As Cefeidas: por que sua luminosidade varia tão regularmente?

O que é uma cefeida?

Definição e papel astronómico

As cefeidas são estrelas variáveis pulsantes cuja luminosidade varia periodicamente devido a mudanças no seu tamanho e na sua temperatura. Estas estrelas são essenciais em astrofísica porque permitem medir distâncias astronómicas, tanto na nossa galáxia como nas galáxias próximas, graças à relação período-luminosidade. Esta relação foi descoberta pela astrónoma americana Henrietta Swan Leavitt no início do século XX. O nome destas estrelas vem de δ Cephei (delta Cefeu), na constelação de Cefeu, cuja variabilidade foi descoberta em 1784 pelo astrónomo britânico John Goodricke (1764-1786).

Duas grandes famílias

• As cefeidas clássicas (população I): estrelas jovens, massivas e muito luminosas, situadas sobretudo nos braços espirais das galáxias. Seus períodos vão de cerca de 1,5 dia a mais de 50 dias. Seguem a relação período-luminosidade mais utilizada para medir distâncias.
• As cefeidas de tipo II (população II): estrelas muito mais velhas, menos massivas e menos luminosas (tipos W Virginis e BL Herculis, entre outras). Obedecem a outra relação período-luminosidade e são menos úteis como indicadores de distância.

Algumas cefeidas famosas

• δ Cephei: o protótipo da classe, cuja variabilidade é conhecida desde 1784.
• Polaris (a Estrela Polar): a cefeida mais próxima de nós, a cerca de 430 anos-luz. Seu período é de cerca de quatro dias, e suas variações de brilho são muito pequenas.
• RS Puppis: uma cefeida massiva e muito luminosa, rodeada por uma nebulosa de poeira, apresentada mais abaixo.

Características das cefeidas

Variabilidade e relação período-luminosidade

• Variabilidade: as cefeidas veem sua luminosidade variar de maneira regular em períodos que vão de cerca de um dia a mais de dois meses. O recorde conhecido na Via Láctea, identificado em 2024, é de 78,1 dias. Esta variação deve-se a oscilações da estrutura interna da estrela.
• Relação período-luminosidade: Henrietta Leavitt (1868-1921) mostrou que quanto mais longo é o período de variação de uma cefeida, mais elevada é sua luminosidade intrínseca. Por outras palavras, a magnitude absoluta de uma cefeida está diretamente ligada ao período das suas oscilações.

O que se observa durante um ciclo

Durante um ciclo, a estrela muda de tamanho, de temperatura e portanto de cor. Passa de um tipo espectral F (mais quente) no máximo de brilho a um tipo G (mais frio, como o Sol) no mínimo. Estas estrelas são gigantes ou supergigantes amarelas.

Os métodos de cálculo de distâncias no Universo

A tabela seguinte compara os principais métodos de medida de distâncias cósmicas. Mostra por que as cefeidas ocupam o primeiro degrau da escala de distâncias extragalácticas: prolongam a paralaxe estelar e servem para calibrar os indicadores mais distantes.

A descoberta de Henrietta Swan Leavitt

Placas fotográficas das Nuvens de Magalhães

Henrietta Swan Leavitt trabalhava no observatório de Harvard, onde examinava placas fotográficas das Nuvens de Magalhães, tiradas em particular da estação de Arequipa, no Peru. Em 1908, publicou um catálogo de 1.777 estrelas variáveis nas duas Nuvens, entre elas várias dezenas de cefeidas. Em 1912, um curto artigo, assinado por Edward Pickering mas «preparado por Miss Leavitt», deu os períodos de 25 cefeidas da Pequena Nuvem de Magalhães. Sua descoberta fundamental é a relação período-luminosidade: as estrelas cujo período de variação é mais longo são intrinsecamente mais brilhantes.

Da escala relativa às distâncias absolutas

Estando as estrelas da Pequena Nuvem aproximadamente à mesma distância de nós, seus brilhos aparentes refletiam suas luminosidades relativas. Leavitt não pôde determinar as distâncias absolutas dessas estrelas, mas forneceu uma escala relativa extremamente precisa. Faltava fixar seu ponto zero. Já em 1913, Ejnar Hertzsprung tentou calibrá-lo a partir de cefeidas da Via Láctea, e em seguida Harlow Shapley afinou essa calibração em 1918. Isto abriu o caminho para a estimativa das distâncias das galáxias e para a compreensão da escala do Universo.

