ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิก เป็นดาว แปรแสงเซเฟอิด ชนิดหนึ่งพวกมันเป็นดาวแปรแสง อายุน้อย ในกลุ่มประชากรที่ 1 ที่แสดง การเต้นเป็นจังหวะรัศมีอย่างสม่ำเสมอด้วยคาบเวลาตั้งแต่เศษเสี้ยวของวัน^{[ 1 ] [ 2 ]}ถึงหลายสัปดาห์ และแอมพลิจูด ที่มองเห็นได้ ตั้งแต่ไม่กี่ส่วนสิบของแมก นิจูดไป จนถึงประมาณ 2 แมกนิจูด ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกยังเป็นที่รู้จักในชื่อ ดาวแปรแสงเซเฟอิดกลุ่มประชากรที่ 1 ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภทที่ 1และดาว แปรแสงเซเฟอิดเดลต้า

มี ความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างความสว่างและคาบการเต้น ของดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิก ^{[ 3 ] [ 4 ]}ทำให้ดาวแปรแสงเซเฟอิดเป็นมาตรฐานเทียน ที่ใช้ได้จริง ในการกำหนดมาตราส่วนระยะทางของกาแล็กซีและนอกกาแล็กซี [ ^{5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] การ} สังเกตการณ์ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) ทำให้สามารถกำหนดข้อจำกัดที่ชัดเจนยิ่งขึ้นเกี่ยวกับ กฎของฮับเบิลซึ่งอธิบายอัตราการขยายตัวของเอกภพที่สังเกตได้ [ ^{5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] นอกจาก}นี้ ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกยังถูกนำมาใช้เพื่อชี้แจงลักษณะหลายประการของกาแล็กซีของเรา เช่น โครงสร้าง แขนกังวล ในท้องถิ่น และระยะห่างของดวงอาทิตย์จากระนาบกาแล็กซี^{[ 7 ]}

ดาวแปร แสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกประมาณ 3,600 ดวงเป็นที่รู้จักในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 11 ]}เกือบหมื่นดวงเป็นที่รู้จักในเมฆแมเจลแลนโดยมีการค้นพบอีกหลายร้อยดวงในกาแล็กซีอื่นๆ^{[ 12 ]}กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้ระบุดาวแปรแสงเซเฟอิดบางดวงในNGC 4603ซึ่งอยู่ห่างออกไป 100 ล้าน ปีแสง^{[ 13 ]}

ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 4–20 เท่า^{[ 14 ]}และมีความสว่างมากกว่าประมาณ 1,000 ถึง 50,000 เท่า (มากกว่า 200,000 เท่าสำหรับV810 Centauri ที่ผิดปกติ ) ^{[ 15 ]}ในทางสเปกโทรสโกปี พวกมันเป็นดาวยักษ์สว่างหรือดาวยักษ์สว่างน้อยในกลุ่มสเปกตรัม F6–K2 อุณหภูมิและประเภทสเปกตรัมจะเปลี่ยนแปลงไปตามการเต้นของแสง รัศมีของพวกมันมีขนาดประมาณไม่กี่สิบถึงไม่กี่ร้อยเท่าของดวงอาทิตย์ ดาวแปรแสงเซเฟอิดที่สว่างกว่าจะมีอุณหภูมิต่ำกว่า มีขนาดใหญ่กว่า และมีคาบการโคจรที่ยาวนานกว่า นอกจากอุณหภูมิที่เปลี่ยนแปลงแล้ว รัศมีของพวกมันยังเปลี่ยนแปลงไปในแต่ละรอบการโคจร (เช่น ประมาณ 25% สำหรับคาบการโคจรที่ยาวนานกว่าl Car ) ส่งผลให้ความสว่างเปลี่ยนแปลงได้ถึงสองแมกนิจูด การเปลี่ยนแปลงความสว่างจะเด่นชัดมากขึ้นที่ความยาวคลื่นที่สั้นกว่า^{[ 16 ]}

