La luminosidad de una estrella nunca es rigurosamente constante, a lo largo de su vida sufren variaciones. Algunas presentan cambios en forma errática, otras en forma periódicas: Las llamamos estrellas variables.
Las estrellas variables de forma periódica son denominadas variables pulsantes.
Existe un subgrupo que presenta modulaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares que se denominan cefeidas (por la estrella Delta Cephei, de la constelación de Cefeo). Esta estrella está siendo observada desde hace unos 200 años. Su período de pulsación de 5.3 días parece disminuir de manera regular a un ritmo de tan sólo 0.089 segundos cada siglo.
Se observaron cientos de cefeidas en nuestra galaxia, otras mil en las Nubes de Magallanes y un número significativo en otras galaxias próximas.
Una de las características principales que permite distinguir las cefeidas de otras estrellas variables es que la amplitud de la curva de la luz varía según la banda del espectro visual en la que se observa: La amplitud de la curva de luz aparece más acusada en el azul y ultravioleta. En la mayoría de los casos, las curvas presentan un rápido ascenso hacia la luminosidad máxima y un descenso más lento hacia la mínima.
Henrietta Leavitt
Nació en Massachusetts el 4 de julio de 1868. Cuando empezó a trabajar en el Observatorio de la Universidad de Harvard en 1893 no fue como astrónoma sino como una «ordenador» cuyo trabajo era el de catalogar el brillo de las estrellas.
Mientras registraba y catalogaba los datos de sus estrellas variables, Leavitt descubrió que podía relacionar de forma precisa y consistente el período del ciclo de brillo de una estrella dada con su magnitud absoluta.
En 1912 publicó un trabajo titulado Periodos de 25 estrellas variables en la pequeña Nube de Magallanes de sólo tres páginas que iba firmado por Edward Pickering (su supervisor), aunque empezaba con una nota: La siguiente declaración sobre los periodos de 25 estrellas variables en la Nube de Magallanes ha sido preparada por la Srta. Leavitt.
La vinculación de la magnitud absoluta M de una estrella cefeida, calculada en el máximo de la curva de luz, con el valor de su período de pulsación P se puede expresar por una función M = A + B * log10(P)
(A y B son dos constantes).
Al conocer la magnitud absoluta de una cefeida, es posible conocer la distancia a la que se encuentra calculando la diferencia respecto a la magnitud aparente (método de distancia).
Existía, por fin, una forma de medir de forma bastante precisa la distancia entre estrellas muy lejanas.
Edwin Hubble, basándose en el trabajo de Leavitt, asombró al mundo en 1923 al revelar que una mancha borrosa observable en la constelación de Andrómeda era una enorme galaxia.
El sucesor de Edward Pickering en el observatorio, Harlow Shapley, ganó fama años más tarde cuando se basó en el descubrimiento de Leavitt para determinar las distancias a los cúmulos globulares. Esto le permitió descubrir que la Vía Láctea era mucho más grande de lo que se creía hasta entonces y que la posición del Sol en la misma no era en absoluto especial. Leavitt fue apenas mencionada.
M100
Esta galaxia se encuentra en el interior de un cúmulo de unas 2.500 galaxias en dirección a la constelación de Virgo. El valor obtenido de su distancia es de 52.5 millones de años-luz, siendo una de la más alejadas que ha sido posible calcular con el método de las cefeidas.
Hipótesis de Némesis 👾 