Cepheide

En Cepheid stjerne, er en stjerne med en pulserende lysstyrker, der er afhængig af stjernens størrelse. Jo større stjernen er, jo længere varer perioden. Perioden er så fast at man kan stille sit ur efter det, derfor er en cepheid stjerne god til, at bruge som et ”standard candle” til at beregne afstanden til dens galakse.

Beskrivelse

Den første cepheide stjerne blev opdaget i 1784 af John Goodricke. Stjernen var nr. 4 stjerne i stjernebilledet Cepheus, og hed delta-cephei, deraf navnet cepheide stjerner.

I 1912 formulerede Henrietta Swan Leavitt matematiske formler til at bestemme størrelsen, og afstanden til jorden, af cepheide stjerner. Stjernernes pulsering er meget stabil, og jo større en stjerne er, jo længere vare en periode. Pulseringen kommer af ionisering af stjernens atmosfæriske helium, der lukker lyset inde. Derefter udvider stjernen sig, og det ioniserede helium begynder, at deionisere, og lukker derved op for lyset igen. Jo større stjernen er, jo længere tid tager det for heliumet at ionisere og deionisere. Cepheide stjerner typisk omkring 1000 til 10.000 gange stærkerer end vores sol.

Matematiske formler

Afstandformlen

Når man skal finde afstanden til en stjerne skal man både kende den tilsyneladende størrelsesklasse (m) og den absolutte størrelsesklasse (M). Hvis man kender disse to variabler kan man finde længden ved hjælp af denne formel:

m - M = 5 * logD - 5

Da m er den tilsyneladende st�ørrelsesklasse og bare kan m�åles er den ikke noget problem at bestemme. Det er den absolutte størrelsesklasse M som normalt er den sværre at finde, men sådan er det ikke med cepheide stjerner.

Absolutte størrelsesklasse hos cepheide stjerner

Den absolutte størrelsesklasse er den størrelsesklasse som en stjerne ville have hvis den lå 10 parsec fra jorden. For er cepheid stjerne er den:

M = 2,78 * log(p) - 1,35

Her er p perioden for stjernens pulser.