Física das cefeidas

Estrelas evoluídas na faixa de instabilidade

As cefeidas clássicas são estrelas evoluídas, de massa intermédia a elevada (da ordem de 4 a 20 massas solares). Deixaram a sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell (gráfico que liga a luminosidade intrínseca das estrelas à sua temperatura superficial) e atravessam a faixa de instabilidade, uma região estreita do diagrama onde o envelope se torna capaz de manter pulsações radiais. Neste tipo de pulsação, a estrela permanece esférica e incha e contrai-se em bloco.

Instabilidade da zona do hélio (mecanismo κ)

A variabilidade das cefeidas deve-se a um processo chamado «instabilidade da zona do hélio». Em certas camadas destas estrelas, o hélio está parcialmente ionizado (He⁺ e He²⁺ coexistem), o que afeta a transparência ao calor (opacidade). Fala-se também de mecanismo κ, pela letra grega que designa a opacidade. A ideia de que estas estrelas pulsam, em vez de serem estrelas duplas, impôs-se nos anos 1910 com os trabalhos de Shapley e Eddington. A identificação da zona de ionização do hélio como motor da pulsação data dos anos 1950-1960.

Ciclo contração-expansão

• Fase de contração: quando a estrela se contrai, a temperatura aumenta e o hélio ioniza-se mais. A camada torna-se mais opaca e retém a energia em vez de a deixar passar. Esta acumulação de energia faz subir a pressão e incha a estrela.
• Fase de expansão: quando a estrela se expande, arrefece e o hélio recombina-se num estado menos ionizado. A opacidade diminui, o que permite à energia escapar. A pressão baixa, a gravidade retoma o controlo, a estrela contrai-se de novo e o ciclo recomeça.

Regularidade das pulsações

Este ciclo pulsatório é muito regular, o que permite a relação precisa entre o período e a luminosidade. Como a nota de um instrumento musical, o período depende do tamanho da estrela: varia como o inverso da raiz quadrada da sua densidade média (P ∝ ρ^−1/2).

Por que o período dá a luminosidade?

A faixa de instabilidade cobre um intervalo de temperatura estreito. A luminosidade de uma cefeida depende, portanto, sobretudo do seu raio, ele próprio ligado à sua massa pela evolução estelar. Uma estrela mais luminosa é maior, portanto menos densa em média, portanto mais lenta a pulsar. É isto que liga o período à luminosidade.

Importância da descoberta

Hubble e as galáxias exteriores

No observatório do Monte Wilson, com o telescópio de 2,5 m, Edwin Hubble (1889-1953) localizou em outubro de 1923 uma cefeida (batizada V1) numa placa fotográfica da «nebulosa» de Andrómeda. Graças à relação período-luminosidade, obteve uma distância de cerca de 900.000 anos-luz, muito superior às dimensões então admitidas para a Via Láctea. Cefeidas observadas em M33 e NGC 6822 confirmaram o resultado. Suas conclusões, apresentadas à American Astronomical Society em 1 de janeiro de 1925 e publicadas no mesmo ano, demonstraram que certas nebulosas espirais são na realidade galáxias exteriores à Via Láctea. Esta descoberta mudou nossa compreensão do Universo, mostrando que ele é muito mais vasto do que se pensava.

Baade e a duplicação das distâncias

Em 1952, o astrónomo Walter Baade mostrou que existem duas populações de cefeidas, que obedecem a relações período-luminosidade diferentes. Esta correção multiplicou por cerca de dois as distâncias às galáxias exteriores. Andrómeda encontra-se hoje a cerca de 2,5 milhões de anos-luz.

Calibrar as cefeidas: de Gaia ao telescópio James Webb

Gaia e o ponto zero

Para que a relação período-luminosidade dê distâncias absolutas, é preciso conhecer a luminosidade real de cefeidas próximas, e portanto suas distâncias geométricas. As paralaxes do satélite Gaia da ESA servem para esta calibração na Via Láctea. A terceira publicação de dados (Gaia DR3, junho de 2022) contém curvas de luz para 15.006 cefeidas de todos os tipos: 5.221 no campo da Via Láctea e seus pequenos satélites, 4.663 na Grande Nuvem de Magalhães, 4.616 na Pequena Nuvem, 321 na galáxia de Andrómeda (M31) e 185 na galáxia do Triângulo (M33). Entre elas, 474 são provavelmente novas cefeidas descobertas por Gaia.

