Bir Sefeid , Güneş'ten 4 ila 15 kat daha büyük ve 100 ila 30.000 kat daha parlak, 1 ila 135 gün arasında iyi tanımlanmış bir süre boyunca parlaklığı 0.1 ila 2 kadir arasında değişen değişken , sarı dev veya üstdev bir yıldızdır . değişken yıldız adını alır . Takımyıldız Cepheus'un yıldızını oluşturan prototipin adını aldılar . Kutup Yıldızı (- bkz onun parlaklığı bu değişim için herhangi bir açıklama ile, istikrarlı haline geldiğini ortaya 1994 yılına kadar en az bir Sefeid olan Alfa Ursae Minoris ).
Cepheidlerin arketipi, Cephé takımyıldızındaki δ Cephei'dir. John Goodricke tarafından değişken olduğu keşfedildi .1784.
Gibi erken 1897 , Michel Luizet gelen Lyon Rasathanesi , incelenen değişken yıldızlı; kredisine 60.000'den fazla gözlem ile. "Çift yıldız olarak kabul edilen Sepheidler, değişen yıldız δ Cepheus'un bir monografisi ile" üzerine bir tez sundu. Henrietta Leavitt , 1910-1920 yıllarında Harvard Üniversitesi'nde Macellan bulutlarının Cepheidlerini sınıflandırır . Sefeidlerin dönemlerinin parlak oldukları kadar daha da büyük olduğunu fark eder. Değişim periyodunu (iki maksimum veya minimum arasındaki süre) bu yıldızların görünür parlaklıklarının ortalamasına ve dolayısıyla mutlak parlaklıklarına bağlayan bir ilişki bulur , çünkü aralarındaki yıldızların bulut içindeki mesafesi ihmal edilebilir. Dünya'dan uzaklıklarına. Bu nedenle, bu cephelerden birinin mesafesini ölçmek (örneğin paralaks yöntemiyle ), periyotları ile mutlak parlaklıkları arasında genel bir ilişki elde etmek ve gözlenen diğer herhangi bir cepheidin mesafesini belirlemek yeterlidir. Bu ölçüm ilk olarak 1916'da Harvard Üniversitesi'nde Henrietta Leavitt'in keşfini tamamlayan Harlow Shapley tarafından yapıldı. Bu tarihten itibaren, Cepheidler, Evrendeki giderek daha uzak yıldızların veya galaksilerin mesafesini ölçmek için bir referans haline geldi. Ne yazık ki, bu yöntem, bir galakside bulunan bir yıldızın gözlemlenebileceği maksimum mesafe ile sınırlıdır.
Yeni, hem daha gelişmiş yapısı Sun , bir Cepheid reaksiyonlarına da ışık enerjisini borçlu nükleer füzyon orta bölgesinde dönüşümü helyum içine karbon . Parlaklıktaki varyasyonların ilk açıklamasını Arthur Eddington'a (1926) borçluyuz . Yıldızın dış kısmı, gaz basıncı ve yerçekimi ile ilgili kuvvetlerin kendi kendine devam eden dengesizliği nedeniyle dönüşümlü olarak büzülür ve genişler . Bu hareketlere parlaklıktaki periyodik değişimden sorumlu sıcaklık değişiklikleri eşlik eder. Bir cepheidin parlaklık değişim periyodu, bir basınç dalgasının yıldızın merkezinden yüzeyine yayılması için geçen sürenin yaklaşık iki katını temsil eder ; dalganın geçtiği ortamın durumuna bağlıdır ve bu nedenle yıldızın iç yapısı hakkında değerli bir bilgi kaynağı oluşturur. Sefeidler iki popülasyona ayrılır: tip I ve tip II
Klasik Cepheidler olarak da adlandırılan Tip I Cepheidler, darbe periyodu birkaç günden birkaç haftaya kadar değişen popülasyon I yıldızlarıdır .
II . popülasyonun yıldızlarından kaynaklanan sefeidlerdir , dolayısıyla daha yaşlıdırlar, metalce fakirdirler ve düşük kütlelidirler .
Sefeidler, kendilerini karakterize eden periyot-parlaklık ilişkisi sayesinde Evrendeki mesafe ölçeklerinin standartları olarak çok önemli bir rol oynarlar : Bir Sefeid ne kadar aydınlıksa, parlaklık değişim periyodu da o kadar uzun olur. Bir Cepheid'in kolayca ölçülebilen periyodunu bildiğimiz anda, periyot-parlaklık ilişkisi bu yıldızın içsel parlaklığını belirlemeyi mümkün kılar. Görünür parlaklığıyla basit bir karşılaştırma yaparak, uzaklığını ve dolayısıyla onu barındıran galaksinin mesafesini çıkarabiliriz . Formun genel bir ilişkisi:
5 × log 10 d = M V + a × log 10 P - b × ( M V - M I ) + cBu mesafe, anlamak için yapar d eksprese edilen bir klasik Cepheid ait parseklik onun süresi gelen P ve belirgin büyüklük M I yakınındaki kızılötesi ( I bandı ) ve M V de görünür ışık . a , b ve c katsayılarının birkaç deneysel değeri yayınlanmıştır:
( a ; b ; c ) = (3.34; 2.45; 7.52), ( a ; b ; c ) = (3.34; 2.58; 7.50), ( a ; b ; c ) = (3.37; 2.55; 7.48).Çok parlak, çok uzaktan görülebilen Cepheidler , Hubble Uzay Teleskobu sayesinde artık bizimki dışındaki galaksilerde yaklaşık 80 milyon ışıkyılı mesafelere kadar tespit edilebiliyor . Bu uzaklık belirlemeleri , Evrenin genişleme hızını ölçen Hubble sabitinin değerinin hesaplanmasında esastır . Hassas nokta, Galaksimizde bulunan en az birkaç Cepheid'in mesafesini kesin olarak bağımsız olarak belirlemeyi gerektiren dönem-parlaklık ilişkisinin mutlak kalibrasyonunda yatmaktadır .
Ayrıca periyot-parlaklık ilişkisinden bir Sefeid'in parlaklığını belirlediğimizde, galaksilerin ve dolayısıyla içerdikleri Sefeidlerin kimyasal bileşimleri bakımından aynı değil, farklı oldukları bilinmelidir. Son yıllarda iki komşu gökada, Macellan bulutlarında tespit edilen çok sayıda Sefeid'in analiziyle ortaya çıkan şey budur .
Cepheidlerin parlaklığının ölçümü , bir yıldızın uzaklığını belirlemek için mevcut birçok yöntemden birini oluşturur .