Die Cepheiden [] sind eine Gruppe der pulsationsveränderlichen Sterne, bei denen die Schwankungen in der Helligkeit streng periodisch erfolgen. Die Leuchtkraft bzw. die absolute Helligkeit und die Periodendauer sind durch die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung verbunden. Aus der scheinbaren Helligkeit und der errechneten Leuchtkraft lässt sich die Entfernung zum Stern ableiten, was den Cepheiden eine besondere Bedeutung in der Astrophysik verleiht. Die Cepheiden sind Riesensterne und teilen sich in mehrere verwandte Gruppen.
Namensgebend war der Stern Delta Cephei, dessen periodische Veränderlichkeit 1784 entdeckt wurde. Seitdem wurden Hunderte Sterne dieses Typs überall im Universum gefunden.
Typologie und Beschreibung Cepheiden pulsieren mit Perioden zwischen 1 und 130 Tagen und Amplituden von bis zu zwei Größenklassen (mag) im Visuellen. Dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse zwischen F und K, wobei der Spektraltyp im Minimum mit zunehmender Periode rötlicher wird.
Klassische oder Delta-Cepheiden mini|Lichtkurve vom Prototyp der klassischen Cepheiden Delta Cephei. Es zeigt die Helligkeit in Magnituden gegen Pulsationsphase.
Die bedeutendste Unterklasse der pulsationsveränderlichen Sterne erhielt ihren Namen nach dem Stern δ Cephei im Sternbild Cepheus, der eine Periode von ca. 5,37 Tagen aufweist. In dieser Zeit ändert sich seine Ausdehnung um ca. 2,7 Millionen Kilometer.
Es handelt sich um Sterne mit mittlerer Masse von circa vier bis zehn Sonnenmassen, die sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm von der Hauptreihe entfernt haben und den Instabilitätsstreifen mehrfach kreuzen. Das mehrfache Kreuzen des Instabilitätsstreifens ist eine Folge von Helium-Blitzen im Kern oder in Schalen um den Kern der Sterne. Auf die zusätzliche Energie reagieren die Sterne mit einer Expansion in den Bereich der Roten Riesen und bei der nachfolgenden Kontraktion zurück wird der Instabilitätsstreifen erneut durchlaufen. Sie erreichen eine Leuchtkraft zwischen dem 1000- bis 10.000-fachen der Sonne und ihr Spektraltyp liegt im Bereich von F6 bis K2. Es handelt sich um Überriesen der Leuchtkraftklasse Ia, Ib und II. Sie gehören zur Scheibenpopulation und kommen in offenen Sternhaufen vor. Die Pulsationsperioden liegen bei den klassischen Cepheiden zwischen 2 und 45 Tagen, wobei das obere Ende nur schlecht zu definieren ist. Bei langperiodischen Delta-Cepheiden sind die Schwingungen nicht mehr streng periodisch und es gibt einen fließenden Übergang zur Gruppe der gelben halbregelmäßigen Veränderlichen. So werden von manchen Autoren gelbe Veränderliche in den Magellanschen Wolken mit Perioden von bis zu 200 Tagen noch zu den klassischen Cepheiden gezählt.
Die Perioden der klassischen Cepheiden ändern sich mit Werten von bis zu 200 Sekunden pro Jahr. Diese Änderungen sind als ein Zeichen der Entwicklung der Sterne, dem Wandern durch den Instabilitätsstreifen, interpretiert worden. Allerdings sind die Änderungen der Pulsationsperioden vielfach sprunghaft und die Entwicklungsmodelle würden eine gleichmäßige Änderung erwarten lassen wie bei Polaris. Eventuell ist sogar ein Delta-Cepheid beim Verlassen des Instabilitätsstreifens beobachtet worden. V19 in M33 war ein klassischer Cepheid mit einer Periode von 54,7 Tagen und einer Amplitude von 1,1 mag in B. Die Amplitude ist auf weniger als 0,1 mag abgefallen und die Helligkeit um 0,5 mag angestiegen. Weil der Stern am langen Ende der Periodenverteilung nahe am Übergang zu den gelben Halbregelmäßigen steht, ist seine Natur aber umstritten. Während Entwicklungsrechnungen erwarten lassen, dass die Anzahl der Periodenab- und -zunahmen identisch sein sollte, scheinen gut 70 Prozent der Cepheiden eine Verkürzung ihrer Perioden zu zeigen. Dieses Verhalten wird als Anzeichen für einen schwachen Sternwind interpretiert, der zu einem Massenverlust von 10−7 Sonnenmassen pro Jahr führt.
