Cepheiden

Die Cepheiden stellen eine ganz bestimmte Klasse von Pulsationsveränderlichen dar, deren Helligkeitsänderung mit großer Regelmäßigkeit vor sich geht. Benannt sind die nach dem Stern δ Cephei, der dem Sternbild Cepheus am nördlichen Himmel angehört. , dessen Helligkeit in 5,4 Tagen zwischen 3,6 und 4,3 variiert. Die Änderung in der Leuchtkraft  eines solchen Sterns liegt zwischen einem Minimum von 0,35 und einem Maximum von 1,5 Größenklassen, was einer Zunahme des Strahlungsstroms um das Vierfache entspricht. Die Perioden der Cepheiden bewegen sich zwischen 0,2 und 100 Tagen. Die Lichtkurve der Cepheiden zeigt zumeist einen asymmetrischen Verlauf, mit einem raschen Anstieg zur maximalen Leuchtkraft und einer langsameren Abnahme bis zum Minmum. 

Perioden-Leuchtkraft-Beziehung:

Die Beziehung zwischen der Pulsationsperiode und der absoluten Helligkeit wird als Perioden-Leuchtkraft-Beziehung bezeichnet. Sie wurde 1912 von der damals noch jungen Wissenschaftlerin Henrietta Leavitt an der Sternwarte der Harward-Universität entdeckt. Bei der Beobachtung von Veränderlichen in der Kleinen Magellanschen Wolke stellte sie fest, dass die Sterne mit größerer scheinbarer Helligkeit auch eine längere Pulsationsperiode aufwiesen. Da alle beobachteten Sterne derselben Galaxie angehörten, war ihre Entfernung mehr oder weniger gleich (ca. 50 Kiloparsec), sodass der Rückschluss auf die absolute Helligkeit möglich war.

Die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung drückt sich in folgender Formel aus:

Aus der Formel ergibt sich, dass Cepheiden umso heller leuchten (größeres p kleineres M), je länger ihre Pulsationsperiode ist. Daher kann aus der Periode die durchschnittliche absolute Helligkeit ermitteln und daraus die Entfernung r des Cepheiden berechnen, indem man die absolute Helligkeit M mit der scheinbaren Helligkeit m am Himmel mittels der spektroskopischen Parallaxe vergleicht.

Die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung stellt eine wertvolle Methode zur Bestimmung der absoluten Helligkeit eines Cepheiden dar. Ist diese bekannt, erhält man aus der Differenz zur scheinbaren Helligkeit die Entfernung. Da sich also die Distanz von Cepheiden sehr gut ermitteln lässt, sind diese Sterne ein wichtiger Faktor bei der Bestimmung von extragalaktischen Entfernungen. Sobald man die Periode eines Cepheiden in einer fernen Galaxie messen kann, lässt sich auch die Entfernung des Sterns ermitteln – und damit die Entfernung des gesamten Galaxie.


Die Pulsation

Die Prozesse, die zur Helligkeitsänderung der Cepheiden führen, sind heute im Wesentlichen bekannt. Die Cepheiden sind pulsierende Sterne, deren Größe sich in regelmäßiger Weise ändert. Die Leuchtkraft L eines Sterns hängt von der Oberflächentemperatur T und der Größe der strahlenden Oberfläche ab, was sich in folgendem Zusammenhang ausdrückt:

L = 4 R²sT4, wobei R der Radius des Sterns und s die so genannte Boltzmann-Konstante ist. Dass die Temperatur in der vierten Potenz vorkommt, verdeutlicht, dass eine Temperaturänderung sich besonders stark auf die Leuchtkraft des betreffenden Sterns auswirkt. Somit können die beobachteten Änderungen der Helligkeit auf Temperaturänderungen zurückgeführt werden. Im Falle der Cepheiden hängen die Temperaturänderungen mit Variationen des Sternradius zusammen. In der Phase der Kontraktion erhöht sich die Temperatur und damit der Umfang der Kernreaktionen, was eine erhöhte Leuchtkraft zur Folge hat. Die vermehrte Freisetzung von Energie stoppt die Kontraktion und die äußeren Schichten dehnen sich aus. Der Stern kühlt ab und seine Leuchtkraft lässt nach, bis an einem Temperaturminimum der Ausdehnungsprozess angehalten wird. Die Leuchtkraft eines Cepheiden ist somit umgekehrt proportional zu seiner Größe. Gemäß dem HR-Diagramm sind Temperaturänderungen auch mit einer Änderung der Spektralklasse verbunden. Aus diesem Grund gehören die Cepheiden keiner bestimmten Klasse an – die Zugehörigkeit hängt vielmehr von der jeweiligen Phase in seinem Pulsationszyklus ab. An seinem Helligkeitsminimum kann ein Cepheide als Stern des Typs G oder K auftreten, während er am Maximum der Klasse A oder F angehört.


Klassifikation:

Die zweite Klasse von Cepheiden sind die des Typs W-Virginis. Es handelt sich dabei um ältere Sterne der Population II. Im Gegensatz zu den klassischen Cepheiden sind sie im Kern und im Halo der Galaxis anzutreffen, insbesondere im Inneren von Kugelsternhaufen. Die W-Virginis-Sterne weisen kürzere Pulsationsperioden auf, die in der Regel unter 18 Tagen liegen. Außerdem sind sie um einige Größenklassen weniger hell.

Die Cepheiden können in zwei Unterklassen eingeteilt werden. Die klassischen Cepheiden sind junge Sterne der Population I, deren Alter ca. 100 Millionen Jahre beträgt und die vorwiegend in den Spiralarmen unserer Galaxis  zu finden sind. Es handelt sich um Überriesen von mehrfacher Sonnenmasse, die 500- bis 30.000-mal so hell wie unsere Sonne, obwohl ihre Oberflächentemperatur nicht viel höher ist als die unseres Sterns (ca. 10.000°C). Dies erklärt sich dadurch, dass ihre strahlende Oberfläche deutlich größer ist.