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{{mais-fontes||ci|data=abril de 2011}}

Uma estrela '''Cefeida''' é uma [[estrela gigante]] ou [[supergigante]] amarela, de 4 a 15 vezes mais massiva e de 100 a 30&nbsp;000 vezes mais brilhante que o [[Sol]]. A [[luminosidade]] desse tipo de estrela varia de 0,1 a 2 [[magnitude aparente|magnitudes]] em um [[Período (física)|período]] bem definido, compreendido entre 1 e 100 [[dia]]s. Pertence à classe de [[estrela variável]] pulsante e ocupa a chamada "faixa de instabilidade" do [[Diagrama de Hertzsprung-Russell|diagrama de Hertzsprung-Russel]]. O nome "cefeida" vem do protótipo de estrela [[Delta Cephei]]. Ela tem um papel importante na determinação de distâncias [[Astronomia extragaláctica|extragaláticas]].

== História ==
Em 1595, um pastor luterano e um astrônomo amador, observando a estrela [[Mira (estrela)|''o Ceti'']], pertencente à constelação ''[[Cetus]]'' (Baleia), perceberam que, durante algum tempo, ela não era visível no céu, mas depois voltava a aparecer (por isso ela recebeu o nome de Mira - “maravilhoso” em latim). Esse fato ocorre porque a magnitude dessa estrela varia de 2 a 10 (o olho humano não enxerga magnitudes acima de 6) e o [[telescópio]] só foi inventado em 1608. Por volta de 1660, seu período de 11 meses foi estabelecido. Na época, acreditava-se que seu brilho oscilava porque manchas escuras em sua superfície às vezes ficavam voltadas para a Terra. Hoje se sabe que, na verdade, Mira é uma [[estrela binária]] composta por uma estrela pulsante irregular de longo período (100 - 700 dias) e por uma [[anã branca]].
Mais de um século se passou e uma outra estrela pulsante foi descoberta em 1784, a chamada ''[[Delta Cephei]]''. Sua magnitude varia, aproximadamente, de 2 a 3, com período de 5,37 dias. Essa estrela é o protótipo da classe de estrelas chamada “Cefeidas clássicas” de importância fundamental na Astronomia. [[Ficheiro:Astronomer Edward Charles Pickering's Harvard computers.jpg|miniaturadaimagem|Grupo de mulheres que trabalhavam no Observatório de Harvard observando placas fotográficas com estrelas para classificá-las através da medida de seus brilhos (tamanho do ponto na chapa). Henrietta se encontra sentada embaixo do quadro, no canto esquerdo da sala.|esquerda]][[Ficheiro:Chapas fotográficas.png|thumb|Exemplo de chapas fotográficas, uma negativa (direta) e uma positiva (esquerda), da mesma região do espaço.]]Até 2008, já foram catalogadas acima de 46 mil estrelas variáveis - mais de 5% delas pela astrônoma [[Henrietta Swan Leavitt]].<ref>Vídeo no YouTube: Henrietta leavitt: Unsung heroine in science.</ref> Nascida em 1868, teve formação em artes, filosofia, geometria analítica, cálculo e astronomia (concluindo essa matéria com nota máxima). Em 1893, um ano depois de formada, começou a trabalhar voluntariamente no Observatório de Harvard e foi logo contratada pelo astrônomo [[Edward Charles Pickering|Edward Pickering]] para catalogar e calcular o brilho (magnitude aparente) das estrelas das placas fotográficas, de determinadas regiões do espaço. Era um trabalho que exigia muita concentração, cuidado e paciência, pois o brilho das estrelas aparecia na placa fotográfica como pontos escuros (quanto maior o ponto maior o brilho) e era calculado a partir de comparações entre pontos de estrelas próximas (da mesma foto) em que o brilho já era conhecido. Cada observação era escrita a mão numa tabela numerada sequencialmente. Como ela era extremamente dedicada ao seu trabalho, ela foi designada por Pickering para a tarefa de destacar possíveis estrelas variáveis, anotar a posição delas na chapa e computar seus brilhos. A posição era determinada atribuindo-se uma escala às fotos e a variação do brilho era determinada superpondo-se o negativo e o positivo de duas chapas da mesma região do espaço, mas obtidas em dias diferentes. Se uma anulasse a outra, não havia variação. [[Ficheiro:Gráficos publicados em 1912 no trabalho 25 variables in the Magellanic Clouds.png|thumb|Gráficos publicados em 1912 no trabalho "25 variables in the Magellanic Clouds". À direita verifica-se a relação linear entre a luminosidade e o período em escala logarítmica. As duas curvas correspondem aos máximos e

