Estrellas
¿Qué es una estrella?
En su mayoría, las estrellas son cuerpos similares al Sol, por lo que si estudiamos al Sol estudiaremos a la mayoría de las estrellas. El Sol es esencialmente una esfera de hidrógeno y de helio, la fusión del hidrógeno es la única reacción nuclear capaz de suministrar la energía necesaria para la radiación Solar. Además, el interior del Sol proporciona una temperatura lo suficientemente elevada para esta reacción, ya que la temperatura de la superficie es insuficiente, pero en el núcleo, por lo que parece, es que la energía solar deriva de la fusión de cuatro núcleos de hidrógeno y la consiguiente formación de un núcleo de helio. La estrella es un continuo equilibrio entre la fuerza de la fusión que tiende a expandirla y la fuerza de gravedad que tiende a contraerla.
Lo que es válido para el Sol es sin duda válido para las demás estrellas, de modo que una vez resuelto el problema de la energía solar muy probablemente hemos resuelto el problema de la energía estelar en general.
El proceso de la fusión del hidrógeno puede continuar produciendo una cantidad de energía invariable (o que cambia muy lentamente) durante períodos diferentes de tiempo que dependen de la masa de la estrella.
Cuanto más masa tiene una estrella, más hidrógeno contendrá, pero más calor necesitará para mantenerse en expansión bajo la mayor atracción gravitatoria. Esto significa que la gran reserva de combustible de una estrella grande se gasta más rápidamente que la pequeña reserva de combustible de una estrella de menor masa. Cuanto mayor es la masa de una estrella, más breve es su vida como sistema que fusiona el hidrógeno.
El Sol, que ocupa una posición intermedia a este respecto, tiene una reserva de hidrógeno que puede durar de diez a veinte mil millones de años. El Sol existe desde hace 4.600 millones de años, de modo que todavía no ha alcanzado la mitad de su esperanza de vida como estrella normal.
Tipos de Estrellas
Las estrellas dependiendo de su masa, edad, cercanía a otra estrella (sistema binario) pueden llegar a ser, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros, gigantes rojas, etc. Trataré de explicar las distintas situaciones.
Enanas Blancas
Sirio, la estrella más brillante con magnitud –1,6 es un ejemplo de un sistema binario tiene una compañera que tiene magnitud 8,4. Actualmente se llama a Sirio “Sirio A” y a su compañera débil “Sirio B”.
A través del estudio del espectro de Sirio B se determinó que su temperatura superficial es sorprendentemente elevada. Si Sirio B tiene una temperatura superficial de 10.000ºC debería de brillar más intensamente que Sirio A. ¿Por qué Sirio B es tan débil? La única explicación es que la estrella brilla intensamente, pero su superficie tiene una pequeña extensión y la cantidad de luz total emitida es pequeña. Actualmente se cree que Sirio B tiene un diámetro de 11.000 Km. Sin embargo su efecto gravitatorio sobre Sirio A determina que es 1,05 veces la masa del Sol. Toda esa masa está condensada en un tamaño menor que la Tierra.
Sirio B tiene la temperatura de un cuerpo calentado al blanco, es muy pequeño y constituye un ejemplo de una enana blanca. Al ser una estrella de tanta densidad y tamaño tan pequeño es además un ejemplo de estrella colapsada. Las reacciones de fusión en el centro de la estrella desarrollan un calor que mantiene al astro como cuerpo extenso. Cuando fallan las reacciones de fusión, la estrella no puede continuar extendidas y las fuerzas de su propio campo gravitatorio la obligan a entrar en colapso y convertirse en enana blanca.
Gigantes Rojas
Se había observado que existían dos tipos de estrellas rojas. Algunas eran débiles y otras eran muy brillantes, no había estrellas rojas de brillo intermedio.
Una estrella rojas es roja porque su superficie es relativamente fría. Lo lógico es que estas estrellas proporcionen poca luz por unidad de superficie. No es de extrañar que haya estrellas rojas débiles. Pero ¿Cómo explicamos las estrellas rojas brillantes?
Para que una estrella fría sea brillante tiene que compensar la poca luz que emite con una superficie muy grande. Las estrellas rojas brillantes tiene diámetros que son quizás 100 veces la de nuestro Sol. Betelgeuse y Antares son gigantes rojas y su color puede ser observado a simple vista.
