El modelo más aceptado para representar una estrella es considerar una gran esfera constituida por gases candentes capaces de resplandecer mediante su calor interno. La fuerza de la ravedad garantiza su existencia a lo largo de millones de millones de años, evitando que sus átomos escapen por la presión de los gases calientes. Por consiguiente, en una estrella las dos componentes de fuerza gravitatoria y presión están en perfecto equilibrio, preservando su estabilidad. Si no fuese así, una estrella como el Sol, por ejemplo, acabaría su existencia en menos de una hora.

Aunque esto haga pensar en una imperturbabilidad de los astros, durante determinadas fases de su evolución la estructura de la estrella puede mostrarse inestable. Ésta se observa desde la Tierra como variabilidad en la luminosidad del objeto, causada por impresionantes cambios en su propia configuración. De hecho, para los astrónomos, la única medida directa para estudiar los objetos del Cosmos es su luminosidad. A partir de este parámetro, y gracias a modelos físico-matemáticos, ellos pueden también obtener otras propiedades debidas tanto a su composición interna como a su ámbito. Se habla, por tanto, de variabilidad extrínseca e intrínseca. La primera es debida a propiedas externas (rotación de la propia estrella u ocultaciones periódicas por otros objetos), la segunda, a cambios en las propiedades físicas. En este último caso, la variación puede ser constante y regular o eruptiva.

VARIABLES, PERO REGULARES En ningún caso se puede determinar la distancia de una estrella con tan alta precisión como para las variables pulsantes. Igual que los faros advierten a los marineros de la presencia de un obstáculo y, en cierta manera, les ayudan a establecer la distancia que los separa de una colisión, así las variables pulsantes son para los astrónomos una referencia en el estudio de galaxias lejanas. Casualmente, las primeras variables pulsantes Cefeidas fueron observadas en las Nubes de Magallanes, que deben su nombre al gran explorador portugués que fue el primero en notar estas dos galaxias-satélites (que orbitan alrededor de la Vía Láctea) en el cielo nocturno, durante su navegación por mares de Sudamérica.

En 1912, Henrietta Swan Leavitt, una estudiante de doctorado del Observatorio de Harvard, notó en estrellas variables en la Gran y Pequeña Nube de Magallanes un ritmo regular de brillo, oscurecimiento y, otra vez, de brillo. Éstas, llamadas Cefeidas (por el nombre del prototipo de esta clase, δ Cephei), son estrellas gigantes que presentan una variabilidad regular de luminosidad. El mecanismo de variación consiste en una periódica expansión y compresión de los estratos atmosféricos del astro. Durante la fase de máxima expansión la luminosidad alcanza su valor más alto, mientras que lo contrario ocurre en la fase de máxima contracción, cuando la estrella es menos luminosa.

Conociendo el período de este pulso se obtiene la magnitud absoluta del astro, es decir, lo brillante que sería a ciertas distancias. Comparando este valor con la magnitud aparente, es posible determinar la verdadera distancia a la estrella. La correlación hallada por Leavitt fue todo un hito, pues estas estrellas son usadas como herramienta para la estimación de distancias cósmicas. Entre las Cefeidas conocidas encontramos a la Estrella Polar, cuya luminosidad varia regularmente entre 2,5 y 2,6 magnitudes en 4 días. Algo parecido ocurre con las RR Lyrae, también variables pulsantes, pero más precisas que las Cefeidas. Localizadas normalmente en cúmulos globulares, muestran períodos de pulsación entre 0,2 y 1,2 días.

(Más información en la revista)