In astronomia, le variabili Cefeidi sono stelle variabili la cui luminosità cambia in un certo periodo in modo caratteristico e regolare. Normalmente, la pressione verso l’esterno dalla fusione nucleare nel centro di una stella è bilanciata dalla pressione verso l’interno dovuta alla gravità della stella e la stella rimane a dimensioni e luminosità costanti. Le stelle variabili attraversano un ciclo di espansione e contrazione che influisce sulla loro luminosità. Nelle variabili Cefeidi, la lunghezza del ciclo aumenta con la luminosità della stella in modo prevedibile, così che quando viene misurato il periodo, gli astronomi possono dire la luminosità effettiva della Cefeide, e dalla sua luminosità apparente sulla Terra, calcolare quanto è è. Queste stelle variabili sono uno strumento importante per misurare le distanze di altre galassie.
Si pensa che queste stelle si espandano e si contraggano in un ciclo regolare a causa delle proprietà dell’elio, che contengono in grandi quantità. Quando l’elio è completamente ionizzato, è meno trasparente alle radiazioni elettromagnetiche, provocandone il riscaldamento e l’espansione. Man mano che si espande, si raffredda e diventa meno ionizzato, assorbendo meno calore e contraendosi. Ne risulta un andamento regolare di espansione e contrazione, con variazioni parallele di luminosità, aventi un periodo che varia da uno a circa 50 giorni.
Esistono due tipi principali di variabili Cefeidi. Tipo I, o Cefeidi classiche, sono stelle relativamente giovani e molto luminose, contenenti una proporzione relativamente grande di elementi più pesanti, indicando che si sono formate in regioni in cui questi elementi sono stati creati dalle esplosioni di supernova di stelle più vecchie. Le Cefeidi di tipo II sono stelle più vecchie, meno luminose e povere di elementi pesanti. Ci sono anche Cefeidi Anomale, che hanno cicli più complessi, e Cefeidi Nane. Le Cefeidi classiche, per la loro maggiore luminosità e per i cicli semplici e regolari, sono più utili agli astronomi per determinare le distanze galattiche.
Le variazioni regolari di luminosità e la relazione fissa tra luminosità e lunghezza del ciclo furono scoperte dall’astronoma Henrietta Leavitt nel 1908 mentre studiava queste stelle nella Piccola Nube di Magellano, una piccola galassia vicina alla nostra. Il termine variabili Cefeidi deriva da una delle stelle studiate da Leavitt, chiamata delta Cephei. Poiché è stato possibile determinare la luminosità effettiva di una variabile Cefeide dal suo periodo, è stato anche possibile determinare la sua distanza dal fatto che la quantità di luce che raggiunge la Terra è inversamente proporzionale alla distanza dalla sorgente. Tali oggetti di luminosità nota sono noti come “candele standard”.
Il confronto dei risultati di questi calcoli per le variabili Cefeidi all’interno della nostra galassia con le distanze calcolate dalla parallasse ha confermato che il metodo ha funzionato. Le Cefeidi di tipo I sono fino a 100,000 volte più luminose del Sole. Ciò significa che possono essere rilevati, da telescopi basati sulla Terra, in altre galassie fino a circa 13 milioni di anni luce di distanza. Il telescopio spaziale Hubble è stato in grado di rilevare queste stelle a una distanza di 56 milioni di anni luce. Le variabili Cefeidi hanno fornito conferma, all’inizio del XX secolo, che l’universo si estendeva ben oltre la nostra galassia, che era solo una delle tante.
Queste stelle hanno anche fornito la prima forte prova che l’universo si sta espandendo. Nel 1929, Edwin Hubble confrontò le misurazioni delle distanze di un certo numero di galassie, ottenute usando le variabili Cefeidi, e le misurazioni del redshift, che indicavano la velocità con cui si stavano allontanando da noi. I risultati hanno mostrato che le velocità di allontanamento delle galassie erano proporzionali alla loro distanza e hanno portato alla formulazione della Legge di Hubble.