Cepheidvariablen

Cepheidvariablen, oft einfach Cepheiden genannt, sind eine Klasse pulsierender Sterne, die zu den hellsten Sternen in Spiral- und äußeren Galaxien gehören. Typischerweise handelt es sich um gelblich leuchtende F–K-Supergiganten, die regelmäßige radiale Pulsationen durchlaufen. Ihre Pulsationsperioden liegen ungefähr zwischen 1 und über 100 Tagen, und ihre Helligkeit schwankt um mehrere Magnituden.

Eine zentrale Eigenschaft der Cepheiden ist die Perioden-Helligkeit-Beziehung, bekannt als Leavitt-Gesetz: Je länger die Periode, desto intrinsisch heller der Stern. Nachdem Henrietta Leavitt diese Korrelation 1908 entdeckte, wurden Cepheiden zu unverzichtbaren Standardkerzen der kosmischen Entfernungsbestimmung. Durch Messung der Periode ihrer Lichtkurve oder das direkte Ablesen der Perioden kann ihr absoluter Helligkeitswert bestimmt werden und der Abstand zum Stern ermittelt werden.

Man unterscheidet Haupttypen: Classical Cepheids (Population I) in jungen Sternpopulationen; Type-II Cepheids (W Virginis, BL Her, RV Tauri) in alten Populationen, oft in Kugelsternhaufen und dem galaktischen Halo; und Anomalous Cepheids in bestimmten Systemen. Die Metallizität beeinflusst die PL-Beziehung leicht, insbesondere bei Type-II-Cepheiden.

Die Pulsation wird durch den Kappa-Mechanismus an den Ionisationszonen von Helium getrieben. Die Lichtkurven zeigen typischerweise einen steileren Aufstieg zum Maximum als Abstieg zum Minimum.

Anwendungen umfassen die Entfernungsbestimmung innerhalb der Milchstraße, der Lokalen Gruppe und darüber hinaus sowie die Kalibrierung der kosmischen Distanzskala und damit der Hubble-Konstante. Fortschritte in Parallaxmessungen (Gaia, HST) verbessern die absolute PL-Beziehung. Cepheidische Messungen hängen auch von der Genauigkeit der Extinktionkorrektur ab.

Vorkommen: Cepheidvariablen treten in der Milchstraße und in den Magellanschen Wolken sowie in vielen nahegelegenen Galaxien auf.