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2024-07-09T12:10:19Z

Bimodale Cepheiden vom Typ CEP(B): Hinweis auf Blaschko

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{{Begriffsklärungshinweis|Zum Meteorstrom siehe [[Cygniden]].}}

Die '''Cepheiden''' [{{IPA|t͡sefeˈiːdn̩}}] sind eine Gruppe der [[Pulsationsveränderlicher Stern|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 [[Scheinbare Helligkeit|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 [[Riesenstern]]e 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 [[Periode (Physik)|Perioden]] zwischen 1 und 130 Tagen und [[Amplitude]]n von bis zu zwei [[Magnitude (Astronomie)|Größenklassen]] (mag) im [[Visuelle Astronomie|Visuellen]]. Dabei verändert sich auch ihre [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] und somit ihre [[Spektralklasse]] zwischen F und K, wobei der Spektraltyp im Minimum mit zunehmender Periode rötlicher wird.

=== Klassische oder Delta-Cepheiden ===
[[Datei:Delta Cephei lightcurve.jpg|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]] [[Delta Cephei|δ Cephei]] im Sternbild [[Kepheus (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 [[Sonnenmasse]]n, 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-Blitz]]en im Kern oder in Schalen um den Kern der Sterne. Auf die zusätzliche Energie reagieren die Sterne mit einer Expansion in den Bereich der [[Roter Riese|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 [[Überriese]]n der [[Leuchtkraftklasse]] Ia, Ib und II. Sie gehören zur [[Population (Astronomie)|Scheibenpopulation]] und kommen in [[Offener Sternhaufen|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 [[Halbregelmäßig veränderlicher Stern|halbregelmäßigen Veränderlichen]].<ref>{{Literatur |Autor=Scott G. Engle, Edward F. Guinan |Titel=X-ray, UV and Optical Observations of Classical Cepheids: New Insights into Cepheid Evolution, and the Heating and Dynamics of Their Atmospheres |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.4282}}</ref> So werden von manchen Autoren gelbe Veränderliche in den [[Magellansche Wolken|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 [[Polarstern|Polaris]].<ref>{{Literatur |Autor=D. G. Turner, L. N. Berdnikov |Titel=On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=423 |Datum=2004 |Seiten=335–340}}</ref> Eventuell ist sogar ein Delta-Cepheid beim Verlassen des Instabilitätsstreifens beobachtet worden. V19 in [[Dreiecksnebel|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.<ref>{{Literatur |Autor=L. M. Macri, D. D. Sasselov, K. Z. Stanek |Titel=A Cepheid is No More: Hubble’s Variable 19 in M33 |Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]] |Band=550 |Datum=2001 |Seiten=L159–L162}}</ref> 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 [[Sonnenmasse]]n pro Jahr führt.<ref>{{Literatur |Autor=Hilding R. Neilson |Titel=Pulsation and Mass Loss Across the HR Diagram: From OB stars to Cepheids to Red Supergiants |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1309.4115v1}}</ref>

Auch die Lichtkurven der klassischen Cepheiden zeigen keine exakte Wiederholung in ihrer Form. Durch die kontinuierliche Beobachtung mit dem [[Kepler (Weltraumteleskop)|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.<ref>{{Literatur |Autor=[[Alíz Derekas|A. Derekas]], [[Gyula M. Szabó|Gy. M. Szabo]], L. Berdnikov, R. Szabo, R. Smolec, L. L. Kiss, L. Szabados, [[Merieme Chadid|M. Chadid]], N. R. Evans, K. Kinemuchi, J. M. Nemec, S. E. Seader, J. C. Smith, P. Tenenbaum |Titel=Period and light curve fluctuations of the Kepler Cepheid V1154 Cyg |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.2907v1}}</ref> Alternativ könnte dieses Verhalten auch auf eine mögliche Störung der Schwingungen der Cepheiden durch [[Konvektionszelle]]n zurückgeführt werden. Solche Konvektionszellen sind auch bei [[Roter Überriese|Roten Überriesen]] wie [[Beteigeuze]] gefunden worden und führen dort ebenfalls zu einer unregelmäßigen Komponente im Lichtwechsel.<ref>{{Literatur |Autor=Hilding R. Neilson, Richard Ignace |Titel=Convection, granulation and period jitter in classical Cepheids |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1402.0874v1}}</ref>