¿Cómo se forma una gigante roja? El hidrógeno del núcleo se consume lentamente a lo largo de millones de años y el helio que se forma por fusión al ser más denso que el hidrógeno, se concentra en el centro de la estrella. A medida que el helio se condensa bajo su propio peso, la esfera de helio se hace cada vez más pequeña, más densa y más caliente. Al final desarrolla temperaturas y presiones tan elevadas que permite iniciar la fusión del helio. Los núcleos de helio se combina para formar carbono, nitrógeno y oxigeno.
Este proceso se suma a la fusión del hidrógeno que se realiza en el borde exterior de la esfera central de helio. Esto recalienta las capas exteriores de la estrella que expanden enormemente, mucho más que las capas de una estrella normal que subsiste totalmente gracias a la fusión del hidrógeno. Puede considerarse que la estrella en expansión abandona en este punto la secuencia principal.
A medida que las capas exteriores se expanden, se enfrían hasta el simple nivel del rojo, pero la expansión de la superficie compensa esto de sobra. Si el diámetro de la estrella aumenta 100 veces, su superficie aumentará 100 x 100, o 10.000 veces, de modo que el calor total que radia es muy superior al de la mayor parte de las estrellas normales a pesar su superficie fría.
La reserva de helio se agota en un tiempo inferior al del hidrógeno y la gigante roja continua emitiendo energía a un ritmo terrible.
Esto significa que la fase de la gigante roja no dura mucho desde el punto de vista estelar, sólo el 1% de las estrellas de la galaxia son gigantes rojas. La mayor parte de las estrellas o bien no han alcanzado la fase de gigante roja o ya la han superado.
Los núcleos del centro de una gigante roja continúan fisionándose hasta que la temperatura ya no sube lo suficiente para permitir nuevas fusiones. Así la fusión sólo puede continuar hasta que se hayan formado núcleos de hierro. Tanto si los núcleos de hierro se fragmentan en otros más pequeños (fisión), como si experimentan una fusión y dan núcleos mayores, ya no se produce energía. En ambos casos hay que suministrar energía a los núcleos.
El fuego nuclear se apaga y no hay nada que permita mantener extendida la estrella contrarrestando su propia gravedad: la estrella entra en colapso y lo hace muy rápidamente. A medida que colapsa se contrae y esto genera calor y parte del hidrógeno que se encontraba en las zonas exteriores puede experimentar compresión y calor suficiente para iniciar la fusión. Se produce una explosión que proyecta polvo y gas al espacio formando una nebulosa planetaria que es visible porque el remanente de la estrella ilumina dichos gases. En el centro de la nebulosa se encuentra una enana blanca que se irá enfriando hasta convertirse en una enana negra. Es posible que el universo no tenga suficiente tiempo para formar una enana negra o muy pocas.
Sistema binario y novas
Tengamos en cuenta que la mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios.
A partir de esta combinación de una enana blanca y de una estrella de la secuencia principal formando una binaria superpróxima, los astrónomos dedujeron el proceso de formación de una nova.
La binaria superpróxima está formada de entrada por dos estrellas de la secuencia principal. La estrella de más masa de las dos (A) se convierte finalmente en una gigante roja. Cuando la gigante roja se expande aumenta tanto de tamaño que llega a tocar a su compañera (B), la cual captura parte de las capas exteriores de A, aumenta de masa y la duración de su vida disminuye. Al final A se colapsa y se convierte en una enana blanca, mientras que B continúa su estancia, ahora más breve en la secuencia principal.
Al cabo de poco tiempo (siempre comparado con las vidas de las estrellas) empieza a escasear en B el combustible de fusión y la estrella empieza a expansionarse. Antes de que B pueda convertirse en una gigante roja, sus capas exteriores se acercan tanto a la enana blanca A que parte de la materia de B entra en la región de influencia gravitatoria de A.
Ahora la materia de B no choca con la superficie de A porque A es una enana blanca y muy pequeña. La materia de B entra en órbita ahora alrededor de la enana blanca y forma un disco de acreción. Estas porciones van cayendo lentamente en espiral hacia dentro y la enana blanca gana gradualmente masas de material en su superficie (proceso llamado acreción).
