Cefeida

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

Una cefeida o variable cefeida és una classe particular d'estrella variable, la lluminositat de les quals varia de forma periòdica. Les cefeides -anomenades així pel nom del prototip d'aquesta classe, l'estrella δ Cephei- presenten modulacions periòdiques de lluminositat extremadament regulars i, de les variables polsants, són les que presenten menors irregularitats en la durada del període de polsació. Actualment s'han observat més de 400 cefeides a 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'han observat un nombre significatiu de cefeidesen 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 les galàxies. Des que va poder ser calibrada la relació entre període i lluminositat usant les estrelles més properes, les distàncies calculades amb aquest mètode són potser les més precises de què disposem.

Taula de continguts[modifica | modifica el codi]

  • 1 Taula de continguts
  • 2 Descripció
  • 3 Mecanismes de pulsació
  • 4 Les cefeides com a indicadors de distància
  • 5 Classificació de les cefeides

Descripció[modifica | modifica el codi]

Una cefeida és usualment un estrella gegant groga, que polsa regularment per expansió i contracció en una oscil·lació regular de la 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 d'1,5, el qual correspon a un increment de quatre vegades el flux de l'estrella. Una de les característiques principals que permet de 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 que genèricament mostren variacions de magnitud més sensibles.

Mecanismes de pulsació[modifica | modifica el codi]

La lluminositat d'una estrella depèn de la 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 mitjà 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 produeix 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 consegüent disminució de la 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. Per tant, la lluminositat d'una variable cefeida és inversament proporcional a les seves dimensions, cosa que significa que és màxima quan el radi és mínim, i viceversa.

Les cefeides com a indicadors de distància[modifica | modifica el codi]

Existeix una relació, anomenada llei del període i la lluminositat, que vincula directament la magnitud absoluta d'una estrella cefeida, calculada en el màxim de la seva corba, amb la duració del seu període de pulsació. L'augment de la lluminositat de les cefeides en funció del període, determinat a partir de la relació entre període i lluminositat, és compatible amb la teoria de la pulsació estel·lar, segons la qual la lluminositat depèn del radi i, alhora, aquest darrer és proporcional al període.

La conseqüència més important de la relació entre període i lluminositat és que proporciona un mètode raonablement segur per a avaluar la magnitud absoluta d'una cefeida. Una vegada coneguda aquesta magnitud, és possible conèixer-ne la distància calculant la relació amb la magnitud aparent observada (l'anomenat mòdul de distància). Per aquest motiu, les cefeides tenen també l'important paper d'indicadors de distància (per això, a vegades, se les anomena els «fars estàndard» de l'Univers). Com a tals, tenen una importància enorme en astronomia perquè permeten mesurar les distàncies extragalàctiques. Per exemple, la identificació d'una cefeida en una galàxia distant permet mesurar-ne el període de pulsació i la magnitud aparent, dades amb les quals podrem conèixer immediatament la distància de l'estel i, alhora, la de la galàxia que el conté.

Amb les dades més recents, la relació obtinguda empíricament entre el període P (en dies) i la magnitud absoluta Mv és donada per

Classificació de les cefeides[modifica | modifica el codi]

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, estels molt jóvens, amb una edat de 100 milions d'anys aproximadament, localitzats amb preferència en els braços espirals de la nostra galàxia. Les cefeides clàssiques són supergegants, considerablement majors, 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 segona classe és la de les cefeides de tipus W Virginis, anomenades així 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.