Weitere bekannte Vertreter:
* [[Beta Doradus]] ''(β Dor)''
* [[Eta Aquilae|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 Helligkeit|absolute visuelle Helligkeit]] MV der klassischen Cepheiden liegt zwischen −1 und −6.<ref>{{Literatur |Autor=C. Chiosi |Titel=The evolution of the Cepheid stars |Sammelwerk=Confrontation between stellar pulsation and evolution; Proceedings of the Conference |Band=550 |Ort=Bologna, Italy |Datum=1990 |Seiten=158–192}}</ref>

=== 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-Stern]]e 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 [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]] die charakteristische Lichtkurvenmodulation des Blazhko-Effekts.

Bei 9 % aller CEPs-Cepheiden in der [[Kleine Magellansche Wolke|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.<ref>{{Literatur |Autor=P. Moskalik |Titel=Multi-Periodic Oscillations in Cepheids and RR Lyrae-Type Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.4246}}</ref> 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.<ref>{{Literatur |Autor=W. A. Dziembowski |Titel=Puzzling Frequencies in First Overtone Cepheids |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1212.0993}}</ref>

=== DCEPS ===
Dieser Untertyp zeigt eine geringe Amplitude von um die 0,5 mag und symmetrischen sinusförmigen [[Lichtkurve]]n. 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.<ref>{{Literatur |Autor=D. G. Turner, V. V. Kovtyukh, R. E. Luck, L. N. Berdnikov |Titel=The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.1228v1}}</ref>

=== 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-Stern]]e befinden. Ihr Prototyp ist [[BL Bootis]]. Die ungewöhnlichen Cepheiden verfügen über einen massiven Kern, in dem [[Heliumbrennen|Helium verbrannt]] wird, und haben eine Sternmasse zwischen 1,3 und 2,1 [[Sonnenmasse]]n. Die [[Metallizität]], der Anteil der Elemente schwerer als Helium in ihrer [[Sternatmosphäre|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 [[Doppelstern]]systems zu einem [[Blaue Nachzügler|Blauen Nachzügler]] beschrieben. Die ungewöhnlichen Cepheiden folgen einer unabhängigen Periodenleuchtkraft-Beziehung.<ref>{{Literatur |Autor=G. Fiorentino, M. Monelli |Titel=Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud: Insight on their origin and connection with the star formation history |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1202.2752}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=V. Ripepi, M. Marconi, M. I. Moretti, G. Clementini, M-R. L. Cioni, R. de Grijs, J. P. Emerson, M. A. T. Groenewegen, V. D. Ivanov, J. M. Oliveira |Titel=The VMC Survey. VIII. First results for Anomalous Cepheids |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1310.5967v1}}</ref>

=== 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-Stern|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 [[Population (Astronomie)|Halo-Population]].<ref>{{Literatur |Autor=Noriyuki Matsunaga, Michael W. Feast, Igor Soszynski |Titel=Period-luminosity relations of type II Cepheids in the Magellanic Clouds |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1012.0098}}</ref>

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 des Hertzsprung-Russell-Diagramms|Horizontalast]] zum [[AGB-Stern|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 [[Helium-Blitz|explosiven Zündens]] des [[Heliumbrennen]]s
* Die RV-Tauri-Sterne dagegen verlassen den Asymptotischen Riesenast und verwandeln sich durch Abkühlung in einen [[Weißer Zwerg|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 [[Doppelstern]]e und der helle Cepheid kappa Pav scheint zu den pekuliären W-Virginis-Sternen zu gehören.<ref>{{Literatur |Autor=Noriyuki Matsunaga u. a. |Titel=Cepheids and other short-period variables near the Galactic Centre |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.0151}}</ref>

=== 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.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-02-02}}</ref>