Las capas exteriores de B, que van perdiendo material, están todavía formadas casi totalmente por hidrógeno. De este modo, la enana blanca A, que tiene muy poco hidrógeno propio, incluso en sus capas exteriores, está acumulando constantemente hidrógeno procedente de su compañera.
La intensa gravedad superficial de la enana blanca comprime el hidrógeno que alcanza la superficie de esta diminuta estrella y, en consecuencia, se calienta. Llega cada vez más hidrógeno y éste continúa calentándose. Al final, la temperatura alcanza tal nivel que parte del hidrógeno se fusiona.
El calentamiento del hidrógeno llega a ser tan intenso que se inicia una vasta reacción de fusión en el disco de acreción. Una gran porción del disco entra en fusión, produciéndose un enorme destello de luz y otras radiaciones que impulsan las capas superiores del disco de acreción lejos de la influencia gravitatoria de la enana blanca.
El enorme destello de luz es lo que vemos desde la Tierra forma de nova, y la parte del disco de acreción impulsada hacia el exterior es la nube de polvo y gas que podemos ver expandiéndose alrededor de la posnova.
El proceso de fusión disminuye y al cabo de un período prolongado de tiempo la superficie de la enana blanca se enfría. El ciclo se inicia de nuevo porque B continúa perdiendo hidrógeno, que reconstruye el disco de acreción. El disco se acerca lentamente a la superficie enfriadora de A y al final se produce otra explosión, pero si están a suficiente distancia ninguna de las dos puede haber tenido una historia de nova, por insuficiente transferencia de hidrógeno de una estrella a la otra.)
La misma enana blanca contribuye a la intensidad de la reacción de la nova. La enana blanca tiene en su superficie núcleos de gran masa; por ejemplo, de átomos de carbono, de nitrógeno y de oxígeno, y pequeñas cantidades de estos núcleos pueden mezclarse con el hidrógeno que le llega del exterior. Los núcleos de gran masa tienden a acelerar la fusión del hidrógeno. Si se mezcla con el hidrógeno una cantidad de estos núcleos pesados superior a la normal, la fusión se propaga a través de la cáscara de hidrógeno con especial rapidez, produciendo un destello inicial mucho más brillante y un debilitamiento posterior más rápido. Si se añade nitrógeno, carbono y oxígeno en cantidades relativamente pequeñas, la iniciación de la fusión es relativamente lenta y el destello inicial no es tan brillante y se desvanece más lentamente. Esto explica que existan novas rápidas y novas lentas.
Las condiciones necesarias para la formación de novas son, pues, bastantes estrictas y es evidente que las cumplirán muy pocas estrellas en la galaxia. Se necesita estrellas binarias, y además con componentes muy próximos.
Estrella de Neutrones
No todas las novas son binarias con una enana blanca próxima. Quizás una de cada mil no es una binaria, pero su explosión se debe a un fenómeno totalmente diferente que explicaremos más adelante.
Las primeras dudas de que las enanas blancas pudieran ser el producto único y universal de un colapso estelar se plantearon gracias a la obra del astrónomo norteamericano de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar (nacido en 1910).
Chandrasekhar razonó que al entrar una estrella en colapso, la enana blanca que se forma no tiene ya la capacidad de mantener reacciones de fusión y no puede contar con esta energía de fusión para impedir que continúe contrayéndose.
Sin embargo, una enana blanca no se contrae tan estrechamente como podría y, desde luego, aunque la enana blanca fuera densa todavía se comportaba en cierto modo como un gas.
Chandrasekhar pudo demostrar que lo que mantiene una enana blanca distendida son los electrones contenidos en la estrella. Los electrones ya no forman parte de los átomos, sino que se mueven al azar como una especie de gas de electrones. Estos electrones se repelen mutuamente, y en el intenso campo gravitatorio de una enana blanca es capaz de comprimir el gas de electrones más allá de un punto determinado.
Cuanto más masa tiene la enana blanca, más intenso es el campo gravitatorio, y cuanto más intenso es el campo gravitatorio, más comprimido queda el gas de electrones. Se deduce de esto que cuanto más masa tenga la enana blanca, menor será su diámetro.