mínimos observados (ainda não havia a separação entre os tipos de variáveis).
]]Por uma viagem à Europa e por problemas pessoais e de saúde foi afastada de Harvard em 1896, retornando como funcionária permanente em 1903. Analisando placas fotográficas das [[Nuvens de Magalhães]] descobriu muitas estrelas variáveis  e em 1908 publicou "1777 Variables in the Magellenic Cloud<ref>Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables in the Magellanic Clouds".''Annals of Harvard College Observatory'' '''60''': 87–108.Bibcode:1908AnHar..60...87L.</ref>", onde, além de listar as estrelas variáveis que observou, também estimou suas variações de magnitude aparente e seus períodos. Nesse trabalho, ela foi capaz de perceber um padrão entre esses dois fatores: a luminosidade e o período.
A relação luminosidade-período só foi confirmada em 1912, após serem reunidos uma quantidade maior de dados em um trabalho<ref>Henrietta S Leavitt and Edward C Pickering. Periods of 25 variable stars in the small magellanic cloud. Harvard College Observatory Circular, 173:1–3, 1912</ref> escrito por Pickering, mas desenvolvido por Henrietta. Utilizando dados de estrelas da pequena Nuvem de Magalhães e considerando que as distâncias delas à Terra era, aproximadamente, a mesma, as variações nas magnitudes aparentes se davam, então, por causa de uma variação intrínseca às estrelas ([[magnitude absoluta]]), confirmando a relação entre luminosidade ([[magnitude absoluta]]) e período. Essa relação fornecia a inclinação do gráfico da magnitude absoluta pelo logaritmo do período, o que faltava agora era conhecer algum ponto dele, ou seja, encontrar pelo menos alguma estrela variável  cujo período, distância e luminosidade eram conhecidos. Isso foi feito no ano seguinte pelo astrônomo e químico [[Ejnar Hertzsprung]] com uma técnica de medida de [[paralaxe]] que usa o movimento anual do Sol pela [[Via Láctea]], pois a estrela variável mais próxima estava a 200 [[parsec]] e essa distância não era possível de ser medida por [[paralaxe]] simples com os telescópios da época.

Após a relação luminosidade-período ser calibrada, medindo-se o período de uma estrela variável, extraindo a informação da sua luminosidade (magnitude absoluta) e medindo o seu brilho ([[magnitude aparente]]) podemos calcular a distância até essa estrela. Hoje em dia, com telescópios mais avançados, podemos chegar até a distância de 50 Mpc (50 milhões de parsecs) com essa técnica maravilhosa e incrível de se medir distâncias no espaço sem sair do nosso planeta, devemos boa parte disso a dedicação e esforço da Henrietta Swan Leavitt.

== Como surgem as estrelas Cefeidas ==
[[Ficheiro:HR-diag-instability-strip.svg|miniaturadaimagem|[[Diagrama de Hertzsprung-Russell]] - classificação das estrelas através da sua luminosidade (''Absolute Magnitude)'' pela temperatura (''Spectral Class''). A faixa de instabilidade (''Instability Strip'') é mostrada e contém a região das Cefeidas (classic cepheids). ]]
Como o universo possui uma infinidade de estrelas, praticamente todas as suas diversas fases de vida podem ser observadas. Com as informações de luminosidade ([[radiação]] que escapa da estrela) e temperatura inferidas de cada estrela, foi feito, aproximadamente em 1910, o diagrama HR ([[Ejnar Hertzsprung|Hertzsprung]]-Russel). A temperatura efetiva (da superfície da estrela), obtida através do [[Espectro (física)|espectro]], classifica a estrela de O (mais quente) até A (menos quente). A observação dessa relação entre a luminosidade e temperatura de diversas estrelas forneceu poderosos indícios para o desenvolvimento de como as estrelas brilham.

Após estudos sobre como uma estrela evolui, percebeu-se que, além de suas diversas fases, esse diagrama permite visualizar sua evolução. A grande maioria das estrelas passa a vida na faixa chamada [[sequência principal]] (''main sequence''), tempo que depende da taxa de [[fusão nuclear]]. O [[Sol]] e mais de 91% das estrelas próximas do [[Sistema Solar|sistema solar]] pertencem a essa faixa. Ela se estende do canto superior esquerdo, com estrelas mais brilhantes e mais quentes (azuladas), até o canto inferior direito, com estrelas menos quentes e menos brilhantes (chamadas [[Anã vermelha|anãs vermelhas]]).

Quanto maior a massa de uma estrela, maior sua força gravitacional, o que implica uma maior pressão (associada à temperatura) para mantê-la coesa. Uma temperatura maior envolve uma taxa de fusão nuclear maior e mais radiação liberada. A luminosidade de uma estrela depende não só da radiação produzida, mas também de sua opacidade (capacidade de armazenar radiação, portanto de aumentar a pressão). Pode-se deduzir, então, que o tempo que uma estrela passa na sequência principal é dado pela relação entre sua massa e luminosidade.

Quando a estrela já fez, no núcleo, a fusão de todo o hidrogênio que podia, ela começa a fazer a [[Fusão nuclear do hélio|fusão do hélio]] e sai da sequência principal. Após alguns processos e, por último, o chamado ''[[helium flash]]'', essa estrela pode virar uma estrela pulsante Cefeida, [[Variável RR Lyrae|RR Lyrae]] ou outros tipos, dependendo da sua massa. Essas estrelas ocupam a chamada faixa de instabilidade do diagrama HR (''instability strip''), sendo que as Cefeidas ocupam, basicamente, a parte superior e as RR Lyrae, a inferior.

