Las estrellas variables cefeidas

Las estrellas cefeidas son unas estrellas pulsantes con una luminosidad que varía periódicamente a lo largo del tiempo. Deben su nombre a la estrella Cefeo identificada en 1784 por John Goodricke.
Estudiando las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes, Henrietta Leavitt descubre en 1912 que el periodo de variación de su brillo aparente está en correlación con su magnitud media aparente. Las estrellas de la Pequeña Nube de Magallanes encontrándose a la misma distancia de nosotros, su brillo aparente (magnitud aparente ) es entonces un indicador de su luminosidad intrínseca (magnitud absoluta ) como consecuencia de la relación :

en donde la distancia está expresada en parsec.

La relación enunciada por H. Leavitt es de la forma:

con el valor medio de la magnitud absoluta y el periodo. Como el coeficiente es negativo, cuanto más luminosa sea la cefeida, más su periodo será largo. Para las cefeidas de tipo I, .
La relación admitida en la actualidad se expresa con los coeficientes siguientes, para diversas bandas (B,V,I):

Esta relación constituye un indicador de distancia ya que el periodo permite determinar y en consecuencia la distancia a través de la comparación con la magnitud aparente mediana. La pendiente de la relación podría establecerse con las cefeidas de la Pequeña Nube de Magallanes, pero la determinación del coeficiente , que determina el punto cero de la relación necesita una calibración con las cefeidas de distancias conocidas. Esta calibración fue realizada por E. Hertzsprung en 1913, y después por H. Shapley en 1918 utilizando una población de cefeidas observadas en los cúmulos globulares de nuestra Galaxia. En 1924, Edwin Hubble mide por primera vez las cefeidas en M31, M33 y NGC6822, utilizando esta calibración para determinar sus distancias.

Las características de las cefeidas

	Tipo 1	Tipo 2
Tipo	F - G	F-G
Clase	Ia	Ia
periodo	de 3 a 50 d	de 5 a 30 d
	de -2 à -6	de 0 à -2
	de 0 à -6	de 0 à -4

Las cefeidas tienen la ventaja de ser intrínsecamente muy luminosas y pueden observarse a grandes distancias ( 25 Mpc con el telescopio espacial Hubble). Su mecanismo de pulsación es además físicamente conocido, lo que hace de él un indicador de distancia muy fiable. Estas estrellas se observan esencialmente en las galaxias espirales o irregulares, donde existen poblaciones estelares jóvenes.

Las cefeidas son estrellas en fase de combustión central de helio. Cuando la estrella entra en la fase de inestabilidad, sus capas externas están sujetas a ligeras variaciones de presión. Una compresión conduce a la ionización del gas, en particular el helio presente cerca de la superficie. Ahora bien, el helio ionizado es muy opaco a la radiación y reacciona como una pantalla, que empujada por la presión de radiación hincha la envoltura de la estrella como un globo.
La luminosidad de la estrella está en función a la vez de su temperatura superficial y de su radio según la ley de radiación del cuerpo negro. Cuando el envoltorio infla, la superficie emisora aumenta, la estrella se vuelve más luminosa. Relajándose, la envoltura se enfría y los iones de helio se recombinan con los electrones. La atmósfera se vuelve permeable a los fotones y cae hacia la estrella. La luminosidad decrece.
El tiempo de vida de una cefeida en este estado de oscilación es del orden de un millón de años. La mayoría de las estrellas entre 3 y 15 masas solares pasan por esta fase. Las estrellas más masivas tienen periodos más largos: teniendo un radio importante, les lleva más tiempo dilatarse.