ดาวแปรแสงเซเฟอิดอาจสั่นไหวในโหมดพื้นฐานโหมดโอเวอร์โทนแรกหรือโหมดผสมซึ่งพบได้น้อย การสั่นไหวในโหมดโอเวอร์โทนที่สูงกว่าแรกนั้นหายากแต่น่าสนใจ^{[ 4 ]}เชื่อกันว่าดาวเซเฟอิดแบบคลาสสิกส่วนใหญ่เป็นดาวที่สั่นไหวในโหมดพื้นฐาน แม้ว่าจะไม่ใช่เรื่องง่ายที่จะแยกแยะโหมดจากรูปร่างของเส้นโค้งแสง ดาวที่สั่นไหวในโหมดโอเวอร์โทนจะสว่างกว่าและมีขนาดใหญ่กว่าดาวที่สั่นไหวในโหมดพื้นฐานที่มีคาบเดียวกัน^{[ 17 ]}

เมื่อดาวฤกษ์มวลปานกลาง (IMS) เริ่มวิวัฒนาการออกจากลำดับหลักมันจะข้ามแถบความไม่เสถียรอย่างรวดเร็วในขณะที่เปลือกไฮโดรเจนยังคงเผาไหม้อยู่ เมื่อแกนฮีเลียมจุดติดใน IMS มันอาจเคลื่อนที่แบบบลูลูปและข้ามแถบความไม่เสถียรอีกครั้ง ครั้งหนึ่งในขณะที่วิวัฒนาการไปสู่อุณหภูมิสูง และอีกครั้งหนึ่งวิวัฒนาการกลับไปยัง_{กิ่ง ยักษ์} เชิงเส้นกำกับ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าประมาณ 8–12  M☉จะเริ่มเผาไหม้แกนฮีเลียมก่อนที่จะถึงกิ่งยักษ์แดงและกลายเป็นยักษ์แดงแต่ก็ยังอาจเคลื่อนที่แบบบลูลูปผ่านแถบความไม่เสถียรได้ ระยะเวลาและแม้กระทั่งการมีอยู่ของบลูลูปนั้นขึ้นอยู่กับมวลความเป็นโลหะและความอุดมสมบูรณ์ของฮีเลียมของดาวฤกษ์ ในบางกรณี ดาวฤกษ์อาจข้ามแถบความไม่เสถียรเป็นครั้งที่สี่และห้าเมื่อการเผาไหม้เปลือกฮีเลียมเริ่มต้นขึ้น อัตราการเปลี่ยนแปลงของคาบของดาวแปรแสงเซเฟอิด พร้อมกับความอุดมสมบูรณ์ทางเคมีที่ตรวจพบได้ในสเปกตรัม สามารถใช้เพื่ออนุมานว่าดาวฤกษ์ดวงใดกำลังข้ามแถบความไม่เสถียร^{[ 18 ]}

ดาว แปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก ประเภท B ก่อนประมาณ B7 อาจเป็นดาว O ตอนปลาย ก่อนที่ไฮโดรเจนในแกนกลางจะหมดลง ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากและร้อนกว่าจะพัฒนาเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิดที่สว่างกว่าและมีคาบยาวกว่า แม้ว่าจะคาดการณ์ว่าดาวฤกษ์อายุน้อยในกาแล็กซีของเราเอง ที่มีโลหะใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ โดยทั่วไปจะสูญเสียมวลมากพอเมื่อถึงเวลาที่พวกมันไปถึงแถบความไม่เสถียรเป็นครั้งแรก ทำให้พวกมันมีคาบ 50 วันหรือน้อยกว่านั้น เหนือมวลระดับหนึ่ง 20–50 M☉ ขึ้นอยู่กับโลหะ ดาว_{ยักษ์}แดงจะ  วิวัฒนาการกลับไปเป็นดาวยักษ์น้ำเงินแทนที่จะวนลูปสีน้ำเงิน แต่พวกมันจะทำเช่นนั้นในฐานะดาวยักษ์เหลืองที่ ไม่เสถียร แทนที่จะเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิดที่สั่นไหวอย่างสม่ำเสมอ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะไม่เย็นตัวลงเพียงพอที่จะไปถึงแถบความไม่เสถียรและไม่กลายเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิด ที่ระดับโลหะต่ำ เช่น ในเมฆแมเจลแลน ดาวฤกษ์สามารถรักษามวลไว้ได้มากขึ้นและกลายเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิดที่สว่างกว่าและมีคาบยาวกว่า^{[ 15 ]}

