In der Astronomie kennt man Sterne, die regelmäßig ihre Helligkeit verändern. Ein spezielle Klasse dieser so genannten Veränderlichen sind die Cepheiden.

Periodisches Ausdehnen und Zusammenziehen dirigiert die Sternhelligkeit

Der Prototyp der Cepheiden heißt genau gesagt Delta-Cephei und befindet sich im Sternbild Cepheus (auch Kepheus). Diese Sterne wurden 1912 von der Astronomin Henrietta S. Leavitt entdeckt. Ebenso wie die RR Lyrae Sterne sind die Cepheiden Pulsationsveränderliche, die eine charakteristische Perioden-Leuchtkraft-Beziehung aufweisen. D.h. man kennt automatisch aus der Messung der Helligkeitsvariationsperiode die absolute Leuchtkraft. Mit der beobachteten Leuchtkraft, der scheinbaren Helligkeit, folgt über das Distanzmodul die Entfernung. Daher sind Cepheiden sehr gute Standardkerzen: sie sind gute Entfernungsindikatoren bis knapp zum Virgo-Galaxienhaufen (Entfernung 23 Mpc) und dienen so auch der Entfernungsbestimmung extragalaktischer Systeme.
Da sie intrinsisch viel heller sind als RR Lyrae Sterne, kann man sie auch bei viel größeren Entfernungen als Distanzmesser verwenden. Cepheiden werden in klassische Typ-I-Cepheiden (vergleichbar Delta-Cephei) und Typ-II-Cepheiden (eher wie W Virginis Sterne) unterschieden: Typ-I ist ebenso Population I, also jüngere Sterne, die sich in der galaktischen Scheibe befinden. Dagegen findet man Typ-II nur in den galaktischen Halos, in den Kugelsternhaufen, wie auch die RR Lyrae Sterne.

Ursachen im Sterninnern

Alle diese Pulsationsveränderliche findet man im Hertzsprung-Russell-Diagramm auf dem Instabilitätsast, oberhalb der Hauptreihe. Die Brennphasen sind auf diesem Ast instabil, so dass die Zustandsgrößen des Sterns und schließlich auch seine Helligkeit variieren.
Die Pulsation der Cepheiden kann modelliert werden, indem man eine stehende Schallwelle annimmt die durch das Sterninnere propagiert und am Kern sowie der Sternoberfläche reflektiert wird. Die Schallgeschwindigkeit ist generell abhängig von der Temperatur und der Masse der Spezies, die sie überträgt. Infolgedessen variiert die Schallgeschwindigkeit im Sterninnern. Diese einfachen Modelle führen bereits auf simple Perioden-Leuchtkraft-Beziehungen, die mit Cepheidenbeobachtungen verglichen werden können.