b'\n_START_ARTICLE_\nCefeida\n_START_SECTION_\nHist\xc3\xb3ria\n_START_PARAGRAPH_\nEm 1595, um pastor luterano e um astr\xc3\xb4nomo amador, observando a estrela o Ceti, pertencente \xc3\xa0 constela\xc3\xa7\xc3\xa3o Cetus (Baleia), perceberam que, durante algum tempo, ela n\xc3\xa3o era vis\xc3\xadvel no c\xc3\xa9u, mas depois voltava a aparecer (por isso ela recebeu o nome de Mira - \xe2\x80\x9cmaravilhoso\xe2\x80\x9d em latim). Esse fato ocorre porque a magnitude dessa estrela varia de 2 a 10 (o olho humano n\xc3\xa3o enxerga magnitudes acima de 6) e o telesc\xc3\xb3pio s\xc3\xb3 foi inventado em 1608. Por volta de 1660, seu per\xc3\xadodo de 11 meses foi estabelecido. Na \xc3\xa9poca, acreditava-se que seu brilho oscilava porque manchas escuras em sua superf\xc3\xadcie \xc3\xa0s vezes ficavam voltadas para a Terra. Hoje se sabe que, na verdade, Mira \xc3\xa9 uma estrela bin\xc3\xa1ria composta por uma estrela pulsante irregular de longo per\xc3\xadodo (100 - 700 dias) e por uma an\xc3\xa3 branca._NEWLINE__NEWLINE_Mais de um s\xc3\xa9culo se passou e uma outra estrela pulsante foi descoberta em 1784, a chamada Delta Cephei. Sua magnitude varia, aproximadamente, de 2 a 3, com per\xc3\xadodo de 5,37 dias. Essa estrela \xc3\xa9 o prot\xc3\xb3tipo da classe de estrelas chamada \xe2\x80\x9cCefeidas cl\xc3\xa1ssicas\xe2\x80\x9d de import\xc3\xa2ncia fundamental na Astronomia. _NEWLINE_At\xc3\xa9 2008, j\xc3\xa1 foram catalogadas acima de 46 mil estrelas vari\xc3\xa1veis - mais de 5% delas pela astr\xc3\xb4noma Henrietta Swan Leavitt. Nascida em 1868, teve forma\xc3\xa7\xc3\xa3o em artes, filosofia, geometria anal\xc3\xadtica, c\xc3\xa1lculo e astronomia (concluindo essa mat\xc3\xa9ria com nota m\xc3\xa1xima). Em 1893, um ano depois de formada, come\xc3\xa7ou a trabalhar voluntariamente no Observat\xc3\xb3rio de Harvard e foi logo contratada pelo astr\xc3\xb4nomo Edward Pickering para catalogar e calcular o brilho (magnitude aparente) das estrelas das placas fotogr\xc3\xa1ficas, de determinadas regi\xc3\xb5es do espa\xc3\xa7o. Era um trabalho que exigia muita concentra\xc3\xa7\xc3\xa3o, cuidado e paci\xc3\xaancia, pois o brilho das estrelas aparecia na placa fotogr\xc3\xa1fica como pontos escuros (quanto maior o ponto maior o brilho) e era calculado a partir de compara\xc3\xa7\xc3\xb5es entre pontos de estrelas pr\xc3\xb3ximas (da mesma foto) em que o brilho j\xc3\xa1 era conhecido. Cada observa\xc3\xa7\xc3\xa3o era escrita a m\xc3\xa3o numa tabela numerada sequencialmente. Como ela era extremamente dedicada ao seu trabalho, ela foi designada por Pickering para a tarefa de destacar poss\xc3\xadveis estrelas vari\xc3\xa1veis, anotar a posi\xc3\xa7\xc3\xa3o delas na chapa e computar seus brilhos. A posi\xc3\xa7\xc3\xa3o era determinada atribuindo-se uma escala \xc3\xa0s fotos e a varia\xc3\xa7\xc3\xa3o do brilho era determinada superpondo-se o negativo e o positivo de duas chapas da mesma regi\xc3\xa3o do espa\xc3\xa7o, mas obtidas em dias diferentes. Se uma anulasse a outra, n\xc3\xa3o havia varia\xc3\xa7\xc3\xa3o. _NEWLINE_Por uma viagem \xc3\xa0 Europa e por problemas pessoais e de sa\xc3\xbade foi afastada de Harvard em 1896, retornando como funcion\xc3\xa1ria permanente em 1903. Analisando placas fotogr\xc3\xa1ficas das Nuvens de Magalh\xc3\xa3es descobriu muitas estrelas vari\xc3\xa1veis  e em 1908 publicou "1777 Variables in the Magellenic Cloud", onde, al\xc3\xa9m de listar as estrelas vari\xc3\xa1veis que observou, tamb\xc3\xa9m estimou suas varia\xc3\xa7\xc3\xb5es de magnitude aparente e seus per\xc3\xadodos. Nesse trabalho, ela foi capaz de perceber um padr\xc3\xa3o entre esses dois fatores: a luminosidade e o per\xc3\xadodo._NEWLINE_A rela\xc3\xa7\xc3\xa3o