Três ancoragens geométricas

Para fixar o ponto zero, a equipe SH0ES combina três referências geométricas: as paralaxes de Gaia para as cefeidas da Via Láctea, os masers da galáxia NGC 4258 e as binárias eclipsantes da Grande Nuvem de Magalhães.

Cartografar a Via Láctea

As cefeidas clássicas, jovens e muito luminosas, permitem também cartografar a Via Láctea. O levantamento OGLE colocou cerca de 2.400 num mapa da nossa Galáxia. Também identificou em 2024 a cefeida galáctica de período mais longo conhecida, OGLE-GD-CEP-1884, com 78,14 dias, a cerca de 4,5 quiloparsecs. Supera em uma dezena de dias o antigo recorde, detido por S Vulpeculae.

O telescópio James Webb testa o empilhamento

Nas galáxias distantes, a imagem de uma cefeida mistura-se com a das estrelas vizinhas. Este fenómeno de empilhamento (crowding) poderia falsear sua luminosidade, e portanto sua distância. No infravermelho próximo, onde a absorção pela poeira é fraca, a resolução do telescópio espacial James Webb é cerca de 2,5 vezes melhor que a do Hubble. Sobre mais de 1.000 cefeidas observadas em NGC 4258 e cinco galáxias hospedeiras de supernovas, a diferença média entre as medidas do Hubble e do Webb é de −0,01 ± 0,03 magnitude (Riess et al. 2024). Este resultado afasta o empilhamento como explicação da tensão de Hubble, a cerca de 8 σ. Em 2025, a observação de uma galáxia hospedeira quase desprovida de estrelas de fundo (NGC 3447) confirmou a ausência de viés. Webb reduz também a dispersão da relação período-luminosidade.

As cefeidas e a tensão sobre a constante de Hubble

Dois valores que não concordam

A constante de Hubble, denotada H₀, mede a taxa de expansão atual do Universo. Calibrada com cefeidas e depois supernovas de tipo Ia, a equipe SH0ES obtém H₀ = 73,04 ± 1,04 km s⁻¹ Mpc⁻¹ (Riess et al. 2022). O fundo cósmico de micro-ondas observado pelo satélite Planck, interpretado com o modelo ΛCDM, dá H₀ = 67,4 ± 0,5. A discrepância, de cerca de 8 %, atinge quase 5 σ: é a tensão de Hubble.

Os resultados recentes com James Webb (telescópio espacial)

A equipe SH0ES publicou em 2025 novos resultados. Com cefeidas observadas pelo Webb em 19 galáxias hospedeiras de 24 supernovas de tipo Ia, encontra H₀ = 73,49 ± 0,93. Acrescentando calibrações pela ponta do ramo das gigantes vermelhas (TRGB), obtém 73,18 ± 0,88.

O programa Chicago-Carnegie Hubble (CCHP) de Wendy Freedman chega a outros valores. Com o único método da ponta do ramo das gigantes vermelhas (TRGB) e 24 supernovas calibradoras, obtém H₀ = 70,39 ± 1,22 (estatístico) ± 1,33 (sistemático) ± 0,70 (supernovas). Com os únicos dados do Webb, o método TRGB dá 68,81 ± 1,79 ± 1,32, e o das estrelas carbonadas do ramo assintótico das gigantes (JAGB) dá 67,80 ± 2,17 ± 1,64. Seus autores consideram estes resultados compatíveis com o modelo ΛCDM, sem física nova. Notam também que as distâncias TRGB e JAGB concordam a melhor que 1 %, e com as distâncias das cefeidas de SH0ES a pouco mais de 1 %.