== Physik des Pulsationsprozesses ==
Grundlage für die Pulsation der Cepheiden ist der [[Kappa-Mechanismus]], der auf einer Änderung der [[Opazität]] mit steigender Temperatur beruht. Der Zyklus kommt zustande, wenn aufgrund einer Störung die Materie in einer bestimmten Schicht des Sterninneren komprimiert wird. Dies führt zu einem Anstieg der Dichte und Temperatur in der Schicht. Dadurch erhöht sich die Opazität, weshalb die durch Kernprozesse im Inneren erzeugte Strahlung zu einem geringeren Anteil in die äußere Atmosphäre weitergeleitet wird, die aufgrund des fehlenden Strahlungsdrucks nach innen fällt. In der die Pulsation steuernden Schicht führt die gestaute Strahlung dagegen zu einer Temperaturerhöhung und Expansion, wodurch die Opazität abnimmt und die gespeicherte Energie freigegeben wird. Die zusätzliche Energie führt nun wieder zu einer Expansion der sichtbaren äußeren Atmosphäre, die über das Gleichgewicht hinausexpandiert. Die von der pulsierenden Schicht freigelassene Energie führt zu einer Kompression und der Zyklus beginnt erneut.<ref>{{Literatur |Autor=R. Kippenhahn, A. Weigert |Titel=Stellar Structure and Evolution (Astronomy and Astrophysics Library) |Verlag=Springer Verlag |Ort=Mannheim |Datum=1994 |ISBN=3-540-50211-4}}</ref> Bei den Cepheiden liegt die Schwingungen steuernde Schicht in der Zone mit dem Übergang vom einfach zum zweifach [[Ionisation|ionisierten]] Helium. Allerdings sind nicht alle [[Gelber Riese|gelben Riesen]], die in dem [[Instabilitätsstreifen]] zwischen den Cepheiden liegen, pulsationsveränderliche Sterne wie diese. Sie zeigen nur eine geringe Amplitude von weniger als 0,03 mag in ihren Lichtkurven und auch Radialgeschwindigkeitsmessungen zeigen nur Änderungen mit geringen Amplituden von einigen 10 Metern pro Sekunde statt bis zu 100 Kilometer pro Sekunde bei den klassischen Cepheiden. Die Ursache für das abweichende Verhalten dieser ''stabilen'' Sterne im Instabilitätsstreifen ist nicht bekannt.<ref>{{Literatur |Autor=Byeong-Cheol Lee, Inwoo Han, Myeong-Gu Park, Kang-Min Kim, David E. Mkrtichian |Titel=Detection of the 128 day radial velocity variations in the supergiant alpha Persei |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.3840}}</ref>

== Entfernungsmessung ==
Delta-Cephei-Sterne werden als [[Standardkerze]]n zur [[Entfernungsmessung]] benutzt. Als helle Riesensterne sind sie bis zu einer Entfernung von einigen [[Parsec|Megaparsec]], mit dem [[Hubble-Weltraumteleskop]] bis zu etwa 20 Megaparsec zu beobachten, also auch noch in benachbarten Galaxien.

Dabei wird ausgenutzt, dass die Leuchtkraft eines Cepheiden (ausgedrückt als [[absolute Helligkeit]] <math>M</math>) in festem Zusammenhang mit seiner Pulsationsperiode (<math>P/\mathrm{Tage}</math>) steht. Eine [[Perioden-Leuchtkraft-Beziehung]] für die klassischen Cepheiden lautet:<ref>{{Literatur |Autor=M. W. Feast, R. M. Catchpole |Titel=The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=286 |Datum=1997-02-01 |Seiten=L1–L5 |bibcode=1997MNRAS.286L...1F}}</ref>
: <math>M = -2{,}81 \cdot \log(P/\mathrm{Tage})-1{,}43\,.</math>
Mit ihr ist es möglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Eine zusätzliche Abhängigkeit der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung zur [[Metallizität]] ist Gegenstand wissenschaftlicher Diskussionen. Der Zusammenhang zwischen der Pulsationsperiode und der mittleren Leuchtkraft wurde von der US-amerikanischen Astronomin [[Henrietta Swan Leavitt]] 1912 bei der Beobachtung helligkeitsveränderlicher Sterne in der [[Kleine Magellansche Wolke|Kleinen Magellanschen Wolke]] entdeckt.

