Cepheïden

De lichtkracht van een ster verandert voortdurend. Dit kan gebeuren op lange periode, meestal afhankelijk van de ontwikkelingsfase waarin de ster zich bevindt, maar ook op korte periode, regelmatig of onregelmatig door pulsaties. Cepheïden zijn een speciale klasse van pulserende sterren die met regelmaat pulseren over een tijdspanne van een paar dagen. Ze zijn vernoemd naar de eerst ontdekte van deze  klasse, Delta Cepheï, de op 3 na helderste ster in het sterrenbeeld Cepheus.

Sterren van het Cepheïde type hebben een variërende lichtsterkte als gevolg van hun pulsaties, waarbij de grootte van de ster ook verandert naarmate in welke fase van de cyclus hij zit. Cepheïden herkent men aan zeer regelmatige periodieke schommelingen in helderheid. Deze groep intrinsiek variabele sterren bestaat voornamelijk uit superreuzen die 500 tot 25 000 keer helderder zijn dan onze zon en hebben op hun maximum een temperatuur van om en bij de 10 000°C. Niet echt een reuzeverschil met onze zon maar een groter oppervlak straalt ook meer licht uit. Om even een vergelijking mee te geven: onze zon heeft een middellijn van 1 392 000km, Delta Cepheï heeft ruwweg 47 000 000km.

Artistieke impressie van de Cepheïden in onze omgeving - ESO

Ontdekking

Edward Pigott (1753 - 1825) ontdekte in september 1784 de variabiliteit van Eta Aquilae. Delta Cephei werd echter de naamgever van een groep variabele sterren nadat John Goodricke (1764 - 1786) hem enkele maanden later had ontdekt. Goodricke was ook de eerste die de helderheidsvariaties van eclipserende dubbelsterren verklaarde. Delta Cep doet 5 dagen en 9 uur over zijn cyclus en ondertussen verandert de grootte tussen 32 tot 35 keer die van de Zon. De helderheid wisselt tussen magnitude 3,6 en 4,3 en de spectraalklasse varieert van F5 tot G2 en terug. In het Melkwegstelsel zijn zo’n 700 Cepheïden ontdekt.

Pulsaties

De oorzaak van de helderheidsschommelingen ligt in het inkrimpen en uitzetten van de ster. Wanneer de ster inkrimpt, veroorzaakt dit een temperatuursstijging in de kern waardoor er een toename van kernreacties plaatsvindt met als gevolg heeft dit een verhoging van lichtkracht. Het inkrimpen wordt tenietgedaan en de buitenste lagen van de ster zetten uit waarna deze geleidelijk weer begint af te koelen tot een minimumtemperatuur waardoor de kernreacties afnemen en lichtkracht vermindert. Na dit gebeuren krimpt de ster weer in tot minimum grootte waarna de kernreacties en temperatuur terug verhogen. De lichtkracht van een Cepheïde is dus omgekeerd evenredig aan zijn afmeting. De oppervlaktetemperatuur en grootte van stralingsoppervlak van de ster zijn de 2 factoren die de lichtkracht bepalen. Door deze pulsaties kan men deze sterren niet echt onderverdelen in een spectraalklasse omdat deze afhangt van de fase waarin de ster zich bevind. Op het minimum worden deze sterren gezien als een type G of K. Op het maximum daarentegen lijken deze sterren tot het type A of F te behoren. Het prototype van deze klasse, Delta Cepheï, voltooit zijn cyclus in 5,4 dagen maar de cyclus lijkt met regelmaat af te nemen met 0,089 seconden per eeuw.

Cyclus van een Cepheïde

1. De ster is op minimale grootte
2. De temperatuur in de Cepheïde stijgt en deze begint uit te zetten.

Hoe hoger de temperatuur, hoe hoger de lichtkracht. De Cepheïde heeft hier de maximale temperatuur en lichtkracht bereikt.

1. De ster koelt af naarmate het oppervlak uitzet en de lichtkracht vermindert.
2. De lichtkracht is hier op zijn zwakst en de ster krimpt nog verder in.
3. Terug op minimale grootte met stijgende temperatuur.

