Constelación Cepheus (Cefeo) y las Estrellas Variables.

     Las estrellas que señala este mapa se conocen como la constelación de Cepheus, o Cefeo. La estrella rojiza que se logra ver en la esquina inferior izquierda, es llamada Delta Cefeo.
Esta estrella unas noches se ve más brillante que otras. Es una estrella que cambia de brillo y este cambio se puede notar a simple vista. En su momento de más brillo, se ve como dos veces más brillante que cuando brilla menos. Para notar sus cambios, se puede comparar con las estrellas más cercanas.

     Durante una o dos noches se ve más brillante, luego, durante las siguientes cuatro noches se ve como apagada. Lo mejor es observarla todas las noches por algunos días para notar sus cambios de brillo. Delta Cefeo, por ser una estrella variable, es muy conocida desde hace muchos años. Hoy en día se conocen muchas estrellas de este tipo, pero la mayoría no se pueden ver a simple vista. Este tipo de estrellas, se denominan estrellas variables o cefeidas.

     Las estrellas cefeidas, han sido muy estudiadas en el campo científico-astronómico, pues presentan características peculiares en comparación con otras estrellas. En el caso de las cefeidas, siempre estan cambiando de brillo, durante unos días se ven opacas y sin brillo, y en otros días se ven bastante luminosas. 

     El término cefeida, proviene precisamente de esta estrella que mencioné anteriormente: Delta Cefeo, pues esta fue la primera estrella de este tipo identificada por John Goodricke en el año de 1784. Las cefeidas presentan modulaciones periódicas de luminosidad extremadamente regulares y, de las variables pulsantes, son las que presentan menores irregularidades en la duración del período de pulsación. Las modulaciones de luminosidad que presenta durante todo el ciclo suelen estar comprendidas entre un mínimo de 0,35 y un máximo de 1,5 magnitudes, lo que corresponde a un incremento de cuatro veces el flujo de luz. Por lo que respecta a los períodos de las cefeidas, están comprendidos entre 0,2 y 100 días, aunque los valores están distribuidos de diferente manera en nuestra galaxia que en las Nubes de Magallanes. Por el año 1912, la científica Henrietta Swan Leavitt, analizó varias de estas estrellas. Descubrió que aquellas que tienen igual período de luminosidad también producen igual cantidad de luz. Esto significa que, si hay dos cefeidas que presentan su brillo durante el mismo tiempo, pero una se ve más brillante, es porque la más brillante está mas cerca y no quiere decir que brille menos. También descubrió que las estrellas que tienen un tiempo de luminosidad mayor, también tienen más brillo. Es decir, que una estrella cefeida que tiene un período de luminosidad de 30 días, es más brillante que una que tenga un período de 3 días. Haciendo muchas observaciones, Henrietta calculó que una cefeida que tenga un período de luminosidad de tres días, en su momento de más brillo es mil veces más brillante que nuestro Sol, es decir, cada tres días se vuelve mil veces más brillante que el Sol; mientras que una cefeida que tenga un período de luminosidad de 30 días, es 10 mil veces más brillante que nuestro Sol. ¡Esa es luminosidad extrema!

     Es por esta razón, que aunque estén inmensamente lejos, muchas de estas estrellas se han podido ver desde la Tierra.

     Sabiendo esto, surge la idea de usar este principio de la luminosidad para calcular las distancias relativas de las estrellas a nosotros. Todos sabemos que cuanto más lejos estamos de un bombillo o fuente de luz, esta nos parece menos luminosa o menos potente. Con las estrellas ocurre exactamente lo mismo, cuanto más lejos están, menos luz nos llega. A groso modo, el proceso que los astrónomos siguieron en la odisea de calcular las distancias, es seleccionar una cefeida en primer lugar y observarla, todo esto para conocer su período de luminosidad, luego, con los cálculos de Henrietta, se puede saber que tan brillante es esa estrella. El segundo paso es medir cuánta luz de esa estrella llega hasta la Tierra, sabiendo cuánto brilla, y cuánta luz llega a la Tierra, se puede calcular la distancia relativa entre la estrella observada y la Tierra. Este principio ha sido perfeccionado, y con los avances tecnológicos se ha podido tener una idea de las distancias de los astros en el Universo. Todas las estrellas que vemos y muchas otras que no logramos ver, forman un conjunto inmenso. El Sol, la Tierra, y los demás cuerpos celestes del Sistema Solar son parte de este conjunto, denominado La Vía Láctea, de la cual hablaré en futuros artículos.  En 1924, el científico Edwin Hubble, utilizando un telescopio, descubrió unas cefeidas dentro de una tenue mancha de estrellas. Al calcular la distancia, y darse cuenta de que era una cantidad demasiado grande, llegó a la conclusión de que dichas estrellas no pertenecían a la Vía Láctea, sino que aquella mancha era otro grupo de estrellas, es decir, otra galaxia. Como dicha galaxia se encontraba demasiado lejos, usando el más potente de los telescopios, solo se observaba una pequeña nube. Durante los años siguientes, Hubble y los demás científicos y astrónomos, han seguido observando y estudiando galaxias fuera de la nuestra, y es por esto que sabemos que el Universo es infinitamente grande y que está compuesto por millones y millones de galaxias.

      Actualmente, se han observado más de 400 cefeidas en nuestra galaxia, en cúmulos globulares como M3, M13 (tres) o M92 (sólo una), y otras 1.000 se han identificado en las Nubes de Magallanes, las dos galaxias satélites de la nuestra. Además, se han observado un número significativo de cefeidas en otras galaxias próximas (por ejemplo Andrómeda o M31, M101, etc).

-Van Slader-