Cefeida
De Viquipèdia
Imatge obtinguda pel telescopi espacial Hubble.
Una cefeida o variable cefeida és una classe particular d'estrella variable, la lluminositat de les quals varia de forma periòdica. Les cefeides, així anomenades pel nom del prototip d'aquesta classe: l'estrella δ Cephei, presenten modulacions periòdiques de lluminositat extremadament regulars i, de les variables pulsants, són les que presenten menors irregularitats en la durada del període de pulsació. Actualment, s'han observat més de 400 cefeides en la nostra galàxia, i altres 1.000 s'han identificat en els Núvols de Magallanes, les dues galàxies satèl·lits de la nostra. A més, s'ha observat un número significatiu de cefeides en altres galàxies properes. Són especialment destacables perquè presenten una correlació entre el període de pulsació i la magnitud absoluta. Gràcies a aquesta correlació (descoberta per Henrietta Swan Leavitt el 1912), les cefeides poden ser usades com un far estàndard per determinar la distància als cúmuls globulars o galàxies. Des de que va poder ser calibrada la relació període—lluminositat usant les estrelles cefeides més pròximes, les distàncies calculades amb aquest mètode estan entre les més acurades disponibles.
Taula de continguts |
[edita] Descripció
Una cefeida és usualment un estrella gegant groga, que polsa regularment per expansió i contracció en una oscil·lació regular de la seva lluminositat. Les modulacions de lluminositat que presenta una cefeida durant tot el cicle, solen estar compreses entre un mínim de la magnitud 0,35 i un màxim de 1,5, el que correspon a un increment de quatre vegades el flux de l'estrella. Una de les característiques principals que permet distingir les cefeides d'altres estrelles variables és que l'amplitud de la corba de llum varia segons la banda de l'espectre visual en la qual s'observa. Especialment, les modulacions apareixen més acusades en longituds d'ona inferiors, típicament en en el blau i en l'ultraviolat més que en el vermell. Pel que fa als períodes de les cefeides, estan compresos entre 0,2 i 100 dies, encara que els valors estan distribuïts de diferent manera en la nostra galàxia que en els Núvols de Magallanes. En la majoria dels casos, les corbes de llum de les cefeides es caracteritzen per un perfil més aviat asimètric, amb un ràpid ascens cap a la lluminositat màxima i un descens més lent cap a la mínima.
La comparança entre les corbes de llum de diverses varíables cefeides sembla haver demostrat l'existència d'una correlació sistemàtica entre l'amplitud de la corba de llum i el valor del període de pulsació. Per altra banda, les cefeides amb un període més llarg són també les quals, genèricament mostren variacions de magnitud més sensibles.
[edita] Mecanismes de pulsació
La lluminositat d'una estrella depèn de la seva temperatura superficial, i de les dimensions de la superfície emissora. Les variacions periòdiques de la temperatura poden produir les modulacions de lluminositat observades. En el cas de les cefeides, les variacions de temperatura poden tenir lloc a conseqüència d'una sèrie de contraccions i expansions radials de la pròpia estrella entorn d'un valor mig del radi. El període de pulsació d'una cefeida seria proporcional al valor mitjà del radi que, al seu torn, depèn intrínsecament de les característiques de la pròpia estrella. Segons aquest model, la contracció de l'estrella produeïx un augment de temperatura en les regions centrals i, per tant, del nombre de reaccions nuclears, la qual cosa, al seu torn, provoca un augment global de la lluminositat. Després, l'augment d'energia alliberada tendeix a detenir la contracció de l'estrella i a produir una dilatació de les capes més externes. Després de l'expansió, l'estrella es refreda, amb la conseqüent disminució de la seva lluminositat. Arribada a certa temperatura mínima, l'expansió es deté i el radi de l'estrella s'ajusta al voltant d'una posició d'equilibri. Així, doncs, la lluminositat d'una variable cefeida és inversament proporcional a les seves dimensions, el que significa que és màxima quan el radi és mínim, i viceversa.
[edita] Les cefeides com a indicadors de distància
Existeix una relació, anomenada llei període-lluminositat, que vincula directament la magnitud absoluta d'una estrella cefeida, calculada en el màxim de la seva corba, amb el valor del seu període de pulsació. L'augment de la lluminositat de les cefeides en funció del període, determinar a partir la relació període-lluminositat, és compatible amb la teoria de la pulsació estel·lar segons la qual la lluminositat depèn del radi i, al seu torn, aquest últim és proporcional al període.
La conseqüència més important de la relació període-lluminositat és que proporciona un mètode raonablement segur per a avaluar la magnitud absoluta d'una cefeida. Una vegada coneguda aquesta, és possible conèixer la distància calculant la diferència respecte a la magnitud aparent (l'anomenat mòdul de distància). Per aquest motiu, les cefeides tenen també l'important paper d'indicadors de distància (i a vegades de les anomena els «fars estàndard» de l'univers). Com a tals, la seva importància en astronomia per a la mesura de les distàncies extragalàctiques és enorme. Per exemple, identificar una cefeida en una galàxia distant i mesurar el seu període de pulsació permet conèixer immediatament la seva distància, i amb ella, la de la galàxia mateixa.
Amb les dades més recents, la relació obtinguda empíricament entre el període P (en dies) i la magnitud absoluta Mv és donada per
[edita] Classificació de les cefeides
Les cefeides poden dividir-se en dues subclasses. A la primera pertanyen les anomenades cefeides clàssiques, que són estrelles de població I, és a dir, estrelles molt joves, amb una edat de 100 milions d'anys aproximadament, localitzades amb preferència en els braços espirals de la nostra galàxia. Les cefeides clàssiques són supergegants, amb una massa equivalent a moltes masses solars, i són de 500 a 30.000 vegades més brillants que el Sol, malgrat que la seva temperatura superficial és poc més elevada (T = 10.000 K). La seva grandària, és considerablement major.
La segona classe és la de les cefeides de tipus W Virginis, així anomenades pel nom de l'estrella prototip. Es tracta d'estrelles més velles i que, per tant, pertanyen a la població II. A diferència de la cefeides, es troben en el nucli i en l'halo de la nostra galàxia, especialment en l'interior dels cúmuls globulars. Les W Virginis tenen també períodes de pulsació més breus respecte a les cefeides clàssiques, generalment inferiors a 18 dies, i, intrínsecament, són menys lluminoses: aproximadament un parell de magnituds menys.
