Cepheiden

Die Cepheiden sind eine Gruppe der veränderlichen Sterne mit streng periodischer radialer Pulsation. Sie haben besondere Bedeutung für die Astrophysik, weil sie als Indikator für die Leuchtkraft und damit für die Entfernungen von Sternen dienen. Sie sind Riesensterne und teilen sich in mehrere verwandte Gruppen.

Typologie und Beschreibung

Cepheiden pulsieren mit Perioden zwischen 1 und 130 Tagen und Amplituden von bis zu 2 mag im Visuellen. Dabei verändert sich auch ihre Oberflächentemperatur und somit ihre Spektralklasse zwischen F und K, wobei der Spektraltyp im Minimum später wird mit der Länge der Periode.

Klassische oder Delta-Cepheiden

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 junge massereiche Sterne mit mehr als 3 Sonnenmassen, die sich von der Hauptreihe wegentwickelt haben und den Instabilitätsstreifen mehrfach kreuzen. Sie gehören zur Scheibenpopulation und kommen in offenen Sternhaufen vor.

Weitere bekannte Vertreter:

• Beta Doradus (β Dor)
• Bezek (η Aql)
• Mekbuda (ζ Gem A)
• Polarstern (α UMi A)

W-Virginis-Sterne

Sie bestehen aus alten Sternen mit weniger als einer Sonnenmasse, die zur sphärischen Population gehören. Sie unterscheiden sich durch die Form der Lichtkurve und durch die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von den klassischen Cepheiden.

Bimodale Cepheiden vom Typ CEP(B)

Sie schwingen mit mindestens 2 Perioden.

DECPS

Dieser Untertyp zeigt eine geringe Amplitude und symmetrische Lichtkurven. Er pulsiert wahrscheinlich in der ersten Oberschwingung.

Ungewöhnliche Cepheiden

Diese Cepheiden (engl. anomalous Cepheids) haben wie RR-Lyrae-Sterne kurze Perioden von weniger als einem Tag, jedoch mit einer Leuchtkraft, die 2 Magnituden über der von RR-Lyrae-Sternen liegt und damit eher typisch für Cepheiden ist. Ihr Prototyp ist BL Boo.

Physik des Pulsationsprozesses

Grundlage für die Pulsation der Cepheiden ist der Kappa-Mechanismus. Das ionisierte Gas in der Sternhülle ist für die Strahlung des Sternes nicht durchsichtig und heizt sich durch Absorption auf, wodurch der Stern expandiert. Die Volumenzunahme hat zur Folge, dass die Absorptionsfähigkeit sinkt und Druck und Temperatur wieder abnehmen. Der Stern zieht sich daher aufgrund seiner eigenen Gravitation wieder zusammen und der Ablauf wiederholt sich.

Entfernungsmessung

Delta-Cephei-Sterne werden oft auch als Entfernungsmarkierungssterne bezeichnet, da Astronomen sie als Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung von Galaxien benutzen.^[1]

Dabei wird zum einen ausgenutzt, dass Cepheiden als Riesensterne sehr helle Objekte sind. Man kann sie von der Erde aus bis zu einer Entfernung von einigen Megaparsec beobachten; mit dem Hubble-Weltraumteleskop bis zu etwa 20 Megaparsec, das heißt, auch noch in benachbarten Galaxien. Zum anderen steht die absolute Helligkeit M bzw. Leuchtkraft eines Cepheiden fest in Zusammenhang mit dem Logarithmus der Pulsationsperiode (P in Tagen). Diese sogenannte Perioden-Leuchtkraft-Beziehung lautet:

$M = -2,81 \cdot \log(P)-1,43$^[2]

Mit ihr ist es möglich, aus der Beobachtung des Lichtwechsels eines Cepheiden auf seine absolute Helligkeit zu schließen. Dieser Zusammenhang wurde von der US-amerikanischen Astronomin Henrietta Swan Leavitt 1912 bei der Beobachtung helligkeitsveränderlicher Sterne in der Kleinen Magellanschen Wolke entdeckt.

Aus dem Unterschied zwischen der absoluten Helligkeit M und der messbaren scheinbaren Helligkeit m kann man dann mit Hilfe der Distanzgleichung seine Entfernung (D in Parsec) herleiten:

D = 10^{(m − M + 5) / 5}.

Problem der fehlenden Masse

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 Suche nach Überresten von solcher abgestoßenen Materie um Cepheiden hat - mit einer möglichen Ausnahme des Prototyps δ Cephei - jedoch keine Anzeichen für einen massiven Masseverlust erbracht^[3].

Theoretische Untersuchungen zeigen, dass ein pulsationsgesteuerter Massenverlust in Kombination mit konvektiven Überschießen während der Hauptreihenphase das Problem der fehlenden Masse lösen könnte^[4]. 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.

Literatur

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

Einzelnachweise

1. ↑ In: Star Observer: Special. Nr. 9, 2002, S. 102–103.
2. ↑ M. W. Feast, R. M. Catchpole: The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286, 1. Februar 1997, S. L1–L5 (Astronomy Abstract Service, abgerufen am 14. Oktober 2010).
3. ↑ M. Marengo et al.: AN INFRARED NEBULA ASSOCIATED WITH δ CEPHEI: EVIDENCE OF MASS LOSS?. In: The Astrophysical Journal. 725, 2010, S. 2392, doi:10.1088/0004-637X/725/2/2392.
4. ↑ Hilding R. Neilson, Matteo Cantiello, Norbert Langer: The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1104.1638.