Cepheidid on väga heledate muutlike tähtede liik, mille heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel on tugev otsene seos. See seos, tuntud kui Leavitti seadus (period-heleduse seos), võimaldab cepheididel toimida tähtsate standardküünalde rollis: kui mõõdetakse tähe periood, saab selle järgi hinnata tähe absoluutset heleduse (luminoosust) ja sealt edasi kaugust. Seetõttu on cepheidid keskse tähtsusega nii galaktiliste kui ka ekstragalaktiliste kaugusskaalade mõõtmisel ning kosmilise suurusejärjestuse (nt Hubble'i konstandi) määramisel.

Cepheidide pulsatsioon on põhjustatud peamiselt niinimetatud κ-mehhanismist (kerge ioniseerumise piirkondades tekkiv opaciteedi kõikumine, eriti topeltioniseeritud heeliumi piirkonnas), mille tõttu tähed laienevad ja kokku tõmbuvad. Pulsatsiooni ajal muutub tähe spektritüüp tavaliselt F- kuni K-tüübi vahel ja heleduse amplituud võib optilises valguses olla kuni paar magnituudi. Cepheidid võivad püsida fundamentaalrežiimil või esioonele (overtone) pulsatsioonil; nende valguskurvidel on iseloomulikud kalded ja asümmeetria, mis aitab režiimi ära tunda.

Peamised tüübid

Cepheidid jagunevad mitmesse rühma, mis erinevad nii vanuse, massi, keemilise koostise kui ka evolutsioonistaadiumi poolest:

  1. Klassikalised tsefeiidid
    Klassikalised (I tüüpi) cepheidid on nooremad, massiivsemad ja metallirikamad Populatsiooni I tähed. Nende perioodid jäävad enamasti vahemikku ~1–100 päeva. Neid leidub peamiselt spiraalgalaktikate noortes piirkondades ja nad on kõige tähtsamad standardküünlad kauguste mõõtmisel välisgalaktikates.
  2. II tüüpi tsefeiidid
    II tüüpi cepheidid on vanemad ja madalama massiga Populatsiooni II tähed, tavaliselt leitud galaktikate halo piirkondades ja tähtede kogumikes. Nende period-heleduse seos erineb klassikalistest (nad on sama perioodi juures nõrgemad/madalama luminoossusega). II tüüpi alamgrupid sisaldavad BL Her-, W Virginis- ja RV Tauri tüüpi muutujaid (erinevad perioodi- ja evolutsiooninäitajad).
  3. Anomaalsed tsefeiidid
    Anomaalsed cepheidid on eredamad kui teised sarnase perioodiga vanemad tähed ja esinevad sageli väikeses sorme- või kääbusgalaktikates. Nende päritolu võib olla seotud kahekomponendilise evolutsiooniga või eripärase massiga; need ei sobi alati otse klassikalise P–L seose alla.
  4. Kääbuskefeidid
    Kääbuskefeidid (ingl k dwarf cepheids; näiteks SX Phoenicis tüüpi) on madala massi ja lühikeste (tundides mõõdetavate) perioodidega pulsatsioonitähed. Neid leidub sageli vanemates süsteemides nagu galaktilised halo ja globulaarsed parved ning nende kasutus kaugusemääramisel on piiratum, kuid nad on olulised stellaarevolutsiooni uurimisel.

Olulised kasutusalad ja kalibreerimine

Period-heleduse seose kalibreerimiseks kasutatakse mitmeid meetodeid: täpsed Hubble'i kosmositeleskoobi/Hipparcose parallaksid, liikuvus- ja spektraalanalüüs (Baade–Wesselink meetod), ning cepheidide kuuluvus tuntud kaugusega tähtede kogumitesse. Tugev kalibreerimine on hädavajalik, sest cepheidid moodustavad astme ülemise osa kosmilise vahemaa-astepuu (distance ladder), mis omakorda mõjutab Hubble'i konstandi ja seega universumi paisumise kiiruse määramist.

Praktiliselt võimaldab cepheidide kasutamine määrata täpselt kaugusi kuni mitme kümne megaparseci ulatuses (sõltuvalt teleskoobi tundlikkusest), mistõttu neid kasutatakse sageli galaktikate sirviste lähteobjektidena ja supernoova tüübi Ia kaugusekalibreerimiseks.

Ajalugu ja näited

Esimese teadaoleva cepheid-tähe leidis John Goodricke 1784. aastal: Delta Cephei Cepheuse tähtkujus. Delta Cephei on eriti oluline näide, sest tema kaugus on väga hästi teada — osaliselt seetõttu, et ta asub tähtede kogumikus, ning tänu täpsetele Hubble'i kosmositeleskoobi/Hipparcose parallaksidele. Sellised hästi kalibreeritud näited on olnud võtmetähtsusega period-heleduse seose täpsustamiseks ja cepheidide usaldusväärseks kasutamiseks kosmiliste kauguste mõõtmisel.

Kokkuvõte: cepheidid on heledad pulsatsioonitähed, mille periodi ja heleduse vaheline seos teeb neist väga väärtuslikud standardküünlad. Erinevad alamrühmad (klassikalised, II tüüpi, anomaalsed, kääbuskefeidid) peegeldavad erinevaid evolutsiooniradu ja keemilist koostist ning neid tuleb kauguste määramisel õigesti eristada ja kalibreerida.