Cepheiden

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Ein Cepheide in der Galaxie M 100, aufgenommen vom Hubble Weltraumteleskop

Die Cepheiden sind eine Klasse von veränderlichen Sternen, die nach dem Stern δ Cephei im Sternbild Cepheus benannt sind, eine Unterklasse der Pulsationsveränderlichen. Cepheiden verändern ihre Leuchtkraft streng periodisch, dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse. Typische Cepheiden pulsieren mit einer Periodendauer von einigen Tagen. Delta Cephei pulsiert beispielsweise mit einer Periode von ca. 5,37 Tagen, währenddessen sich seine Ausdehnung um ca. 2,7 Millionen km ändert.

Grundlage für die Pulsation der Cepheiden ist der Kappa-Mechanismus. Das ionisierte Gas in der Sternhülle ist für die Strahlung des Sternes nicht durchsichtig und heizt sich durch Absorption auf. Die Temperaturerhöhung hat zur Folge, dass die Absorptionsfähigkeit sinkt und Druck und Temperatur wieder abnehmen. Der Stern zieht sich aufgrund seiner eigenen Gravitation wieder zusammen.

Henrietta Swan Leavitt stellt 1912 fest, dass die absolute Helligkeit (M) eines Cepheiden proportional zum Logarithmus der Pulsationsperiode (P) ist. Diese sogenannte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lautet: $M = - 2,902log(P) - 1,203$ [1]. Es ist damit möglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Ihre Entfernung (D, in Parsec) kann dann aus dem Verhältnis der so ermittelten absoluten Helligkeit (M) zur messbaren scheinbaren Helligkeit (m) mit Hilfe der Distanzgleichung herleiten: $D = 10 (m - M + 5) / 5$ . Astronomen benutzen Cepheiden so als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung von entfernten Galaxien.

Cepheiden sind Riesensterne und daher sehr helle Objekte, die man von der Erde aus bis zu einer Entfernung bis zu einigen Megaparsec, mit dem Hubble-Weltraumteleskop bis zu etwa 20 Megaparsec, beobachten kann, das macht sie zu einem um so brauchbareren Mittel für die astronomische Entfernungsbestimmung.

Siehe auch: RR Lyrae-Stern