Meestal stijgt een Cepheïde snel tot de maximum lichtkracht waarna deze langzamer terug daalt naar het minimum, wat betekent dat zijn lichtkromme assymetrisch loopt. Deze lichtkromme is bij eenzelfde ster altijd gelijk maar kan verschillen van andere sterren van het Cepheïde type. Het maximale magnitudeverschil van de Cepheïde wordt bepaald door de maximale uitslag van de lichtkromme (amplitude). Deze amplitude hangt op zijn beurt dan weer af van het visuele spectrum waarin ze worden waargenomen omdat deze duidelijker is bij korte golflengten en minder duidelijk bij lange golflengten.

Afstandsmeters

In 1912 ontdekt Henrietta Leavitt een verband tussen de magnituden en pulseringsperioden van deze sterren. Ze ontwikkelde een nieuwe methode waarmee ze de schommelingen en schijnbare magnitude kon berekenen. Toen ze verschillende Cepheïden met elkaar vergeleek,  bleken de sterren met de langste pulseerperioden ook de grootste helderheidsschommelingen te hebben.

Voor het meten van de afstand wordt de absolute magnitude van de ster(op het maximum gemeten) gekoppeld aan zijn pulseringsperiode. Het bepalen van de absolute magnitude is evenwel een lastige taak omdat het licht verzwakt wordt door interstellaire absorptie, dus zien we een ster altijd zwakker dan ze in werkelijkheid is. Het inschatten van de interstellaire absorptie moet nauwkeurig gebeuren wil men met precisie de magnitude van de ster vaststellen. Nadat dit gebeurd is, kan men de afstand berekenen van de ster evenals de afstand van het sterrenstelsel waarin de ster gelegen is.

Subgroepen

De Cepheïden kunnen onderverdeeld worden in 2 groepen,de klassieke Cepheïden, populatie I en de W Virginis sterren, populatie II . Bij klassieke Cepheïden gaat het vrijwel altijd om relatief jonge superreuzen die men vindt in de spiraalarmen van spiraalstelsels tegenover de W Virginis sterren, die men vooral in de kern en bolvormige sterrenhopen van sterrenstelsels vindt en die een hogere leeftijd hebben. Bij W Virginis sterren bestaat er, evenals bij klassieke Cepheïden, een verband tussen periode en magnitude, maar de populatie II sterren zijn ouder, hebben kortere pulseringsperioden en hebben minder lichtkracht.

Voorbeelden van (klassieke) Cepheïden zijn Eta Aquilae, Delta Cephei en de Poolster (de meest nabije). Voorbeelden van Type II zijn W Virginis en BL Herculis. Bij de dwergcepheïden, die variëren in minder dan een dag, vinden we onder andere Delta Scuti.

Probleem

In de jaren 1960 stootte men op een discrepantie in verband met de massa van Cepheïden (en de afstandsbepaling). Het grote verschil tussen de twee theorieën was een ernstig probleem. De theorie die voorspelde dat het pulserende sterren waren kwam een waarde uit die dertig percent lager lag dan de massa voorspeld met de theorie van sterevolutie. Op 25 november 2010 werd de oplossing voor dit probleem gepubliceerd in het tijdschrift Nature, door een team rond Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chili en Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen). Het team bestudeerde de onderlinge bedekkingen van een Cepheïde en een andere ster die samen een bedekkingsveranderlijke dubbelster vormden. Zo kon de massa van de Cepheïde zeer nauwkeurigheid bepaald worden en kon men één theorie schrappen. Het dispuut werd beslecht in het voordeel van het pulserend model. De resultaten werden mede bepaald met het HARPS-instrument op de 3,6-m ESO-telescoop.

De dubbelster kreeg de naam OGLE-LMC-CEP0227. De variabele in het paar in de Grote Magelhaense Wolk heeft een periode van 3,8 dagen en ze draaien rond elkaar in 310 dagen. De massa van die Cepheïde is nu tot op ongeveer één procent bekend en komt exact overeen met de voorspelling van de stellaire pulsatietheorie. De onderzoekers denken dat zij met zulke dubbelsterren uiteindelijk in staat zullen zijn om de afstand tot de Grote Magelhaense Wolk tot op één procent nauwkeurig vast te stellen. Dat laatste zou in een zeer belangrijke verbetering van de kosmische afstandsschaal resulteren.

Cepheïden zijn dus enorm belangrijk in het bepalen van afstanden in het heelal, wat een bijzonder moeilijke bezigheid is.