Auch die Lichtkurven der klassischen Cepheiden zeigen keine exakte Wiederholung in ihrer Form. Durch die kontinuierliche Beobachtung mit dem Kepler-Weltraumteleskop konnte gezeigt werden, dass die Lichtkurve von V1154 Cygni Fluktuationen von Zyklus zu Zyklus in der Größenordnung von einigen zehntel Prozent enthält. Dieses Rauschen könnte die Folge einer Abweichung von der Achsensymmetrie sein und durch lokale Unterschiede in der optischen Tiefe hervorgerufen werden. Alternativ könnte dieses Verhalten auch auf eine mögliche Störung der Schwingungen der Cepheiden durch Konvektionszellen zurückgeführt werden. Solche Konvektionszellen sind auch bei Roten Überriesen wie Beteigeuze gefunden worden und führen dort ebenfalls zu einer unregelmäßigen Komponente im Lichtwechsel.
Weitere bekannte Vertreter: Beta Doradus (β Dor) Bezek (η Aql) Mekbuda (ζ Gem A)
Klassische Cepheiden werden auch als Typ-I-Cepheiden bezeichnet. Diese Bezeichnung wird für alle Cepheiden mit einer Metallizität von mehr als 0,5 Prozent der Atomanzahl verwendet. Dementsprechend werden metallarme Cepheiden als Typ-II-Cepheiden bezeichnet. Die absolute visuelle Helligkeit MV der klassischen Cepheiden liegt zwischen −1 und −6.
Bimodale Cepheiden vom Typ CEP(B) Bimodale Cepheiden schwingen mit zwei oder mehr Moden gleichzeitig. Diese Schwingungen, die diesen Moden entsprechen, haben unterschiedliche Frequenzen. Dabei handelt es sich um Schwingungen der Grundfrequenz und der ersten Oberschwingung mit einem Periodenverhältnis P0/P1 von 0,695 bis 0,745 der ersten und der zweiten Oberschwingung mit einem Periodenverhältnis P1/P2 von 0,79 bis 0,81 der ersten und der dritten Oberschwingung mit einem Periodenverhältnis P1/P3 von ungefähr 0,67. Dabei sind die Werte von P1/P2 in allen beobachteten astronomischen Systemen gleich, während das Verhältnis zwischen der Grundschwingung und der ersten Harmonischen stark mit ansteigender Metallizität abnimmt. Daneben gibt es auch Triple-Mode-Cepheiden, die entweder in den ersten drei Oberschwingungen oder in der Grundschwingung sowie den ersten beiden Oberschwingungen pulsieren.
Der Blazhko-Effekt, benannt nach seinem Entdecker S. N. Blaschko, ist eine langsame, annähernd periodische Modulation der Amplitude und der Phase, der bei bis zu 50 % der RR-Lyrae-Sterne beobachtet wird. Die Periode des Blazhko-Effekts kann Werte von einigen Tagen bis zu 2500 Tagen annehmen. In den letzten Jahren ist eine ähnliche Modulation der Lichtkurve mit einer Periode von 1200 Tagen bei dem klassischen Cepheiden V473 Lyrae gefunden worden und bei der Analyse der Daten des OGLE- und des MACHO-Projekts zeigen zirka 20 % der Cepheiden in den Magellanschen Wolken die charakteristische Lichtkurvenmodulation des Blazhko-Effekts.
Bei 9 % aller CEPs-Cepheiden in der Kleinen Magellanschen Wolke sind sekundäre Perioden gefunden worden, deren Frequenz sich nur geringfügig von der Grundschwingung unterscheidet. Dies kann nicht durch eine weitere radiale Pulsation verursacht werden und wird als Anwesenheit von nicht-radialen Schwingungen interpretiert. Daneben gibt es noch die 1O/X-Cepheiden, zu denen circa 5 Prozent aller Cepheiden in den Magellanschen Wolken gehören. Diese Sterne schwingen in der ersten Oberschwingung und wenigstens einer zweiten mit einem Periodenverhältnis von 0,6 bis 0,64. Diese zusätzlichen Schwingungen sind nicht als radiale Schwingungen mit der Pulsationstheorie vereinbar. Diese Cepheiden unterscheiden sich nicht von den CEPS mit Ausnahme des Fehlens kurzer Perioden und eben einem schwer verständlichen nichtradialen Mode.