La capacidad del gas de electrones para resistir la comprensión fallará en algún momento. Chandrasekhar calculó en 1931 que el hundimiento tiene lugar cuando la masa es igual a 1,44 veces la masa del Sol. Este valor se llama "límite de Chandrasekhar".
Resulta que todas las enanas blancas cuyas masas se han determinado contienen sin excepción masas inferiores a 1,44 veces la del Sol.
Se podía, pues, afirmar que todas las estrellas de gran masa estallarían antes de entrar en colapso y expulsarían tanta masa que la parte intacta del núcleo, siempre inferior a 1,44 masas solares, entraría en colapso y se convertiría en una enana blanca.
Sin embargo, Chandrasekhar había planteado una posible duda. ¿Qué pasaría si una estrella tuviera de entrada tanta masa que incluso después de expulsar toda la masa posible, le quedara una cantidad superior a 1,44 veces la masa solar? En tal caso, al colapsarse, no formaría una enana blanca. ¿Qué sucedería?
Cuando una estrella entra en colapso y empieza a contraerse el campo gravitatorio se hace más intenso, los electrones se van apretando contra los protones, hasta llegar el momento en que se ven obligado a combinarse. Cuando esto sucede las cargas opuestas se combinan y como resultado obtenemos un neutrón y estos sumados a los neutrones, ya existentes, la estrella es formada sólo por neutrones. Estos al no tener carga no se repelen y continua contrayéndose hasta estar todos en contacto y tenemos una estrella de neutrones.
Estrella Quark
Es una nueva forma de estrella encontrada y estudiada recientemente (comienzos del año 2002) por el Observarorio Chandra de Rayos X de la NASA. Para mayor información pulse aquí.
Pulsares
El astrónomo inglés, Atony Hewish (nacido en 1924) construyó un radio telescopio para explorar los cielos y encontró, por medio de Susan Jocelyn Bell (nacida en 1943) unas pulsaciones tan regulares que se repetían cada 1,337330109 segundos. No se habia observado nunca algo en el universo que fuera tan breve y regular. ¿Qué era esto?
Se entendió luego que del mismo modo que la estrella central de una nebulosa planetaria es una enana blanca, la estrella central de una supernova es un pulsar. El corto período de impulsos de microondas demuestra que el objeto tiene que girar sobre su eje en una fracción de segundo. Ningún objeto puede sufrir un cambio cíclico tan rápido a no ser que sea muy pequeño y que tenga un campo gravitatorio muy intenso que le impidan disgregarse bajo las tensiones inerciales de cambios tan rápidos.
La única solución era suponer que un pulsar era una estrella de neutrones en rotación. Pero ¿por qué ha de emitir microondas una estrella giratoria de neutrones?
Unos cuantos astrónomos, entre ellos el de origen austriaco Thomas GoId (nacido en 1920), estudiaron el problema. Dijeron que una estrella tan condensada debía poseer un campo magnético de enorme intensidad y que las líneas magnéticas debían trazar espirales alrededor de la estrella de neutrones en rápida rotación.
Recordemos la temperatura extraordinariamente alta de una estrella de neutrones. Lo lógico es que emita electrones muy rápidos, pues los electrones son los únicos objetos cuya velocidad es lo bastante grande para escapar de la estrella superando su intensa atracción. Los electrones, que están cargados eléctricamente, quedarán atrapados por las líneas de fuerza magnéticas y sólo podrán escapar en los polos magnéticos de la estrella de neutrones.
A medida que los electrones se alejan de la estrella de neutrones, siguiendo el camino de intensa curvatura impuesto por las líneas magnéticas de fuerza, perderán energía en forma de una lluvia de radiación, de microondas, entre otros tipos.
Supernovas
Hoy se acepta generalmente que hay dos tipos de supernovas, llamadas normalmente de tipo I y de tipo II. Las supernovas de tipo I tienden a ser las más luminosas de las dos. Una segunda diferencia es que la luminosidad de las supernovas de tipo I, cuando ha pasado por su punto máximo, disminuye de modo regular, mientras que las supernovas de tipo II pierden luminosidad con mucha mayor irregularidad.
El estudio de los espectros luminosos muestra una tercera diferencia. Las supernovas de tipo I parece que presentan una falta casi total de hidrógeno, mientras que las supernovas de tipo II son ricas en hidrógeno.
