Uma Cefeida é uma estrela gigante ou supergigante variável , amarela, 4 a 15 vezes mais massiva que o Sol e 100 a 30.000 vezes mais brilhante, cujo brilho varia de 0,1 a 2 magnitudes em um período bem definido, entre 1 e 135 dias, de que leva o nome de estrela variável . Eles foram nomeados após o protótipo que constitui a estrela δ da constelação de Cefeu . A Estrela Polar é uma Cefeida (pelo menos até 1994, quando parecia que seu brilho havia se tornado estável, sem nenhuma explicação para essa mudança - ver Alpha Ursae Minoris ).
O arquétipo das Cefeidas é δ Cephei na constelação de Cefe. Foi descoberto que era variável por John Goodricke em1784.
Já em 1897 , Michel Luizet , do Observatório de Lyon , estudou estrelas variáveis; com mais de 60.000 observações em seu crédito. Apresentou tese sobre "Cefeidas consideradas estrelas duplas, com monografia da estrela variável δ Cefeu". Henrietta Leavitt , nos anos 1910-1920, na Universidade de Harvard , classifica as cefeidas das nuvens de Magalhães . Ela percebe que os períodos das Cefeidas são tanto maiores quanto brilhantes. Ele encontra uma relação que liga o período de variação (tempo entre dois máximos ou mínimos) à média da luminosidade aparente dessas estrelas e, portanto, à sua luminosidade absoluta, já que a distância das estrelas entre elas dentro da nuvem é desprezível. à sua distância da Terra. Assim, basta medir a distância de uma dessas cefeidas (por exemplo, pelo método da paralaxe ), para obter uma relação geral ligando seu período e sua luminosidade absoluta e para determinar a distância de qualquer outra cefeida observada. Esta medição foi realizada pela primeira vez em 1916, na Universidade de Harvard, por Harlow Shapley, que completou a descoberta de Henrietta Leavitt. A partir desta data, as Cefeidas tornaram-se uma referência para medir a distância de estrelas ou galáxias cada vez mais distantes no Universo. Infelizmente, esse método é limitado à distância máxima em que se pode observar uma estrela localizada em uma galáxia.
Jovem, mas de estrutura mais evoluída que o Sol , uma cefeida deve sua energia luminosa às reações de fusão nuclear que, em sua região central, transformam o hélio em carbono . Devemos a Arthur Eddington (1926) uma primeira explicação das variações na luminosidade. A parte externa da estrela se contrai e se expande alternadamente, devido a um desequilíbrio autossustentável de forças relacionadas à pressão do gás e à gravidade . Esses movimentos são acompanhados por mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica de brilho. O período de variação do brilho de uma cefeida representa aproximadamente o dobro do tempo que uma onda de pressão leva para se propagar do centro da estrela até sua superfície; depende do estado do meio atravessado pela onda e, portanto, constitui uma valiosa fonte de informações sobre a estrutura interna da estrela. As cefeidas são classificadas em duas populações: tipo I e tipo II
As cefeidas tipo I, também chamadas de cefeidas clássicas, são estrelas da população I com um período de pulso que varia de alguns dias a algumas semanas.
São cefeidas resultantes de estrelas de população II, portanto mais velhas, pobres em metais e de baixa massa.
As cefeidas desempenham um papel muito importante como padrões de escalas de distâncias no Universo, graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais luminosa uma Cefeida, maior é o seu período de variação de brilho. Assim que conhecemos o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a relação período-luminosidade permite determinar o brilho intrínseco desta estrela. Por uma simples comparação com seu brilho aparente, deduzimos sua distância e, portanto, da galáxia que o abriga. Uma relação genérica da forma:
5 × log 10 d = M V + a × log 10 P - b × ( M V - M I ) + ctorna possível deduzir a distância d de uma cefeida clássica expressa em parsecs de seu período P e sua magnitude aparente M I no infravermelho próximo ( banda I ) e M V na luz visível . Vários valores experimentais dos coeficientes a , b e c foram publicados:
( a ; b ; c ) = (3,34; 2,45; 7,52), ( a ; b ; c ) = (3,34; 2,58; 7,50), ( a ; b ; c ) = (3,37; 2,55; 7,48).Muito brilhantes, portanto visíveis de longe, as Cefeidas são agora detectadas em outras galáxias além da nossa, a distâncias de cerca de 80 milhões de anos-luz graças ao Telescópio Espacial Hubble . Essas determinações de distância são essenciais no cálculo do valor da constante de Hubble , que mede a taxa de expansão do Universo. O ponto delicado está na calibração absoluta da relação período-luminosidade, que exige determinar com precisão de forma independente a distância de pelo menos algumas cefeidas localizadas em nossa Galáxia .
Além disso, quando determinamos a luminosidade de uma Cefeida a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias e, portanto, as Cefeidas que contêm, não são idênticas, mas diferentes por sua composição química. Foi o que surgiu nos últimos anos com a análise do grande número de Cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as nuvens de Magalhães .
A medição da luminosidade das cefeidas constitui um dos muitos métodos existentes para determinar a distância de uma estrela.