Bei Veränderlichen Sternen des Typs DELTA CEPHEI, benannt nach dem hellen Prototypen im Sternbild Cepheus, handelt es sich um sehr regelmäßig pulsierende weiße bis gelbe Riesen bis Überriesen mit einer großen absoluten visuellen Helligkeit (Mv), wobei die Pulsation - stark vereinfacht ausgedrückt - durch zwei entgegengesetzte Effekte - nämlich Kontraktion (Schwerkraft) und Expansion (Gasdruck) im Zusammenspiel mit Absorption, Strahlung, Dichte, Aufheizung und Abkühlung verursacht wird. All diese Faktoren zusammen erzeugen einen bestimmten physikalischen Prozess, der als "Kappa-Mechanismus" bezeichnet wird und dieser Vorgang bewirkt damit gewissermaßen ein "rythmisches Schwingen" der Sternatmosphäre. Neben der Helligkeit variieren damit auch andere Zustandsgrößen während eines Pulsationszyklus wie etwa Temperatur - mit gleichzeitiger Änderung des Spektraltyps und auch der Radius verändert sich periodisch.

DCEP-Sterne, oder auch Cepheiden genannt, besitzen etwa 3 bis 16 Sonnenmassen bei 10 - 150 Sonnenradien und pulsieren mit Perioden von 1 bis 70 Tagen. Im bekannten Hertzsprung-Russell-Diagramm findet man diese Veränderlichen oberhalb der Hauptreihe auf dem sogenannten "Instabilitätsast", oder etwas flapsiger ausgedrückt; in dem Gebiet in dem der "Sternenmotor" nicht konstant und ruhig vor sich hin brennt. Auf die immens wichtige Rolle der Cepheiden bei der Entfernungsbestimmung mittels der "Perioden-Leuchtkraft-Beziehung" sei an dieser Stelle nur kurz hingewiesen.

Um eine komplette Lichtkurve zu erhalten, wird jede Nacht eine Helligkeitsschätzung vorgenommen - Vergleichssternhelligkeiten sind nicht nötig, da mit der Argelanderschen Stufenschätzmethode beobachtet werden kann. Wer will, kann natürlich mit Vergleichssternhelligkeiten arbeiten und die Helligkeit direkt schätzen.

Der Beobachtungszeitpunkt sollte im Julianischen Datum mit 2 Nachkommastellen notiert werden (etwa JD 2454354,42 für 10. Sept. 2007, 23:05 MEZ). Sind nun etwa 40 - oder besser noch mehr - Beobachtungen beisammen, so kann man sich an die Auswertung der aufgezeichneten Beobachtungsdaten machen. Da aber unsere Beobachtungen ziemlich sporadisch über einen Zeitraum von einigen Monaten verteilt sind, müssen wir uns einen Zeitpunkt - den Reduktionszeitpunkt - aussuchen, auf dem wir die angefallenen Beobachtungen zu einem einheitlichen Bild zusammenfügen können. Es empfiehlt sich, einen Zeitpunkt zu wählen, der etwa in der Mitte des Beobachtungszeitraums liegt und eine hohe Beobachtungsdichte aufweist. Dazu muß nun etwas gerechnet werden und es werden die Lichtwechselelemente für den Cepheiden benötigt. Diese Daten können dem BAV-Circular entnommen werden. Liegt nun die Beobachtung vor dem Reduktionszeitpunkt, addiert man die Periode so oft zu jeder Beobachtung bis man zeitlich näher als eine Periode vom Reduktionszeitpunkt entfernt ist. Das gleiche gilt dann auch für Beobachtungen nach dem Reduktionszeitpunkt, nur wird jetzt subtrahiert. Das mag kompliziert klingen, ist es aber nicht - und vertreibt einem die Zeit bei Regenwetter und bewölktem Himmel. Dem Zeichnen einer Lichtkurve steht nun nichts mehr im Wege, etwa auf Millimeterpapier. Dazu empfiehlt sich folgender Maßstab: Ein Tag = 1cm und eine Stufe = 0,5cm. Das Zeichnen der Lichtkurve kann man aber auch einem Tabellenkalkulationsprogramm wie z.b. Excel überlassen.

Cepheiden werden völlig zu Unrecht beobachterisch vernachlässigt, daher ist jedes gute Maximum zur Periodenkontrolle willkommen.


Eine weitere Beschreibung der Eigenschaften der Cepheiden ist über den nebenstehenden Link zu finden.

Über den folgenden Link ist eine schematische Beschreibung der unterschiedlichen Formen des Lichtwechsels nachzulesen.