luminosidade-per\xc3\xadodo s\xc3\xb3 foi confirmada em 1912, ap\xc3\xb3s serem reunidos uma quantidade maior de dados em um trabalho escrito por Pickering, mas desenvolvido por Henrietta. Utilizando dados de estrelas da pequena Nuvem de Magalh\xc3\xa3es e considerando que as dist\xc3\xa2ncias delas \xc3\xa0 Terra era, aproximadamente, a mesma, as varia\xc3\xa7\xc3\xb5es nas magnitudes aparentes se davam, ent\xc3\xa3o, por causa de uma varia\xc3\xa7\xc3\xa3o intr\xc3\xadnseca \xc3\xa0s estrelas (magnitude absoluta), confirmando a rela\xc3\xa7\xc3\xa3o entre luminosidade (magnitude absoluta) e per\xc3\xadodo. Essa rela\xc3\xa7\xc3\xa3o fornecia a inclina\xc3\xa7\xc3\xa3o do gr\xc3\xa1fico da magnitude absoluta pelo logaritmo do per\xc3\xadodo, o que faltava agora era conhecer algum ponto dele, ou seja, encontrar pelo menos alguma estrela vari\xc3\xa1vel  cujo per\xc3\xadodo, dist\xc3\xa2ncia e luminosidade eram conhecidos. Isso foi feito no ano seguinte pelo astr\xc3\xb4nomo e qu\xc3\xadmico Ejnar Hertzsprung com uma t\xc3\xa9cnica de medida de paralaxe que usa o movimento anual do Sol pela Via L\xc3\xa1ctea, pois a estrela vari\xc3\xa1vel mais pr\xc3\xb3xima estava a 200 parsec e essa dist\xc3\xa2ncia n\xc3\xa3o era poss\xc3\xadvel de ser medida por paralaxe simples com os telesc\xc3\xb3pios da \xc3\xa9poca._NEWLINE_Ap\xc3\xb3s a rela\xc3\xa7\xc3\xa3o luminosidade-per\xc3\xadodo ser calibrada, medindo-se o per\xc3\xadodo de uma estrela vari\xc3\xa1vel, extraindo a informa\xc3\xa7\xc3\xa3o da sua luminosidade (magnitude absoluta) e medindo o seu brilho (magnitude aparente) podemos calcular a dist\xc3\xa2ncia at\xc3\xa9 essa estrela. Hoje em dia, com telesc\xc3\xb3pios mais avan\xc3\xa7ados, podemos chegar at\xc3\xa9 a dist\xc3\xa2ncia de 50Mpc (50 milh\xc3\xb5es de parsecs) com essa t\xc3\xa9cnica maravilhosa e incr\xc3\xadvel de se medir dist\xc3\xa2ncias no espa\xc3\xa7o sem sair do nosso planeta, devemos boa parte disso a dedica\xc3\xa7\xc3\xa3o e esfor\xc3\xa7o da Henrietta Swan Leavitt.\n_START_SECTION_\nComo surgem as estrelas Cefeidas\n_START_PARAGRAPH_\nComo o universo possui uma infinidade de estrelas, praticamente todas as suas diversas fases de vida podem ser observadas. Com as informa\xc3\xa7\xc3\xb5es de luminosidade (radia\xc3\xa7\xc3\xa3o que escapa da estrela) e temperatura inferidas de cada estrela, foi feito, aproximadamente em 1910, o diagrama HR (Hertzsprung-Russel). A temperatura efetiva (da superf\xc3\xadcie da estrela), obtida atrav\xc3\xa9s do espectro, classifica a estrela de O (mais quente) at\xc3\xa9 A (menos quente). A observa\xc3\xa7\xc3\xa3o dessa rela\xc3\xa7\xc3\xa3o entre a luminosidade e temperatura de diversas estrelas forneceu poderosos ind\xc3\xadcios para o desenvolvimento de como as estrelas brilham._NEWLINE_Ap\xc3\xb3s estudos sobre como uma estrela evolui, percebeu-se que, al\xc3\xa9m de suas diversas fases, esse diagrama permite visualizar sua evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o. A grande maioria das estrelas passa a vida na faixa chamada sequ\xc3\xaancia principal (main sequence), tempo que depende da taxa de fus\xc3\xa3o nuclear. O Sol e mais de 91% das estrelas pr\xc3\xb3ximas do sistema solar pertencem a essa faixa. Ela se estende do canto superior esquerdo, com estrelas mais brilhantes e mais quentes (azuladas), at\xc3\xa9 o canto inferior direito, com estrelas menos quentes e menos brilhantes (chamadas an\xc3\xa3s vermelhas)._NEWLINE_Quanto maior a massa de uma estrela, maior sua for\xc3\xa7a gravitacional, o que implica uma maior press\xc3\xa3o (associada \xc3\xa0 temperatura) para mant\xc3\xaa-la coesa. Uma temperatura maior envolve uma taxa de fus\xc3\xa3o nuclear maior e mais radia\xc3\xa7\xc3\xa3o liberada. A