Was sind Cepheid-Variablen?
In der Astronomie sind Cepheid-Variablen variable Sterne, deren Helligkeit sich über einen bestimmten Zeitraum auf charakteristische und regelmäßige Weise ändert. Normalerweise wird der nach außen gerichtete Druck durch Kernfusion im Zentrum eines Sterns durch den nach innen gerichteten Druck aufgrund der Schwerkraft des Sterns ausgeglichen, und die Größe und Helligkeit des Sterns bleiben konstant. Variable Sterne durchlaufen einen Expansions- und Kontraktionszyklus, der sich auf ihre Helligkeit auswirkt. In Cepheid-Variablen nimmt die Länge des Zyklus in vorhersagbarer Weise mit der Helligkeit des Sterns zu, sodass Astronomen bei der Messung der Periode die tatsächliche Helligkeit des Cepheid erkennen und anhand seiner scheinbaren Helligkeit auf der Erde berechnen können, wie weit sie entfernt ist es ist. Diese variablen Sterne sind ein wichtiges Instrument zur Messung der Entfernung zu anderen Galaxien.
Es wird angenommen, dass sich diese Sterne aufgrund der Eigenschaften von Helium, das sie in großen Mengen enthalten, in einem regelmäßigen Zyklus ausdehnen und zusammenziehen. Wenn Helium vollständig ionisiert ist, ist es für elektromagnetische Strahlung weniger durchlässig, wodurch es sich erwärmt und ausdehnt. Wenn es sich ausdehnt, kühlt es ab und wird weniger ionisiert, nimmt weniger Wärme auf und zieht sich zusammen. Dies führt zu einem regelmäßigen Expansions- und Kontraktionsmuster mit parallelen Helligkeitsschwankungen und einem Zeitraum von einem bis etwa 50 Tagen.
Es gibt zwei Haupttypen von Cepheid-Variablen. Typ I oder klassische Cepheiden sind relativ junge, leuchtstarke Sterne mit einem relativ hohen Anteil an schwereren Elementen, was darauf hinweist, dass sie sich in Regionen gebildet haben, in denen diese Elemente durch Supernova-Explosionen älterer Sterne entstanden sind. Typ-II-Cepheiden sind ältere, weniger leuchtende Sterne mit wenig schweren Elementen. Es gibt auch anomale Cepheiden mit komplexeren Zyklen und Zwerg-Cepheiden. Klassische Cepheiden sind wegen ihrer größeren Leuchtkraft und einfachen, regelmäßigen Zyklen für Astronomen nützlicher, um galaktische Entfernungen zu bestimmen.
Die regelmäßigen Helligkeitsschwankungen und das feste Verhältnis zwischen Helligkeit und Zykluslänge wurden 1908 von der Astronomin Henrietta Leavitt entdeckt, als sie diese Sterne in der kleinen Magellanschen Wolke untersuchte, einer kleinen Galaxie in der Nähe unserer eigenen. Der Begriff Cepheid-Variablen stammt von einem der von Leavitt untersuchten Sterne namens Delta Cephei. Da es möglich war, die tatsächliche Helligkeit einer Cepheid-Variablen aus ihrer Periode zu bestimmen, war es auch möglich, ihre Entfernung aus der Tatsache zu bestimmen, dass die auf die Erde gelangende Lichtmenge umgekehrt proportional zur Entfernung zur Quelle ist. Solche Objekte mit bekannter Helligkeit werden als "Standardkerzen" bezeichnet.
Ein Vergleich der Ergebnisse dieser Berechnungen für Cepheid-Variablen in unserer eigenen Galaxie mit durch Parallaxe berechneten Entfernungen bestätigte, dass die Methode funktioniert. Typ I-Cepheiden sind bis zu 100.000 Mal so hell wie die Sonne. Dies bedeutet, dass sie mit Hilfe von auf der Erde basierenden Teleskopen in anderen Galaxien in einer Entfernung von bis zu 13 Millionen Lichtjahren nachgewiesen werden können. Das Hubble-Weltraumteleskop konnte diese Sterne in einer Entfernung von 56 Millionen Lichtjahren nachweisen. Cepheid-Variablen bestätigten zu Beginn des 20. Jahrhunderts, dass sich das Universum weit über unsere eigene Galaxie hinaus erstreckte, die nur eine von vielen war.
Diese Sterne lieferten auch den ersten starken Beweis dafür, dass sich das Universum ausdehnt. 1929 verglich Edwin Hubble die Entfernungsmessungen mit einer Reihe von Galaxien, die mit Cepheid-Variablen erhalten wurden, und Rotverschiebungsmessungen, die zeigten, wie schnell sie sich von uns zurückzogen. Die Ergebnisse zeigten, dass die Geschwindigkeit, mit der die Galaxien zurückgingen, proportional zu ihrer Entfernung war, und führten zur Formulierung des Hubble-Gesetzes.