Die Umrechnung zwischen der messbaren [[Scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] <math>m</math> und der absoluten Helligkeit <math>M</math> kann man dann mit Hilfe der Distanzgleichung
: <math>D = 10^{(m-M+5)/5}</math>
seine Entfernung <math>D</math> (in Parsec) ermitteln, nachdem die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] mit Hilfe der [[Wesenheit-Magnitude|Wesenheitsfunktion]] korrigiert wurde. Untersuchungen von großen Anzahlen von Cepheiden in den Magellanschen Wolken im Rahmen des [[OGLE]]-Projekts zeigen eine Abweichung von der linearen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung. Demnach sind langperiodische Cepheiden etwas lichtschwächer als die PL-Beziehung erwarten lässt.<ref>{{Literatur |Autor=Alejandro García-Varela, Beatriz Sabogal, María Ramírez-Tannus |Titel=A Study on the Universality and Linearity of the Leavitt Law in the LMC and SMC Galaxies |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1303.0809v1}}</ref>

Zur Kalibrierung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung werden die folgenden Verfahren genutzt:<ref>{{Literatur |Autor=Chow-Choong Ngeow, Hilding Neilson, Nicolas Nardetto, Massimo Marengo |Titel=Wesenheit Function for Galactic Cepheids: Application to the Projection Factors |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.4701v1}}</ref>
* Entfernungsbestimmung durch direkte [[Parallaxe]]nmessung
* [[Baade-Wesselink-Technik]]
* Wenn ein Cepheid in einem [[Sternhaufen]] liegt mit Hilfe des [[Hauptreihe]]-Fittings
* Direkte Entfernungsmessung mit Hilfe von [[Lichtecho]]s beim Stern [[RS Puppis|RS Pup]]
* Vergleich mit theoretischen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung

Die Genauigkeit in der Entfernungsmessung in kosmologischen Distanzen durch Cepheiden ist begrenzt durch den ''Blending-Effekt''. Dabei handelt es sich um eine Überlagerung mehrerer Sterne aufgrund des begrenzten [[Auflösungsvermögen]]s bei der Beobachtung von Cepheiden in anderen Galaxien. Das gemessene Licht vom Ort des Cepheiden ist in vielen Fällen die Summe des Lichts mehrerer Sterne, wodurch der Cepheid heller erscheint als er als Einzelstern ist. Diese Überlagerungen sind nur bedingt anhand der Amplitude und der Farbänderung des Lichtwechsels zu erkennen, da diese Änderungen auch die Folge einer unterschiedlichen [[Metallizität]] sein können. Daher muss anhand empirischer Formeln die Entfernung zu extragalaktischen Cepheiden in Abhängigkeit vom Auflösungsvermögen des Beobachtungsinstruments korrigiert werden.<ref>{{Literatur |Autor=Joy M. Chavez, Lucas M. Macri, Anne Pellerin |Titel=Blending of Cepheids in M33 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.1048}}</ref>

== Impostor ==
Cepheiden Impostors (deutsch „Cepheiden-[[Hochstapler]]“) sind pulsationsveränderliche Sterne, deren Lichtkurve der eines Cepheiden ähnelt. Werden die [[Fotometrie|fotometrischen Messungen]] jedoch einer [[Fourier-Analysis|Fourier-Analyse]] unterzogen oder der Stern spektrografisch beobachtet, dann fallen Unterschiede zu den echten Cepheiden auf. Beispiele sind HD 18391 und V810 Cen.<ref>{{Literatur |Autor=David G. Turner et al. |Titel=The Cepheid Impostor HD 18391 and its Anonymous Parent Cluster |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2009 |arXiv=0907.2904v1}}</ref>

Die Impostor sind das Ergebnis einer Entwicklung in einem [[Wechselwirkender Doppelstern|wechselwirkenden Doppelsternsystem]] mit einem Massenaustausch zwischen den Komponenten. Dadurch kann einer der Sterne den Instabilitätsstreifen durchlaufen und anfangen zu pulsieren wie Einzelsterne als Cepheiden. Da die Impostor aber eine andere Masse und chemische Zusammensetzung haben während der Phase der Veränderlichkeit, folgen sie nicht der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung. Etwa 5 Prozent aller Cepheiden sind laut Simulationsrechnungen in Wirklichkeit Impostor.<ref>{{Literatur |Autor=P. Karczmarek et al. |Titel=The occurrence of Binary Evolution Pulsators in the classical instability strip of RR Lyrae and Cepheid variables |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2016 |arXiv=1612.00465v2}}</ref> Eine Entfernung zu einem einzelnen Cepheiden anhand einer verrauschten Lichtkurve sollte daher nicht als einziges Kriterium zur Entfernungsbestimmung verwendet werden. Die Impostor gehören zur Gruppe der Binary Evolution Pulsators, die auch als [[RR-Lyrae-Stern]]e missinterpretiert werden können.<ref>{{Literatur |Autor=Emese Plachy |Titel=Cepheid investigations in the era of space photometric missions |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2017 |arXiv=1705.01919v1}}</ref>