== Pulsação das estrelas Cefeidas ==
As estrelas Cefeidas são estrelas pulsantes radiais, isto é, a estrela aumenta e diminui de tamanho periodicamente. Uma pulsação é sempre caracterizada por um desbalanceamento que provoca algum fenômeno e por um mecanismo restaurador que leva o sistema para o estado anterior. Nas pulsantes radiais, ou seja, nas estrelas Cefeidas, tem-se que a força motriz é a energia interna da estrela (pressão de radiação) e a força restauradora é a força gravitacional.

Em mais detalhes, quando esse tipo de estrela está em processo de expansão, sua temperatura começa a diminuir e, assim, a taxa de ionização também começa a diminuir. Com isso, o gás fica mais "transparente" e a emissão de radiação aumenta (jogando essa energia para fora da estrela). Essa perda de energia inicia o resfriamento da estrela (diminuindo a pressão de radiação), o que por sua vez faz com que a estrela comece a contrair. Desse modo, sua temperatura começa a aumentar, o gás começa a ficar mais opaco e a radiação mais presa (o [[Percurso livre médio|livre caminho médio]] da radiação diminui) e a pressão de radiação começa a aumentar novamente e o processo se repete.

O período de variação de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas vezes o tempo necessário a uma onda de pressão para se propagar do centro da estrela à sua superfície; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e constitui por isso uma fonte preciosa de informações sobre a estrutura interna da estrela.

== Tipos de estrelas Cefeidas ==
Há dois tipos de estrelas Cefeidas:

=== Tipo I ===
* Também conhecidas como Cefeidas Clássicas.
* Estrelas pertencentes à [[Metalicidade|População I]].
* Mais novas, massivas, bem luminosas, [[metalicidade]] maior.
* Períodos de meses a dias.

=== Tipo II ===
* Também conhecidas como [[W Virginis|Cefeidas ''W Virginis'']].
* Estrelas pertencentes à [[Metalicidade|População II]].
* Mais velhas que a do tipo I, menos massivas, menos luminosas, metalicidade menor.
* Períodos semelhantes aos das do tipo I.

== Identificação de estrelas Cefeidas ==
Para identificar e classificar (tipo I ou tipo II) uma estrela é necessário o uso do espectro e da [[curva de luz]] dessa estrela. Por meio do espectro descobre-se se a variação de seu brilho é devida a um sistema binário de estrelas ou se é por causa de variações da pressão de radiação (pulsações). Além disso também classifica-se essa estrela no diagrama HR. Com a curva de luz (gráfico da intensidade luminosa - de uma certa faixa de frequência - pelo tempo) é possível diferenciá-la entre tipo I e tipo II. A parte da curva de luz da diminuição da luminosidade da Cefeida do tipo II é mais inclinada do que a do tipo I.

== Papel no cálculo das distâncias ==

=== Relação período-luminosidade ===
A relação empírica entre o período de uma cefeida, <math>P</math> (em dias), e sua [[magnitude absoluta]] <math>M_v</math> é dada por

: <math> M_v = -2,76 \log(P) - 1,4 \, </math>

Essa relação é derivada de dados coletados de Cefeidas cujas distâncias foram determinadas por outros métodos.

As cefeidas têm um papel muito importante como padrões de medidas de distância no Universo graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais luminosa for uma cefeida, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão deverão percorrer.

A partir do momento que se conhece o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a relação período-luminosidade permite determinar a luminosidade intrínseca dessa estrela. Por uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua distância, e com isso a distância da [[galáxia]] onde ela se localiza.

Extremamente brilhantes, logo visíveis de longe, as cefeidas são detectadas atualmente em outras galáxias até a distância de 80 milhões de [[anos-luz]] graças ao [[telescópio espacial Hubble]]. A determinação dessas distâncias é essencial para o cálculo do valor da [[constante de Hubble]], que mede o ritmo de expansão do Universo. O ponto delicado reside na classificação absoluta da relação período-luminosidade, que necessita determinar independentemente de maneira exata a distância de ao menos algumas cefeidas situadas na [[Via Lactea|nossa galáxia]].

Além disso, deve-se ter em conta que, ao se determinar a luminosidade de uma cefeida a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias, e logo as cefeidas que elas contêm, não são idênticas, mas diferentes pela sua composição química. Foi o que se constatou ao longo dos últimos anos com a análise de grande número de cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as Nuvens de Magalhães.

== Ver também ==
* [[Variável RR Lyrae]]

{{referências}}
{{Estrelas variáveis}}
{{Portal3|Astronomia}}
{{Categorização AD e AB de outras wikis}}
{{Controle de autoridade}}

[[Categoria:Astrometria]]
[[Categoria:Velas padrão]]
[[Categoria:Cefeidas| ]]