Cefeida

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
Merge-arrows 2.svg
Foi proposta a fusão deste artigo ou se(c)ção com Variável Cepheid. Por favor crie o espaço de discussão sobre essa fusão e justifique o motivo aqui; não é necessário criar o espaço em ambas as páginas, crie-o somente uma vez. Perceba que para casos antigos é provável que já haja uma discussão acontecendo na página de discussão de um dos artigos. Verifique ambas (1, 2) e não se esqueça de levar toda a discussão quando levar o caso para a central.
Editor, considere adicionar mês e ano na marcação. Isso pode ser feito automaticamente, com {{Fusão|1=Variável Cepheid|{{subst:DATA}}}}.
Question book.svg
Esta página ou secção não cita nenhuma fonte ou referência, o que compromete sua credibilidade (desde abril de 2011).
Por favor, melhore este artigo providenciando fontes fiáveis e independentes, inserindo-as no corpo do texto por meio de notas de rodapé. Encontre fontes: Googlenotícias, livros, acadêmicoYahoo!Bing. Veja como referenciar e citar as fontes.

Uma cefeida é uma estrela gigante ou supergigante amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva que o Sol e de 100 a 30 000 vezes mais brilhante, cuja luminosidade varia de 0,1 a 2 magnitudes segundo um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias, de onde ela tira seu nome de estrela variável. Elas foram chamadas segundo o protótipo de estrela δ da constelação de Cepheus.

História[editar | editar código-fonte]

As cefeidas tiveram um papel importante nos anos 1910 - 1920, quando Henrietta Leavitt, trabalhando na Universidade de Harvard, notou a presença de diversas cefeidas nas Nuvens de Magalhães. Ela observou que o período dessas cefeidas é proporcional ao seu brilho. Leawitt formula assim uma relação entre o período de variação e a luminosidade aparente dessas estrelas particulares. Assim, basta medir a distância de uma dessas cefeidas para se obter uma relação geral unindo seu período e sua luminosidade absoluta, e ainda melhor, determinar a distância de qualquer outra cefeida, onde quer que ela esteja. Tal medida será realizada pela primeira vez em 1916, novamente na Universidade de Harvard, por Harlow Shapley, que com isso completa a descoberta de Henrietta Leawitt. A partir dessa data, as cefeidas tornaram-se a referência para medir a distância de astros cada vez mais distantes no Universo.

Características[editar | editar código-fonte]

Diagrama de Hertzsprung-Russell adaptado de Powell. A faixa de instabilidade é mostrada e contém a região variável da Cefeida (em vermelho) e a região RR Lyrae (em azul).

Jovem mas de estrutura mais evoluída que o nosso Sol, uma cefeida deve sua energia luminosa às reações de fusão nuclear que, na sua região central, transformam o hélio em carbono. A parte externa da estrela se contrai e se dilata alternativamente, devido a um desequilíbrio mantido pela pressão dos gases e da gravidade. Esses movimentos são acompanhados de mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica da luminosidade. O período de variação de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas vezes o tempo necessário a uma onda de pressão para se propagar do centro da estrela à sua superfície; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e constitui por isso uma fonte preciosa de informações sobre a estrutura interna da estrela.

Relação período-luminosidade[editar | editar código-fonte]

A relação empírica entre o período de uma cefeida, P (em dias), e sua magnitude absoluta M_v é dada por

 M_v = -2,76 \log(P) - 1,4 \,

Essa relação é derivada de dados coletados de Cefeidas cujas distâncias foram determinadas por outros métodos.

Papel no cálculo das distâncias[editar | editar código-fonte]

As cefeidas têm um papel muito importante como padrões de medidas de distância no Universo graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais luminosa for uma cefeida, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão deverão percorrer.

A partir do momento que se conhece o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a relação período-luminosidade permite determinar a luminosidade intrínseca dessa estrela. Por uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua distância, e com isso a distância da galáxia onde ela se localiza.

Extremamente brilhantes, logo visíveis de longe, as cefeidas são detectadas atualmente em outras galáxias até a distância de 80 milhões de anos-luz graças ao telescópio espacial Hubble. A determinação dessas distâncias é essencial para o cálculo do valor da constante de Hubble, que mede o ritmo de expansão do Universo. O ponto delicado reside na classificação absoluta da relação período-luminosidade, que necessita determinar independentemente de maneira exata a distância de ao menos algumas cefeidas situadas na nossa galáxia.

Além disso, deve-se ter em conta que, ao se determinar a luminosidade de uma cefeida a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias, e logo as cefeidas que elas contêm, não são idênticas, mas diferentes pela sua composição química. Foi o que se constatou ao longo dos últimos anos com a análise de grande número de cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as Nuvens de Magalhães.

Ver também[editar | editar código-fonte]