As fontes de incerteza a vigiar

• O empilhamento: testado com o Webb, não parece explicar a tensão.
• A absorção pela poeira: avermelha e enfraquece as cefeidas, daí o interesse do infravermelho.
• A metalicidade: o teor em elementos pesados pode modificar ligeiramente a relação período-luminosidade.
• O ponto zero: depende das paralaxes de Gaia, de NGC 4258 e da Grande Nuvem de Magalhães.
• A escolha das galáxias e das supernovas: pequenas amostras podem deslocar o valor final de H₀.

N.B.:
Este domínio evolui muito depressa. Os valores acima são os publicados na data de atualização deste artigo e o debate não está encerrado.

RS Puppis, uma cefeida rodeada de ecos de luz

Uma montagem a partir das observações do Hubble

Esta montagem de vídeo foi realizada a partir das observações do telescópio espacial Hubble. Mostra as pulsações da estrela variável RS Puppis e seu ambiente de espessas nuvens de poeira escuras. RS Puppis é uma cefeida da constelação da Popa (Puppis). As observações do Hubble foram feitas durante um período de cinco semanas em 2010, a fim de capturar a estrela em diferentes estágios do seu ciclo de 41,4 dias. Seu brilho varia num fator próximo de cinco. O curto vídeo é repetido várias vezes para mostrar mais claramente o mecanismo do eco de luz.

O que é um eco de luz?

A poeira que rodeia RS Puppis permite observar com uma clareza surpreendente um fenómeno conhecido como eco de luz. Em cada máximo de brilho, uma onda de luz propaga-se na nebulosa. A luz refletida por camadas de poeira mais distantes percorre um trajeto mais longo e chega mais tarde à Terra. Este eco cria a ilusão de nuvens de gás em expansão a partir de RS Puppis, embora nenhuma matéria se desloque assim. É um pouco o equivalente luminoso de um eco sonoro.

Uma distância medida pelo eco, depois rediscutida

Em 2008, Pierre Kervella e seus colegas utilizaram os ecos de luz, observados com o telescópio NTT do ESO, para propor uma distância puramente geométrica de 6.500 ± 90 anos-luz, apresentada como a mais precisa jamais obtida para uma cefeida. Em 2009, Howard Bond e William Sparks contestaram este valor. Supunha que as zonas de poeira estavam situadas perto do plano do céu, enquanto a difusão favorece a luz emitida para a frente e coloca sobretudo a poeira observada à frente da estrela. Imagens polarimétricas do Hubble, tiradas em 2010 e analisadas em 2014, conduziram a uma distância de 1.910 ± 80 parsecs, ou seja, cerca de 6.200 anos-luz. Este valor é compatível com outros métodos.

N.B.:
O valor de 6.500 ± 90 anos-luz, frequentemente citado, deve portanto ser manuseado com prudência: anunciava uma precisão de 1,4 %, enquanto a medida polarimétrica de 2014 anuncia uma incerteza de cerca de 4 %.

Do brilho à distância: o exemplo de RS Puppis

A distância d (em parsecs) deduz-se da magnitude aparente m, corrigida da absorção interestelar A, e da magnitude absoluta M: m − A − M = 5 log₁₀(d) − 5. Para RS Puppis, a magnitude aparente média no visível é de 7,12. A absorção interestelar vale cerca de 1,4 magnitude e a magnitude absoluta visual é de cerca de −5,70. Obtém-se um módulo de distância de 11,40, ou seja, d ≈ 1.900 parsecs.

N.B.:
Aqui, a magnitude absoluta é ela própria deduzida da distância geométrica medida graças aos ecos de luz. O exercício ilustra a lógica do cálculo. Mostra sobretudo que RS Puppis se situa, a cerca de 1 σ, sobre a relação período-luminosidade estabelecida com outras cefeidas.

Uma cefeida massiva, mas efémera na sua nebulosa

RS Puppis é uma das cefeidas mais luminosas da Via Láctea, com um período de 41,5 dias. É a única cefeida galáctica conhecida a estar mergulhada numa grande nebulosa de reflexão. Esta poeira não foi ejetada pela estrela: é uma nuvem interestelar que a cefeida atravessa. Sua forte luminosidade poderá, dentro de alguns milhões de anos, dissipar a poeira vizinha e fazer desaparecer os ecos de luz.

Conhecer com exatidão a distância de uma tal estrela é importante, porque as cefeidas servem de marcador (candeia padrão) para as distâncias no seio da nossa galáxia e das galáxias próximas.