Cefeida

Uma estrela Cefeida é uma estrela gigante ou supergigante amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva e de 100 a 30 000 vezes mais brilhante que o Sol. A luminosidade desse tipo de estrela varia de 0,1 a 2 magnitudes em um período bem definido, compreendido entre 1 e 100 dias. Pertence a classe de estrela variável pulsante e ocupa a chamada "faixa de instabilidade" do diagrama de Hertzsprung-Russel. O nome "cefeida" vem do protótipo de estrela δ (delta) a constelação de Cepheus. Ela tem um papel importante na determinação de distâncias extragaláticas.

História

Exemplo de chapas fotográficas, uma negativa (direta) e uma postiva (esquerda), da mesma região do espaço.

Em 1595, um pastor luterano e um astrônomo amador, observando a estrela o Ceti, pertencente à constelação Cetus (Baleia), perceberam que, durante algum tempo, ela não era visível no céu, mas depois voltava a aparecer (por isso ela recebeu o nome de Mira - “maravilhoso” em latim). Esse fato ocorre porque a magnitude dessa estrela varia de 2 a 10 (o olho humano não enxerga magnitudes acima de 6) e o telescópio só foi inventado em 1608. Por volta de 1660, seu período de 11 meses foi estabelecido. Na época, acreditava-se que seu brilho oscilava porque manchas escuras em sua superfície às vezes ficavam voltadas para a Terra. Hoje se sabe que, na verdade, Mira é uma estrela binária composta por uma estrela pulsante irregular de longo período (100 - 700 dias) e por uma anã branca.

Mais de um século se passou e uma outra estrela pulsante foi descoberta em 1784, a chamada Delta Cephei. Sua magnitude varia, aproximadamente, de 2 a 3, com período de 5,37 dias. Essa estrela é o protótipo da classe de estrelas chamada “Cefeidas clássicas” de importância fundamental na Astronomia.

Até 2008, já foram catalogadas acima de 46 mil estrelas variáveis - mais de 5% delas pela astrônoma Henrietta Swan Leavitt. Nascida em 1868, teve formação em artes, filosofia, geometria analítica, cálculo e astronomia (concluindo essa matéria com nota máxima). Em 1893, um ano depois de formada, começou a trabalhar voluntariamente no Observatório de Harvard e foi logo contratada pelo astrônomo Edward Pickering para catalogar e calcular o brilho (magnitude aparente) das estrelas das placas fotográficas, de determinadas regiões do espaço. Era um trabalho que exigia muita concentração, cuidado e paciência, pois o brilho das estrelas aparecia na placa fotográfica como pontos escuros (quanto maior o ponto maior o brilho) e era calculado a partir de comparações entre pontos de estrelas próximas (da mesma foto) em que o brilho já era conhecido. Cada observação era escrita a mão numa tabela numerada sequencialmente. Como ela era extremamente dedicada ao seu trabalho, ela foi designada por Pickering para a tarefa de destacar possíveis estrelas variáveis, anotar a posição delas na chapa e computar seus brilhos. A posição era determinada atribuindo-se uma escala às fotos e a variação do brilho era determinada superpondo-se o negativo e o positivo de duas chapas da mesma região do espaço, mas obtidas em dias diferentes. Se uma anulasse a outra, não havia variação.

Por uma viagem à Europa e por problemas pessoais e de saúde foi afastada de Harvard em 1896, retornando como funcionária permanente em 1903. Analisando placas fotográficas das Nuvens de Magalhães descobriu muitas estrelas variáveis e em 1908 publicou "1777 Variables in the Magellenic Cloud", onde, além de listar as estrelas variáveis que observou, também estimou suas variações de magnitude aparente e seus períodos. Nesse trabalho, ela foi capaz de perceber um padrão entre esses dois fatores: a luminosidade e o período.

Gráficos publicados em 1912 no trabalho "25 variables in the Magellanic Clouds". À direita verifica-se a relação linear entre a luminosidade e o período em escala logarítmica. As duas curvas correspondem aos máximos e mínimos observados (ainda não havia a separação entre os tipos de variáveis).

A relação luminosidade-período só foi confirmada em 1912, após serem reunidos uma quantidade maior de dados em um trabalho escrito por Pickering, mas desenvolvido por Henrietta. Utilizando dados de estrelas da pequena Nuvem de Magalhães e considerando que as distâncias delas à Terra era, aproximadamente, a mesma, as variações nas magnitudes aparentes se davam, então, por causa de uma variação intrínseca às estrelas (magnitude absoluta), confirmando a relação linear entre luminosidade (magnitude absoluta) e período. Essa relação fornecia a inclinação do gráfico, o que faltava agora era conhecer algum ponto dele, ou seja, encontrar pelo menos alguma estrela variável cujo período, distância e luminosidade eram conhecidos. Isso foi feito no ano seguinte pelo astrônomo e químico Ejnar Hertzsprung com uma técnica de medida de paralaxe que usa o movimento anual do Sol pela Via Láctea, pois a estrela variável mais próxima estava a 200 parsec e essa distância não era possível de ser medida por paralaxe simples com os telescópios da época.

Após a relação luminosidade-período ser calibrada, medindo-se o período de uma estrela variável, extraindo a informação da sua luminosidade (magnitude absoluta) e medindo o seu brilho (magnitude aparente) podemos calcular a distância até essa estrela. Hoje em dia, com telescópios mais avançados, podemos chegar até a distância de 50Mpc (50 milhões de parsecs) com essa técnica maravilhosa e incrível de se medir distâncias no espaço sem sair do nosso planeta, devemos boa parte disso a dedicação e esforço da Henrietta Swan Leavitt.

Características

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

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

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

• Variável RR Lyrae