== Problem der fehlenden Masse ==
Cepheiden sind bevorzugte Objekte zur Überprüfung von berechneten Sternmodellen, da ihre Massen in [[Doppelstern]]en, durch Pulsationsstudien und mit Hilfe der [[Baade-Wesselink-Technik]] empirisch bestimmt werden können. Aus solchen Beobachtungen sind Cepheidenmassen abgeleitet worden, die systematisch 20 % geringer sind als das Ergebnis von Simulationsrechnungen. Diese Abweichung wird als das Problem der fehlenden Masse bezeichnet (engl. ''missing mass problem'').

Eine Möglichkeit das Problem zu lösen besteht darin, einen Masseverlust bei Sternen mittlerer Masse anzunehmen, bevor oder während sie die Cepheiden-Phase durchlaufen. Eine [[Massenverlustrate]] um die 10−7 Sonnenmassen pro Jahr würde die durchschnittlichen Periodenänderungen bei klassischen Cepheiden gut wiedergeben. Aber die Cepheiden sind zu heiß, um einen staubgetriebenen [[Sternwind]] wie bei den [[AGB-Stern]]en zu erlauben und auch die Pulsationen sind nicht stark genug für eine so hohe Massenverlustrate.<ref>{{Literatur |Autor=Hilding R. Neilson, Norbert Langer, Scott G. Engle, Ed Guinan, Robert Izzard |Titel=Classical Cepheids Require Enhanced Mass Loss |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.6042}}</ref> Eine Suche nach Überresten von solcher abgestoßenen Materie um Cepheiden in Form eines zirkumstellaren Nebels hat – mit einer möglichen Ausnahme des Prototyps δ Cephei – jedoch keine Anzeichen für einen massiven Masseverlust erbracht.<ref>{{Literatur |Autor=M. Marengo u. a. |Titel=An Infrared Nebula Associated with Δ Cephei: Evidence of Mass Loss? |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=725 |Datum=2010 |Seiten=2392 |DOI=10.1088/0004-637X/725/2/2392}}</ref>

Theoretische Untersuchungen zeigen, dass ein pulsationsgesteuerter [[Sternwind|Massenverlust]] in Kombination mit konvektivem Überschießen während der Hauptreihenphase das Problem der fehlenden Masse lösen könnte.<ref>{{Literatur |Autor=Hilding R. Neilson, Matteo Cantiello, Norbert Langer |Titel=The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1104.1638}}</ref> Der Begriff des konvektiven Überschießens beschreibt die Tatsache, dass bei konvektivem Energietransport Materie an einem Gleichgewichtspunkt aufgrund des Bewegungsimpulses noch eine weitere Strecke zurücklegt und daher die Durchmischung stärker ist als unter vereinfachten Annahmen. Die Berücksichtigung der [[Konvektion]] bei der Simulation der Entwicklung von Sternen ist jedoch problematisch, da es keine allgemeine physikalische Theorie zur Berechnung der Konvektion gibt, welche die Abläufe auf allen Skalen beschreibt.

== Siehe auch ==
* [[Hertzsprung-Progression]]

== Literatur ==
* Gerhard Mühlbauer: [http://www.sterne-und-weltraum.de/alias/pdf/suw-2003-10-s048-pdf/833982 ''Cepheiden: Meilensteine im Universum.''] (PDF) In: ''Sterne und Weltraum – Astronomie in der Schule.'' Nr. 10, 2003.
* [http://www.astro.utoronto.ca/DDO/research/cepheids/cepheids.html Database Of Galactic Classical Cepheids] David Dunlap Observatory

== Weblinks ==
{{Commonscat|Cepheid_variables|Cepheiden}}
*ESO: [http://www.eso.org/public/germany/news/eso1046/ Rätsel um pulsierende Sterne gelöst] – 24. November 2010

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Pulsationsveränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Beobachtungsmethode der Astronomie]]

Cepheiden - Versionsgeschichte

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