Cefeida

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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[editar | editar código-fonte]

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[1] . 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[2] ", 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[3] 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[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]


  1.  Vídeo no YouTube: Henrietta leavitt: Unsung heroine in science.
  2. Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables in the Magellanic Clouds".Annals of Harvard College Observatory 60: 87–108.Bibcode:1908AnHar..60...87L.
  3. Henrietta S Leavitt and Edward C Pickering. Periods of 25 variable stars in the small magellanic cloud. Harvard College Observatory Circular, 173:1–3, 1912.