luminosidade de uma estrela depende n\xc3\xa3o s\xc3\xb3 da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o produzida, mas tamb\xc3\xa9m de sua opacidade (capacidade de armazenar radia\xc3\xa7\xc3\xa3o, portanto de aumentar a press\xc3\xa3o). Pode-se deduzir, ent\xc3\xa3o, que o tempo que uma estrela passa na sequ\xc3\xaancia principal \xc3\xa9 dado pela rela\xc3\xa7\xc3\xa3o entre sua massa e luminosidade._NEWLINE_Quando a estrela j\xc3\xa1 fez, no n\xc3\xbacleo, a fus\xc3\xa3o de todo o hidrog\xc3\xaanio que podia, ela come\xc3\xa7a a fazer a fus\xc3\xa3o do h\xc3\xa9lio e sai da sequ\xc3\xaancia principal. Ap\xc3\xb3s alguns processos e, por \xc3\xbaltimo, o chamado helium flash, essa estrela pode virar uma estrela pulsante Cefeida, 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.\n_START_SECTION_\nPulsa\xc3\xa7\xc3\xa3o das estrelas Cefeidas\n_START_PARAGRAPH_\nAs estrelas Cefeidas s\xc3\xa3o estrelas pulsantes radiais, isto \xc3\xa9, a estrela aumenta e diminui de tamanho periodicamente. Uma pulsa\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa9 sempre caracterizada por um desbalanceamento que provoca algum fen\xc3\xb4meno 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 for\xc3\xa7a motriz \xc3\xa9 a energia interna da estrela (press\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o) e a for\xc3\xa7a restauradora \xc3\xa9 a for\xc3\xa7a gravitacional._NEWLINE_Em mais detalhes, quando esse tipo de estrela est\xc3\xa1 em processo de expans\xc3\xa3o, sua temperatura come\xc3\xa7a a diminuir e, assim, a taxa de ioniza\xc3\xa7\xc3\xa3o tamb\xc3\xa9m come\xc3\xa7a a diminuir. Com isso, o g\xc3\xa1s fica mais "transparente" e a emiss\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o aumenta (jogando essa energia para fora da estrela). Essa perda de energia inicia o resfriamento da estrela (diminuindo a press\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o), o que por sua vez faz com que a estrela comece a contrair. Desse modo, sua temperatura come\xc3\xa7a a aumentar, o g\xc3\xa1s come\xc3\xa7a a ficar mais opaco e a radia\xc3\xa7\xc3\xa3o mais presa (o livre caminho m\xc3\xa9dio da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o diminui) e a press\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o come\xc3\xa7a a aumentar novamente e o processo se repete._NEWLINE_O per\xc3\xadodo de varia\xc3\xa7\xc3\xa3o de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas vezes o tempo necess\xc3\xa1rio a uma onda de press\xc3\xa3o para se propagar do centro da estrela \xc3\xa0 sua superf\xc3\xadcie; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e constitui por isso uma fonte preciosa de informa\xc3\xa7\xc3\xb5es sobre a estrutura interna da estrela.\n_START_SECTION_\nTipos de estrelas Cefeidas\n_START_PARAGRAPH_\nH\xc3\xa1 dois tipos de estrelas Cefeidas:\n_START_SECTION_\nIdentifica\xc3\xa7\xc3\xa3o de estrelas Cefeidas\n_START_PARAGRAPH_\nPara identificar e classificar (tipo I ou tipo II) uma estrela \xc3\xa9 necess\xc3\xa1rio o uso do espectro e da curva de luz dessa estrela. Por meio do espectro descobre-se se a varia\xc3\xa7\xc3\xa3o de seu brilho \xc3\xa9 devida a um sistema bin\xc3\xa1rio de estrelas ou se \xc3\xa9 por causa de varia\xc3\xa7\xc3\xb5es da press\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o (pulsa\xc3\xa7\xc3\xb5es). Al\xc3\xa9m disso tamb\xc3\xa9m classifica-se essa estrela no diagrama HR. Com a curva de luz (gr\xc3\xa1fico da intensidade luminosa - de uma certa faixa de frequ\xc3\xaancia - pelo tempo) \xc3\xa9 poss\xc3\xadvel diferenci\xc3\xa1-la entre tipo I e tipo II. A parte da curva de luz da diminui\xc3\xa7\xc3\xa3o da luminosidade da Cefeida do tipo II \xc3\xa9 mais inclinada do que a do tipo I.'