Cefeida

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Saltar ata a navegación Saltar á procura
A imaxe do Hubble amosa a variable cefeida RS Puppis.

Unha cefeida é unha estrela variable, xigante ou superxigante amarela, de 4 a 15 veces máis masiva que o Sol e de 100 a 30.000 máis luminosa, cuxo brillo varía de 0,1 a 2 magnitudes segundo un período ben definido de entre 1 e 135 días (deste feito deriva o seu nome de estrela variable). Nomeáronse a partir do prototipo que supuxo a estrela δ da constelación de Cepheus. A estrela Polar considerouse unha cefeida, polo menos ata 1994, cando parecía que o seu brillo se volvera estable, sen que aparecese explicación ningunha para ese cambio.[1]

Historia[editar | editar a fonte]

Henrietta Swan Leavitt, entre os anos 1910 e 1920, na Universidade de Harvard, clasificou as cefeidas das nebulosas de Magallães. Swan decatouse de que había unha relación entre os períodos das cefeidas e o seu brillo. Atopou unha relación entre o período de variación (o tempo entre dous máximos ou mínimos) e a media da luminosidade aparente desas estrelas e, xa que logo, a súa luminosidade absoluta, xa que a distancia das estrelas entre si no interior da nebulosa é insignificante en comparación á súa distancia á Terra[2]. Por tanto, é suficiente medir a distancia dunha destas cefeidas (por exemplo, polo método da paralaxe), para obter unha relación xeral entre o seu período e a súa luminosidade absoluta e determinar a distancia de calquera outra cefeida observada. Esta medida realizouna por primeira vez Harlow Shapley en 1916, na universidade de Harvard,  quen concluíu a descuberta de Henrietta Leavitt. A partir desta data, as cefeidas convertéronse nunha referencia para medir a distancia das estrelas ou das galaxias máis afastadas no Universo. Por desgraza, este método está limitado á distancia máxima a que se pode observar unha estrela situada dentro dunha galaxia.

Características[editar | editar a fonte]

Recente, aínda que de estrutura máis evolucionada que a do Sol, unha cefeida debe a súa enerxía luminosa ás reaccións de fusión nuclear que, na súa rexión central, transforman o helio en carbono. Débeselle a Arthur Eddington (1926) unha primeira explicación das variacións da luminosidade. A parte externa da estrela contrae e dilátase alternativamente, por causa dun desequilibrio das forzas ligadas á presión do gas e á gravidade. Estes movementos acompáñanse de cambios de temperatura responsables da variación periódica da luminosidade. O período de variación do brillo dunha cefeida representa arredor de dúas veces o tempo que lle leva a unha onda de presión propagarse desde o centro da estrela á súa superficie. Ese período depende do estado do medio atravesado pola onda e, xa que logo, constitúe unha valiosa fonte de información sobre a estrutura interna da estrela.

Papel no cálculo de distancias[editar | editar a fonte]

As cefeidas xogan un papel moi importante como padróns das escalas de distancia no Universo, grazas á relación entre período e luminosidade que as caracteriza: unha cefeida e máis luminosa canto máis longo é o seu período de variación do brillo. Ao que se coñece o período dunha cefeida, doadamente medible, a relación entre período e luminosidade permite determinar o brillo intrínseco da estrela. Por unha simple comparación co seu brillo aparente, podemos deducir a súa distancia e, xa que logo, que da galaxia que alberga.

Unha relación xenérica da forma:

5 × log10d = MV + a × log10Pb × ( MVMl ) + c

permite deducir a distancia d dunha cefeida clásica expresada en parsecs a partir do seu período P e da súa magnitude aparente MI no infravermello próximo (banda l) e MV en luz visible. Publicáronse varios valores experimentais dos coeficientes a, b e c:

( a ; b ; c ) = ( 3,34 ; 2,45 ; 7,52 )[3],
( a ; b ; c ) = ( 3,34 ; 2,58 ; 7,50 )[4],
( a ; b ; c ) = ( 3,37 ; 2,55 ; 7,48 )[5].

Moi brillantes e, por tanto, visible desde lonxe, as cefeidas detéctanse na actualidade noutras galaxias ademais da nosa, ata distancias de 80 millóns deanos luz aproximadamente, grazas ao telescopio espacial Hubble. Estas determinacións de distancias son esenciais para o cálculo do valor da constante de Hubble, que mide o ritmo de expansión do Universo. O punto delicado reside na calibración absoluta da relación entre período e luminosidade, que require determinar de xeito preciso a distancia de, polo menos, algunhas cefeidas situadas na nosa Galaxia.

Ademais, despois da determinación da luminosidade dunha cefeida a partir da relación entre o período e luminosidade, cómpre coñecer que as galaxias, e daquela as cefeidas que conteñen, non son idénticas senón diferentes pola súa composición química. Isto é o que apareceu nos últimos anos coa análise de grande número de cefeidas detectadas en dúas galaxias veciñas, as nebulosas de Magallães.

A medición da luminosidade das cefeidas constitúe un dos moitos métodos existentes para determinar a distancia dunha estrela.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. A. Udalski et Al. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud. Cornell University Library.
  2. Wendy L. Freedman. The Hubble Constant. Cornell University Library.
  3. G. Fritz Benedict, et al. Hubble Space Telescope Fine Guidance Sebsor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations. En The Astronomical Journal. Volume 133. No 4. Ab Páxinas 1.810 a 1.827.
  4. D. J. Majaess. Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parametrization and Two Micron All Sky Survey photometry. En Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Volume 390. Novembro de 2008. Páxinas 1.539 a 1.548.
  5. Majaess, D. et Al. New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm. En The Astrophysical Journal Letters. Volume 741. No 2. N Páxina L27.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]