáveis ​​cefeidas em nossa própria galáxia com distâncias calculadas por paralaxe confirmou que o método funcionou. As cefeidas 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 outras galáxias, a cerca de 13 milhões de anos-luz de distância. O telescópio espacial Hubble conseguiu detectar essas estrelas a uma distância de 56 milhões de anos-luz. As variáveis ​​cefeidas confirmaram, no início do século XX, que o universo se estendia muito além de nossa própria galáxia, que era apenas uma dentre muitas.

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