Cepheiden

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

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.[1] 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.[2] 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.[3] 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.[4]

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.[5] 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.[6]

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 M_V der klassischen Cepheiden liegt zwischen −1 und −6.[7]

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.[16] Bei den Cepheiden liegt die Schwingungen steuernde Schicht in der Zone mit dem Übergang vom einfach zum zweifach ionisierten Helium. Allerdings sind nicht alle 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.[17]

Delta-Cephei-Sterne werden als Standardkerzen zur Entfernungsmessung benutzt. Als helle Riesensterne sind sie bis zu einer Entfernung von einigen 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 ${\displaystyle M}$) in festem Zusammenhang mit seiner Pulsationsperiode (${\displaystyle P/\mathrm {Tage} }$) steht. Eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung für die klassischen Cepheiden lautet:[18]

${\displaystyle M=-2{,}81\cdot \log(P/\mathrm {Tage} )-1{,}43\,.}$

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 Kleinen Magellanschen Wolke entdeckt.

Die Umrechnung zwischen der messbaren scheinbaren Helligkeit ${\displaystyle m}$ und der absoluten Helligkeit ${\displaystyle M}$ kann man dann mit Hilfe der Distanzgleichung

${\displaystyle D=10^{(m-M+5)/5}}$

seine Entfernung ${\displaystyle D}$ (in Parsec) ermitteln, nachdem die Extinktion mit Hilfe der 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.[19]

Zur Kalibrierung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung werden die folgenden Verfahren genutzt:[20]

• Entfernungsbestimmung durch direkte Parallaxenmessung
• Baade-Wesselink-Technik
• Wenn ein Cepheid in einem Sternhaufen liegt mit Hilfe des Hauptreihe-Fittings
• Direkte Entfernungsmessung mit Hilfe von Lichtechos beim Stern 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 Auflösungsvermögens 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.[21]

Cepheiden Impostors (deutsch „Cepheiden-Hochstapler“) sind pulsationsveränderliche Sterne, deren Lichtkurve der eines Cepheiden ähnelt. Werden die fotometrischen Messungen jedoch einer Fourier-Analyse unterzogen oder der Stern spektrografisch beobachtet, dann fallen Unterschiede zu den echten Cepheiden auf. Beispiele sind HD 18391 und V810 Cen.[22]

Die Impostor sind das Ergebnis einer Entwicklung in einem 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.[23] 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-Sterne missinterpretiert werden können.[24]

Cepheiden sind bevorzugte Objekte zur Überprüfung von berechneten Sternmodellen, da ihre Massen in Doppelsternen, 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-Sternen zu erlauben und auch die Pulsationen sind nicht stark genug für eine so hohe Massenverlustrate.[25] 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.[26]

Theoretische Untersuchungen zeigen, dass ein pulsationsgesteuerter Massenverlust in Kombination mit konvektivem Überschießen während der Hauptreihenphase das Problem der fehlenden Masse lösen könnte.[27] 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.

• Hertzsprung-Progression

• Gerhard Mühlbauer: Cepheiden: Meilensteine im Universum. (PDF) In: Sterne und Weltraum – Astronomie in der Schule. Nr. 10, 2003.
• Database Of Galactic Classical Cepheids David Dunlap Observatory

Commons: Cepheiden – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• ESO: Rätsel um pulsierende Sterne gelöst – 24. November 2010

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2. D. G. Turner, L. N. Berdnikov: On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae. In: Astronomy & Astrophysics. Band 423, 2004, S. 335–340.
3. L. M. Macri, D. D. Sasselov, K. Z. Stanek: A Cepheid is No More: Hubble’s Variable 19 in M33. In: The Astrophysical Journal. Band 550, 2001, S. L159–L162.
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