Inom astronomi är Cepheidvariabler variabla stjärnor vars ljusstyrka ändras under en viss period på ett karakteristiskt, regelbundet sätt. Normalt balanseras det utåtriktade trycket från kärnfusion i en stjärnas centrum av trycket inåt på grund av stjärnans gravitation och stjärnan förblir på en konstant storlek och ljusstyrka. Variabla stjärnor går igenom en cykel av expansion och sammandragning som påverkar deras ljusstyrka. I Cepheidvariabler ökar cykelns längd med stjärnans ljusstyrka på ett förutsägbart sätt, så att när perioden mäts kan astronomer se Cepheidens faktiska ljusstyrka, och utifrån dess skenbara ljusstyrka på jorden, beräkna hur långt det är. Dessa variabla stjärnor är ett viktigt verktyg för att mäta avstånden till andra galaxer.
Man tror att dessa stjärnor expanderar och drar ihop sig i en regelbunden cykel på grund av egenskaperna hos helium, som de innehåller i stora mängder. När helium är helt joniserat är det mindre genomskinligt för elektromagnetisk strålning, vilket gör att det värms upp och expanderar. När den expanderar kyls den och blir mindre joniserad, absorberar mindre värme och drar ihop sig. Detta resulterar i ett regelbundet mönster av expansion och kontraktion, med parallella variationer i ljusstyrka, med en period som sträcker sig från en till cirka 50 dagar.
Det finns två huvudtyper av Cepheidvariabler. Typ I, eller klassiska cepheider, är relativt unga, starkt lysande stjärnor, som innehåller en relativt stor andel tyngre grundämnen, vilket indikerar att de bildades i områden där dessa grundämnen skapades av supernovaexplosioner av äldre stjärnor. Cepheider av typ II är äldre, mindre lysande stjärnor som är låga i tunga element. Det finns också anomala cepheider, som har mer komplexa cykler, och dvärgcepeider. Klassiska cepheider är, på grund av sin större ljusstyrka och enkla, regelbundna cykler, mer användbara för astronomer för att bestämma galaktiska avstånd.
De regelbundna variationerna i ljusstyrka och det fasta förhållandet mellan ljusstyrka och cykellängd upptäcktes av astronomen Henrietta Leavitt 1908 när hon studerade dessa stjärnor i det lilla magellanska molnet, en liten galax nära vår egen. Termen Cepheidvariabler kommer från en av stjärnorna som Leavitt studerade, kallad delta Cephei. Eftersom det var möjligt att bestämma den faktiska ljusstyrkan för en Cepheidvariabel från dess period, var det också möjligt att bestämma dess avstånd från det faktum att mängden ljus som når jorden är omvänt proportionell mot avståndet till källan. Sådana föremål med känd ljusstyrka är kända som ”standardljus”.
Jämförelse av resultaten av dessa beräkningar för Cepheidvariabler inom vår egen galax med avstånd beräknade med parallax bekräftade att metoden fungerade. Cepheider av typ I är upp till 100,000 13 gånger så ljusa som solen. Det betyder att de kan upptäckas, med teleskop baserade på jorden, i andra galaxer upp till cirka 56 miljoner ljusår bort. Rymdteleskopet Hubble kunde upptäcka dessa stjärnor på ett avstånd av 20 miljoner ljusår. Cepheidvariabler gav en bekräftelse, tidigt på XNUMX-talet, att universum sträckte sig långt bortom vår egen galax, som bara var en av många.
Dessa stjärnor gav också de första starka bevisen på att universum expanderar. År 1929 jämförde Edwin Hubble mätningar av avstånden till ett antal galaxer, erhållna med hjälp av Cepheidvariabler, och rödförskjutningsmätningar, som indikerade hur snabbt de avtog från oss. Resultaten visade att hastigheterna med vilka galaxerna drog sig tillbaka var proportionella mot deras avstånd, och ledde till formuleringen av Hubbles lag.