Una cuarta diferencia consiste en su localización. Las supernovas de tipo II se encuentran casi siempre en galaxias espirales y además en los brazos de estas galaxias. Las supernovas de tipo I tienen unas preferencias de localización mucho más generales, y estallan no sólo en los brazos espirales, sino también en las secciones centrales de las galaxias espirales, y también en las galaxias elípticas.
La diferencia de localización nos dice inmediatamente algo importante. Las galaxias elípticas tienen muy poco polvo. Sus estrellas son en general relativamente pequeñas, como máximo algo mayores que nuestro Sol, y su existencia se remonta a los primeros tiempos de la vida de la galaxia. Lo mismo es válido para las regiones centrales de las galaxias espirales.
En cambio, los brazos de las galaxias espirales están cargadas de polvo, y, como veremos después, en ellos están localizadas muchas estrellas jóvenes y de gran masa.
Veamos ahora las diferencias químicas entre los dos tipos de supernova. Las supernovas de tipo I carecen virtualmente de hidrógeno, lo cual significa que están en la fase avanzada de su desarrollo evolutivo. De hecho, si una estrella carece de hidrógeno y, en cambio, es rica en carbono, oxígeno y neón, podemos decir con bastante seguridad que es una enana blanca. Llegamos, pues, a la conclusión de que las supernovas de tipo I han de ser enanas blancas que explotan.
Las enanas blancas dejadas a su aire no estallan y son bastante estables. Sin embargo, ya sabemos que no siempre una enana blanca vive a su aire. A veces forma parte de un sistema estelar binario apretado. En tal caso, si la estrella compañera de la enana blanca en el curso de su evolución se hincha, irá llenando de materia un disco de acreción y periódicamente este disco añadirá masa a la enana blanca.
En tales casos, la enana blanca puede ganar con bastante rapidez una cantidad tal de masa que le haga superar el límite de Chandrasekhar, que es 1,44 veces la masa de nuestro Sol. Cuando esto sucede, la enana blanca no puede mantenerse ya como tal. La enana blanca sufre un colapso y se hunde. Se comprime muy rápidamente y aprieta entre sí con gran fuerza los núcleos de carbono y de oxígeno. Todos estos núcleos sufren de golpe una fusión produciendo tanta energía con tanta rapidez que el resultado es una vasta explosión. La energía radiada por esta explosión en unas cuantas semanas equivale a la que producirá nuestro Sol en toda su vida de miles de millones de años. En definitiva, el colapso de la enana blanca y la fusión de su sustancia no producen una simple nova, sino una supernova del tipo I.
Una explosión de tipo I revienta la estrella y puede ser que no deje detrás suyo ninguna estrella colapsada de ningún tipo: ni enana blanca, ni estrella de neutrones, sólo una nube turbulenta y en expansión de polvo y de gas.
La supernova de tipo II, se produce en una estrella que ha alcanzado la fase de gigante roja. Una gigante roja realmente grande está formada por varias capas, como una cebolla. Debajo de ella hay una capa que contiene los núcleos de átomos de mayor masa, como los de carbono, nitrógeno, oxígeno y neón. Debajo hay una tercera capa rica en los núcleos atómicos de sodio, aluminio y magnesio. Debajo hay una cuarta capa rica en los núcleos atómicos de azufre, cloro, argón y potasio. Y en el centro de la estrella hay un quinto caparazón rico en los núcleos atómicos de hierro, cobalto y níquel.
Cuando una estrella desarrolla una esfera central de hierro, cobalto y níquel, no puede avanzar más. Cualquier cambio nuclear adicional con estos núcleos atómicos, tanto si es su fusión para dar núcleos atómicos más complicados o su fisión para dar núcleos menos complicados no liberará energía, sino que la absorberá.
Al crecer la esfera central de hierro, la estrella alcanza una fase en la que ya no puede liberar en su conjunto suficiente energía para mantener su volumen. Las capas interiores se contraen catastróficamente, y la energía gravitatoria liberada de este modo hace explotar hacia fuera las capas exteriores, induciendo además fusiones dentro de ellas que liberan todavía más energía. Esta energía se hace manifiesta en forma de una supernova de tipo II, y provoca incluso las reacciones nucleares que absorben energía.
