¿Qué son las variables cefeidas?

En astronomía, las variables cefeidas son estrellas variables cuyo brillo cambia durante cierto período de una manera característica y regular. Normalmente, la presión externa de la fusión nuclear en el centro de una estrella se equilibra con la presión interna debido a la gravedad de la estrella y la estrella permanece en un tamaño y brillo constantes. Las estrellas variables atraviesan un ciclo de expansión y contracción que afecta su brillo. En las variables Cefeidas, la duración del ciclo aumenta con el brillo de la estrella de una manera predecible, de modo que cuando se mide el período, los astrónomos pueden determinar el brillo real de la Cefeida y, a partir de su brillo aparente en la Tierra, calcular la distancia es. Estas estrellas variables son una herramienta importante para medir las distancias a otras galaxias.

Se cree que estas estrellas se expanden y 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 la radiación electromagnética, lo que hace que se caliente y se expanda. A medida que se expande, se enfría y se vuelve menos ionizado, absorbiendo menos calor y contrayéndose. Esto da como resultado un patrón regular de expansión y contracción, con variaciones paralelas en el brillo, que tienen un período que varía de uno a aproximadamente 50 días.

Hay dos tipos principales de variables cefeidas. Las Cefeidas Tipo I, o Clásicas, son estrellas relativamente jóvenes, 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 supernovas de estrellas más antiguas. Las cefeidas tipo II son estrellas más viejas, menos luminosas y bajas en elementos pesados. También hay cefeidas anómalas, que tienen ciclos más complejos, y cefeidas enanas. Las cefeidas clásicas, debido a su mayor luminosidad y ciclos simples y regulares, son más útiles para los astrónomos para determinar las distancias galácticas.

Las variaciones regulares en el brillo y la relación fija entre el brillo y la duración del ciclo fueron descubiertas por la astrónoma Henrietta Leavitt en 1908 cuando estudiaba estas estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes, una pequeña galaxia cercana a la nuestra. El término variables Cefeidas proviene de una de las estrellas estudiadas por Leavitt, llamada delta Cephei. Dado que fue posible determinar el brillo real de una variable Cefeida a partir de su período, también fue posible determinar su distancia a partir del hecho de que la cantidad de luz que llega a la Tierra es inversamente proporcional a la distancia a la fuente. Tales objetos de brillo conocido se conocen como "velas estándar".

La comparación de los resultados de estos cálculos para las variables Cefeidas dentro de nuestra propia galaxia con distancias calculadas por paralaje confirmó que el método funcionó. Las cefeidas tipo I son hasta 100.000 veces más brillantes que el sol. Esto significa que pueden detectarse, mediante telescopios basados ​​en la Tierra, en otras galaxias a una distancia de aproximadamente 13 millones de años luz. El telescopio espacial Hubble pudo detectar estas estrellas a una distancia de 56 millones de años luz. Las variables cefeidas confirmaron, a principios del siglo XX, que el universo se extendía mucho más allá de nuestra propia galaxia, que era solo una de muchas.

Estas estrellas también proporcionaron la primera evidencia sólida de que el universo se está expandiendo. En 1929, Edwin Hubble comparó las mediciones de las distancias con varias galaxias, obtenidas usando variables Cefeidas, y mediciones de desplazamiento al rojo, que indicaban qué tan rápido se alejaban de nosotros. Los resultados mostraron que las velocidades a las que las galaxias retrocedían eran proporcionales a su distancia y condujeron a la formulación de la Ley de Hubble.