DCEPS Dieser Untertyp zeigt eine geringe Amplitude von um die 0,5 mag und symmetrischen sinusförmigen Lichtkurven. Die Perioden sind kleiner als 7 Tage. Etwa 50 % der s-Cepheiden pulsiert in der ersten Oberschwingung, während der Rest Grundschwingungspulsatoren sind. Der bekannteste s-Cepheid ist der Polarstern Alpha Ursae Minoris.
Ungewöhnliche Cepheiden Die „ungewöhnlichen Cepheiden“ (engl. anomalous Cepheids) haben kurze Perioden von zwei Tagen bis einigen Stunden und gehören der Population II an. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen sie eine Magnitude oberhalb des Horizontalastes, auf dem sich die verwandten RR-Lyrae-Sterne befinden. Ihr Prototyp ist BL Bootis. Die ungewöhnlichen Cepheiden verfügen über einen massiven Kern, in dem Helium verbrannt wird, und haben eine Sternmasse zwischen 1,3 und 2,1 Sonnenmassen. Die Metallizität, der Anteil der Elemente schwerer als Helium in ihrer Atmosphäre, liegt um zwei Größenordnungen unterhalb des Werts der Sonne. Diese Cepheiden sind sehr selten und ihre Entstehung ist unklar. Sie wird häufig als das Ergebnis einer Verschmelzung eines Doppelsternsystems zu einem Blauen Nachzügler beschrieben. Die ungewöhnlichen Cepheiden folgen einer unabhängigen Periodenleuchtkraft-Beziehung.
Typ-II-Cepheiden Der Begriff der Typ-II-Cepheiden fasst alle radial-pulsierenden Veränderlichen mit großer Amplitude und einer Masse von circa einer Sonnenmasse zusammen. Die traditionelle Einteilung anhand der Lichtkurven würde zwischen den BL-Herculis-Sternen, den W-Virginis-Sternen und den RV-Tauri-Sternen unterscheiden. Der Übergang zwischen dem BL-Her-Stadium und den W-Vir-Stadium erfolgt zirka bei 4 Tagen und alle TypII-Cepheiden mit Pulsationsperioden von mehr als 20 Tagen werden den RV-Tauri-Sternen zugerechnet. Alle drei Unterarten der Typ-II-Cepheiden gehören zur dicken Scheiben- oder Halo-Population.
Während die klassischen Cepheiden Riesen mit Massen zwischen 4 und 10 Sonnenmassen sind, sind alle Arten von Typ-II-Cepheiden Sterne niedriger Masse mit einem Wert um eine Sonnenmasse. Den verschiedenen Subtypen der Typ-II-Cepheiden konnten Entwicklungsphasen zugeordnet werden: Die BL-Herculis-Sterne kreuzen den Instabilitätsstreifen auf ihrem Weg vom Horizontalast zum Asymptotischen Riesenast Die W-Virginis-Sterne sind Sterne, die Schleifen vom Asymptotischen Riesenast zu höheren Temperaturen und wieder zurück vollführen. Diese werden verursacht durch thermische Pulse aufgrund des explosiven Zündens des Heliumbrennens Die RV-Tauri-Sterne dagegen verlassen den Asymptotischen Riesenast und verwandeln sich durch Abkühlung in einen Weißen Zwerg Auch die Typ-II-Cepheiden folgen einer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die aber 1,5 mag unterhalb jener für klassische Cepheiden liegt. Es gibt eine Klasse von pekuliären W-Virginis-Sternen, die abweichende Lichtkurven zeigen und heller sind als sie nach der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung sein sollten. Sie sind wahrscheinlich alle Doppelsterne und der helle Cepheid kappa Pav scheint zu den pekuliären W-Virginis-Sternen zu gehören.
Vorkommen in Sternkatalogen Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 800 Sterne mit dem Kürzel CEP oder DCEP, womit etwa 2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Cepheiden gezählt werden. Zusätzlich zählen etwa 300 Sterne oder 0,5 % zum Typ CW, welcher für Typ-II-Cepheiden steht.
Physik des Pulsationsprozesses