Es muy probable que en el centro hundido de una supernova de este tipo se forme una estrella de neutrones, aunque la masa (después de restar las capas exteriores explotadas de la estrella) sea lo bastante pequeña para permitir la existencia de una enana blanca. El colapso es tan catastrófico que el núcleo central pasa de largo, por así decirlo, por el nivel de enana blanca sin detenerse en él.
Agujeros Negros
Oppenheimer en 1939, cuando estaba investigando las implicaciones teóricas de la estrella de neutrones, estudió las consecuencias que podía traer aumentar la masa de la estrella. Como es natural, a medida que la masa aumenta, la intensidad del campo gravitatorio de la estrella también aumenta. Cuando la masa supera 3,2 veces la masa de nuestro Sol, el campo gravitatorio se hace tan intenso que ni los neutrones en contacto pueden resistir la compresión inducida por el campo. Los neutrones se colapsan, la estrella de neutrones se contrae y su densidad aumenta gradualmente, con lo que el campo gravitatorio en las proximidades de la diminuta estrella se hace más intenso y la contracción procede con mayor rapidez todavía.
Cuando los neutrones entran en colapso no existe ningún sistema conocido que permita detener la contracción. Al menos esto le pareció a Oppenheimer en su época, y esto continúan opinando todavía hoy los científicos. La única conclusión es que la comprensión continúa indefinidamente, de modo que la estrella se acerca al volumen cero y a la densidad infinita generando un agujero negro nombre propuesto por el físico norteamericano John Archibald Wheeler (nacido en 1911).
Si una estrella de neutrones entra en colapso, la intensidad gravitatoria continúa aumentando sin límite, y la velocidad de escape también aumenta. En un determinado momento, la velocidad de escape alcanza la meta de los 300 000 km por segundo. Ésta resulta ser la velocidad de la luz en el vacío, y como demostró en 1905 el científico de origen alemán Albert Einstein (1879-1955).
Esto significa que cuando la estrella de neutrones en colapso alcanza esta fase, nada puede salir de ella. Se deduce, pues, que si el núcleo en contracción de una supernova tiene una masa superior a 3,2 veces la masa de nuestro Sol, pasará imparablemente por las fases de enana blanca y de estrella de neutrones y acabará como un agujero negro.
Por tanto, aunque una supernova de tipo II produce a menudo una estrella de neutrones, también producirá con frecuencia un agujero negro.
Cefeidas
Las Cefeidas fue un paso importante en el descubrimiento de un nuevo patrón de medida interestelares (ciertas estrellas variables, cuyo brillo oscilaba) Esta parte de la Historia empieza con una estrella, muy brillante, llamada Delta de Cefeo, en la constelación de Cefeo. Un detenido estudio reveló que el brillo de dicha estrella variaba en forma cíclica: se iniciaba con una fase de menor brillo, el cual se duplicaba rápidamente, para atenuarse luego de nuevo muy lentamente, hasta llegar a su punto menor. Esto ocurría una y otra vez con gran regularidad. Los astrónomos descubrieron luego otra serie de estrellas en las que se observaba el mismo brillo cíclico, por lo cual, en honor de Delta de Cefeo, fueron bautizadas con el nombre de "cefeidas variables" o, simplemente, "cefeidas".
Los períodos de las cefeidas, o sea, los intervalos de tiempo transcurridos entre los momentos de menor brillo, oscilan entre menos de un día y unos dos meses como máximo. Las más cercanas a nuestro Sol parecen tener un período de una semana aproximadamente. El período de Delta de Cefeo es de 5,3 días, mientras que el de la cefeida más próxima, nada menos que la Estrella Polar, es de 4 días; no lo hace con la suficiente intensidad como para que pueda apreciarse a simple vista.
La importancia de las cefeidas para los astrónomos radica en su brillo, punto este que requiere cierta digresión. Desde Hiparco, el mayor o menor brillo de las estrellas se llama magnitud. Se dice que las 20 estrellas más brillantes son de "primera magnitud". Otras menos brillantes son de "segunda magnitud". Siguen luego las de tercera, cuarta y quinta magnitud, hasta llegar a las de menor brillo, que apenas son visibles, y que se llaman de "sexta magnitud".