โดยทั่วไปแล้ว กราฟความสว่างของดาวแปรแสงเซเฟอิดจะมีลักษณะไม่สมมาตร โดยมีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วไปจนถึงจุดสูงสุด ตามด้วยการลดลงอย่างช้าๆ ไปจนถึงจุดต่ำสุด (เช่น ดาวแปรแสงเดลต้าเซเฟอิ ) นี่เป็นผลมาจากความแตกต่างของเฟสระหว่างการเปลี่ยนแปลงของรัศมีและอุณหภูมิ และถือเป็นลักษณะเฉพาะของดาวแปรแสงแบบพัลเซเตอร์พื้นฐาน ซึ่งเป็นดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภทที่ 1 ที่พบได้บ่อยที่สุด ในบางกรณี กราฟความสว่างแบบไซน์เทียมที่ราบเรียบอาจแสดง "ส่วนนูน" ซึ่งเป็นการลดลงที่ช้าลงในช่วงสั้นๆ หรือแม้กระทั่งความสว่างที่เพิ่มขึ้นเล็กน้อย ซึ่งเชื่อว่าเกิดจากการสั่นพ้องระหว่างความถี่พื้นฐานและความถี่ที่สอง ส่วนนูนนี้มักพบเห็นได้บ่อยที่สุดบนกิ่งขาลงสำหรับดาวที่มีคาบประมาณ 6 วัน (เช่นดาวอี ตาอะควิเล ) เมื่อคาบเพิ่มขึ้น ตำแหน่งของส่วนนูนจะเคลื่อนเข้าใกล้จุดสูงสุดมากขึ้น และอาจทำให้เกิดจุดสูงสุดสองจุด หรืออาจแยกไม่ออกจากจุดสูงสุดหลัก สำหรับดาวที่มีคาบประมาณ 10 วัน (เช่น ดาวซีตาเจมิโนรัม ) ในช่วงเวลาที่ยาวนานขึ้น สามารถมองเห็นส่วนที่นูนขึ้นบนกิ่งขาขึ้นของเส้นโค้งแสง (เช่นX Cygni ) ^{[ 20 ]}แต่สำหรับช่วงเวลาที่นานกว่า 20 วัน การสั่นพ้องจะหายไป

ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกส่วนน้อยแสดงเส้นโค้งแสงแบบไซน์ที่เกือบสมมาตร ดาวเหล่านี้เรียกว่า s-Cepheid ซึ่งมักจะมีแอมพลิจูดต่ำกว่า และโดยทั่วไปจะมีคาบสั้น ส่วนใหญ่เชื่อว่าเป็นดาวแปรแสงแบบโอเวอร์โทนแรก (เช่นX Sagittarii ) หรือสูงกว่า แม้ว่าดาวประหลาดบางดวงที่เห็นได้ชัดว่าแปรแสงในโหมดพื้นฐานก็แสดงรูปร่างเส้นโค้งแสงแบบนี้เช่นกัน (เช่นS Vulpeculae ) คาดว่าดาวแปรแสงแบบโอเวอร์โทนแรกจะเกิดขึ้นเฉพาะกับคาบสั้นในกาแล็กซีของเรา แม้ว่าพวกมันอาจมีคาบที่ยาวกว่าเล็กน้อยที่ความเป็นโลหะต่ำกว่า เช่น ในเมฆแมเจลแลน ดาวแปรแสงแบบโอเวอร์โทนที่สูงกว่าและดาวแปรแสงเซเฟอิดที่แปรแสงในสองโอเวอร์โทนพร้อมกันก็พบได้บ่อยกว่าในเมฆแมเจลแลน และโดยทั่วไปจะมีเส้นโค้งแสงที่มีแอมพลิจูดต่ำและไม่สม่ำเสมอ^{[ 4 ] [ 21 ]}

