Cefeidas y estrellas variables

Una Cefeida es una estrella joven y una gigante brillante, pero es sobre todo una variable periódica, es decir, su brillo varía con el tiempo. Su masa es de 4 a 20 veces la masa del Sol. El nombre proviene de la estrella variable Cefeida descubierta en 1784 (delta Cephei) en la constelación de Cefeo.
Las Cefeidas son verdaderas candelas estándar, ya que varían no sólo en tamaño sino en el brillo con una gran regularidad (el período es de entre 1 y 135 días). Su brillo varía sustancialmente de 0,1 a 2 magnitudes de acuerdo con el periodo. Estas estrellas variables titilantes son visibles en todas las galaxias. Estas estrellas son muy interesantes porque hay una fuerte correlación entre el período de pulsación, el brillo y la distancia. Al medir el período de pulsación de una Cefeida, deducimos su luminosidad y por lo tanto su distancia.
Si se comprime una estrella variable, ella rebota, si se la extiende hacia el exterior, ella cae, pero ¿cuáles son las causas y el motor de estas palpitaciones o de estas pulsaciones estelares?
En realidad se requiere un motor que proporciona continuamente empujas y tirones. La explicación fue encontrado en 1926 por el astrofísico británico Arthur Stanley Eddington (1882-1944).
Las estrellas se caracterizan por sus masas, sus rayos, sus luminosidades y temperaturas. Una estrella que naciente está en su secuencia principal es una bola de gas que emite de la luz, porque es caliente, es en la fase en la que se quema su hidrógeno, los átomos a alta temperatura emiten fotones y son estos fotones que vemos.
El gas en la estrella está en equilibrio constante bajo dos fuerzas opuestas, la presión intrínseca que tiende a expandir la estrella y la fuerza de la gravedad que tiende a comprimir la. La estrella pierde continuamente energía, ya que emite una gran cantidad de calor en el espacio frío, pero la misma cantidad de calor que es generado por las reacciones termonucleares en el corazón de la estrella (la transformación del hidrógeno en helio) esto compensa la pérdida de energía por radiación. Cuando no queden más hidrógeno en su corazón, se quema hidrógeno en sus capas intermedias, la presión del gas disminuye y se hincha. Llega a ser muy brillante, entonces es una gigante roja, después se va a quemar su corazón helio. Es en este estado particular que el gigante comenzará a "parpadear". Este fenómeno afecta a las Cefeidas, sino también los W Virginis muy antiguas estrellas de baja masa (1 masa solar) que pulsan con un período de entre 1 y 60 días y RR Lyrae mucho menos masivas (0,5 M ☉) con un periodo de 0,5 días.

Una Cefeida es una estrella joven, pero ya que es un gigante, es más avanzada que el Sol, que consume una gran cantidad de hidrógeno y su energía de la luz es ahora debido a las reacciones de fusión nuclear del helio que se convierte en carbono. Normalmente, cuando se comprime un gas, se calienta y se enfría cuando se expande, pero a ciertas temperaturas, el hidrógeno o el helio se ven obligados a pasar de un estado de ionización a un otro (extracción o adición de electrones), a continuación, volver a su estado inicial después el enfriamiento. Esto es lo que ocurre en las estrellas variables.
Las pulsaciones en realidad son hinchamientos y contracciones de las diferentes capas de la estrella, se caen unos sobre otros se contratando y reboten y se hinchan de nuevo. El corazón de la estrella, él no pulsa, solas las capas intermedias y externas pulsan, la capa más externa se somete a la pulsación más violenta. El fenómeno de ionización parcial de hidrógeno y de helio está en una de las capas internas que se propaga a los otros. Más el gas es caliente menos que absorbe la luz y así se vuelve más brillante, a la inversa, cuanto más el gas es frío y más que absorbe la luz y se vuelve opaco. La opacidad de un gas es una medida de su capacidad para absorber la luz.
Cuando el gas de esta capa de ionización alcanza una cierta compresión, se produce la ionización, la opacidad del gas aumenta, la capa de gas a continuación, actúa como una válvula que se cierra, la presión aumenta y empuja hacia arriba las otras capas. Entonces, las diferentes capas se expanden y enfrían, la ionización de hidrógeno y de helio se invertirán, el gas volverá a su estado inicial, la opacidad disminuye de repente y la radiación inunda las capas de la estrella dejando caer la presión del gas. La presión del gas es ahora demasiado baja para apoyar las capas que se caen de nuevo las unas sobre las otras, a la espera el próximo ciclo para rebotar. Este fenómeno se conoce como la válvula de Eddington. Todas las estrellas no pulsan, esto sólo se aplica a ciertas estrellas, ya que depende de la profundidad de las zonas de ionización. Esta particularidad de las estrellas variables permite a los astrónomos de utilizar la como indicadores de distancia. Pueden calcular por aproximaciones sucesivas, las distancias a gran escala, las de las galaxias y así van buscar hasta las profundidades del universo observable.

N.B.: El límite de Eddington o luminosidad de Eddington, lo que corresponde a la luminosidad máxima puede llegar una estrella de una masa dada. Más allá de que empiece a perder las capas superiores de su atmósfera.