Una cefeide è una stella variabile , gigante gialla o supergigante , da 4 a 15 volte più massiccia del Sole e da 100 a 30.000 volte più luminosa, la cui luminosità varia da 0,1 a 2 magnitudini in un periodo ben definito, tra 1 e 135 giorni, da che prende il nome di stella variabile . Hanno preso il nome dal prototipo che costituisce la stella della costellazione di Cefeo . La Stella Polare è una Cefeide (almeno fino al 1994 quando sembrò che la sua luminosità fosse diventata stabile, senza alcuna spiegazione per questo cambiamento - vedi Alpha Ursae Minoris ).
L'archetipo delle Cefeidi è δ Cefei nella costellazione Cefe. È stata scoperta variabile da John Goodricke in1784.
Già nel 1897 , Michel Luizet , dell'Osservatorio di Lione , studiò le stelle variabili; con oltre 60.000 osservazioni al suo attivo. Ha presentato una tesi su "Cefeidi considerate come stelle doppie, con una monografia della stella variabile Cefeo". Henrietta Leavitt , negli anni 1910-1920, all'Università di Harvard , classifica le Cefeidi delle Nubi di Magellano . Si rende conto che i periodi delle Cefeidi sono tanto più grandi quanto brillanti. Trova una relazione che lega il periodo di variazione (tempo tra due massimi o minimi) alla media della luminosità apparente di queste stelle, e quindi alla loro luminosità assoluta, poiché la distanza delle stelle tra loro all'interno della nube è trascurabile. alla loro distanza dalla Terra. Basta quindi misurare la distanza di una di queste cefeidi (ad esempio con il metodo della parallasse ), per ottenere una relazione generale che leghi il loro periodo e la loro luminosità assoluta e determinare la distanza di qualsiasi altra cefeide osservata. Questa misurazione fu eseguita per la prima volta nel 1916, all'Università di Harvard, da Harlow Shapley che completò la scoperta di Henrietta Leavitt. Da questa data, le Cefeidi sono diventate un riferimento per misurare la distanza di stelle o galassie sempre più lontane nell'Universo. Sfortunatamente, questo metodo è limitato alla distanza massima alla quale si può osservare una stella situata in una galassia.
Giovane ma di struttura più evoluta del Sole , una cefeide deve la sua energia luminosa alle reazioni di fusione nucleare che nella sua regione centrale trasformano l' elio in carbonio . Dobbiamo ad Arthur Eddington (1926) una prima spiegazione delle variazioni di luminosità. La parte esterna della stella si contrae e si espande alternativamente, a causa di uno squilibrio autosufficiente di forze legate alla pressione del gas e alla gravità . Questi movimenti sono accompagnati da variazioni di temperatura responsabili della variazione periodica della luminosità. Il periodo di variazione della luminosità di una cefeide rappresenta circa il doppio del tempo impiegato da un'onda di pressione per propagarsi dal centro della stella alla sua superficie; essa dipende dallo stato del mezzo attraversato dall'onda e costituisce quindi una preziosa fonte di informazioni sulla struttura interna della stella. Le cefeidi sono classificate in due popolazioni: tipo I e tipo II
Le Cefeidi di Tipo I, dette anche Cefeidi Classiche, sono stelle di popolazione I con un periodo di pulsazione che va da pochi giorni a poche settimane.
Sono cefeidi derivanti da stelle di popolazione II quindi più vecchie, povere di metalli e di bassa massa.
Le Cefeidi svolgono un ruolo molto importante come standard delle scale delle distanze nell'Universo, grazie al rapporto periodo-luminosità che le caratterizza: più una Cefeide è luminosa, più lungo è il suo periodo di variazione della luminosità. Non appena si conosce il periodo di una Cefeide, facilmente misurabile, il rapporto periodo-luminosità permette di determinare la luminosità intrinseca di questa stella. Da un semplice confronto con la sua luminosità apparente, si deduce la sua distanza, e quindi quella della galassia che la ospita. Una relazione generica della forma:
5 × log 10 d = M V + a × log 10 P - b × ( M V - M I ) + cpermette di dedurre la distanza d di una cefeide classica espressa in parsec dal suo periodo P e dalla sua magnitudine apparente M I nel vicino infrarosso ( banda I ) e M V nel visibile . Sono stati pubblicati diversi valori sperimentali dei coefficienti a , b e c :
( 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).Molto luminose, quindi visibili da lontano, le Cefeidi vengono ora rilevate in galassie diverse dalla nostra, fino a distanze di circa 80 milioni di anni luce grazie al Telescopio Spaziale Hubble . Queste determinazioni della distanza sono essenziali per calcolare il valore della costante di Hubble , che misura la velocità di espansione dell'Universo. Il punto delicato sta nella calibrazione assoluta del rapporto periodo-luminosità, che richiede di determinare con precisione indipendentemente la distanza di almeno alcune Cefeidi situate nella nostra Galassia .
Inoltre, quando determiniamo la luminosità di una Cefeide dal rapporto periodo-luminosità, dovrebbe essere noto che le galassie, e quindi le Cefeidi che contengono, non sono identiche ma diverse per la loro composizione chimica. Questo è quanto emerso negli ultimi anni con l'analisi del grandissimo numero di Cefeidi rilevate in due galassie vicine, le Nubi di Magellano .
La misurazione della luminosità delle cefeidi costituisce uno dei tanti metodi esistenti per determinare la distanza di una stella.