En 1912, Miss Henrietta Leavitt, astrónoma del Observatorio de Harvard, estudió la menor de las Nubes de Magallanes (dos inmensos sistemas estelares del hemisferio Sur, llamadas así en honor de Fernando de Magallanes, que fue el primero en observarlas durante su viaje alrededor del mundo.) Entre las estrellas de la Nube de Magallanes Menor, Miss Leavitt detectó un total de 25 cefeidas. Registró el período de variación de cada una y, con gran sorpresa, comprobó que cuan mayor era el período, más brillante era la estrella.
Esto no se observaba en las cefeidas variables más próximas a nosotros. ¿Por qué ocurría en la Nube de Magallanes Menor? En nuestras cercanías conocemos sólo las magnitudes aparentes de las cefeidas, pero no sabemos las distancias a que se hallan ni su brillo absoluto, y, por tanto, no disponemos de una escala para relacionar el período de una estrella con su brillo. Pero en la Nube de Magallanes Menor ocurre como si todas las estrellas estuvieran aproximadamente a la misma distancia de nosotros, debido a que la propia nebulosa se halla muy distante.
Podríamos tomar la magnitud aparente de todas las estrellas de la Nube de Magallanes Menor que se hallan aproximadamente a la misma distancia de nosotros, como una medida de su magnitud absoluta comparativa. Así, Miss Leavitt pudo considerar verdadera la relación que había apreciado, o sea, que el período de las cefeidas variables aumentaba progresivamente, al hacerlo la magnitud absoluta. De esta manera logró establecer una "curva de período-luminosidad", gráfica que mostraba el período que debía tener una cefeida en cualquier magnitud absoluta y, a la inversa, qué magnitud absoluta debía tener una cefeida de un período dado.
Si las cefeidas se comportaban en cualquier lugar del Universo como lo hacían en la Nube de Magallanes Menor (suposición razonable), los astrónomos podrían disponer de una escala relativa para medir las distancias, siempre que las cefeidas pudieran ser detectadas con los telescopios más potentes. Si se descubrían dos cefeidas que tuvieran idénticos períodos, podría suponerse que ambas tenían la misma magnitud absoluta. Si la cefeida A se mostraba 4 veces más brillante que la B, esto significaría que esta última se hallaba dos veces más lejos de nosotros. De este modo podrían señalarse, sobre un mapa a escala, las distancias relativas de todas las cefeidas observables. Ahora bien, si pudiera determinarse la distancia real de tan sólo una de las cefeidas, podrían calcularse las distancias de todas las restantes.
Por desgracia, incluso la cefeida más próxima a la Estrella Polar, dista de nosotros cientos de años luz, es decir, se encuentra a una distancia demasiado grande como para ser medida por paralaje. Pero los astrónomos han utilizado también métodos menos directos. Un dato de bastante utilidad era el movimiento propio: por término medio, cuanto más lejos de nosotros está una estrella, tanto menor es su movimiento propio. Se recurrió a una serie de métodos para determinar los movimientos propios de grupos de estrellas y se aplicaron métodos estadísticos. El procedimiento era complicado, pero los resultados proporcionaron las distancias aproximadas de diversos grupos de estrellas que contenían cefeidas. A partir de las distancias y magnitudes aparentes de estas cefeidas, se determinaron sus magnitudes absolutas, y éstas pudieron compararse con los períodos.
En 1913, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung comprobó que una cefeida de magnitud absoluta -2,3 tenía un período de 6,6 días. A partir de este dato, y utilizando la curva de período-luminosidad de Miss Leavitt, pudo determinarse la magnitud absoluta de cualquier cefeida. (Incidentalmente se puso de manifiesto que las cefeidas solían ser estrellas grandes, brillantes, mucho más luminosas que nuestro Sol. Las variaciones en su brillo probablemente eran el resultado de su titileo. En efecto, las estrellas parecían expansionarse y contraerse de una manera incesante, como si estuvieran inspirando y espirando poderosamente.)
Pocos años más tarde, el astrónomo americano Harlow Shapley repitió el trabajo y llegó a la conclusión de que una cefeida de magnitud absoluta -2,3 tenía un período de 5,96 días. Los valores concordaban lo suficiente como para permitir que los astrónomos siguieran adelante. Ya tenían su patrón de medida.