เมื่อวันที่ 10 กันยายน พ.ศ. 2327 เอ็ดเวิร์ด พิกอตต์ตรวจพบความแปรปรวนของEta Aquilaeซึ่งเป็นตัวแทนที่รู้จักตัวแรกของกลุ่มดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิก อย่างไรก็ตาม ชื่อที่ใช้เรียกดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกนั้นมาจากดาวDelta Cephei ซึ่ง จอห์น กู๊ดริคค้นพบว่าเป็นดาวแปรแสงในอีกหนึ่งเดือนต่อมา^{[ 22 ]} Delta Cephei ยังมีความสำคัญเป็นพิเศษในฐานะตัวสอบเทียบสำหรับความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่าง เนื่องจากระยะทางของมันเป็นหนึ่งในระยะทางที่กำหนดได้อย่างแม่นยำที่สุดสำหรับดาวแปรแสงเซเฟอิด ส่วนหนึ่งเป็นเพราะการเป็นสมาชิกในกระจุกดาว^{[ 23 ] [ 24 ]} และความพร้อมใช้งานของ พารัลแลกซ์ที่แม่นยำจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและฮิปปาร์คอส^{[ 25 ]}

ความสว่างของดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกมีความสัมพันธ์โดยตรงกับคาบการเปลี่ยนแปลง ยิ่งคาบการเต้นของดาวนานเท่าไร ดาวก็จะยิ่งสว่างมากขึ้นเท่านั้น ความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างของดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกถูกค้นพบในปี 1908 โดยเฮนเรียตตา สวอน ลีวิตต์ในการตรวจสอบดาวแปรแสงหลายพันดวงในเมฆแมเจลแลน [ ^{26 ] เธอ}ตีพิมพ์ผลงานนี้ในปี 1912 ^{[ 27 ]}พร้อมหลักฐานเพิ่มเติม เมื่อความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างได้รับการสอบเทียบแล้ว ความสว่างของดาวแปรแสงเซเฟอิดที่มีคาบเป็นที่ทราบก็สามารถกำหนดได้ จากนั้นจึงหาระยะทางจากความสว่างที่ปรากฏ ความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างได้รับการสอบเทียบโดยนักดาราศาสตร์หลายคนตลอดศตวรรษที่ 20 เริ่มต้นด้วยเฮิรตสปรุง [ ^{28 ] การ}สอบเทียบความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างนั้นเป็นปัญหา อย่างไรก็ตาม การสอบเทียบกาแล็กซีที่มั่นคงได้รับการสร้างขึ้นโดยเบเนดิกต์และคณะ ในปี 2007 โดยใช้พารัลแลกซ์ HST ที่แม่นยำสำหรับดาวแปรแสงเซเฟอิดคลาสสิกใกล้เคียง 10 ดวง^{[ 29 ]}นอกจากนี้ ในปี 2008 นักดาราศาสตร์ ESOได้ประมาณระยะทางไปยังดาวแปรแสงเซเฟอิดRS Puppis ด้วยความแม่นยำภายใน 1% โดยใช้แสงสะท้อนจากเนบิวลาที่ดาวแปรแสงดวงนี้ฝังตัวอยู่^{[ 30 ]}อย่างไรก็ตาม การค้นพบครั้งหลังนี้ได้รับการถกเถียงกันอย่างกว้างขวางในเอกสารทางวิชาการ^{[ 31 ]}

ความสัมพันธ์เชิงทดลองต่อไปนี้ ระหว่างคาบ Pของดาวแปรแสงเซเฟอิดชนิดที่ 1 และค่าความสว่างสัมบูรณ์ เฉลี่ย M _v ของมัน ได้มาจากการคำนวณพารัลแลกซ์ตรีโกณมิติ จาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล สำหรับดาวแปรแสงเซเฟอิดใกล้เคียง 10 ดวง:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$^{[ 29 ]}

โดยที่Pวัดเป็นวัน

ความสัมพันธ์ต่อไปนี้สามารถใช้ในการคำนวณระยะทางdไปยังดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกได้เช่นกัน:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(VI)+10.52\,}$^{[ 29 ]}

หรือ

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(VI)+10.48\,}$^{[ 32 ]}

IและVแทนค่าความสว่างเฉลี่ยปรากฏในย่านอินฟราเรดใกล้และย่านแสงที่มองเห็นได้ ตามลำดับ ระยะทางdมีหน่วยเป็น พาร์เซก

ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกที่มีความสว่างปรากฏต่ำกว่า 0.5 แมกนิจูด เส้นโค้งแสงไซน์ที่เกือบสมมาตร และคาบสั้น ได้รับการกำหนดให้เป็นกลุ่มแยกต่างหากที่เรียกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดที่มีความสว่างน้อย พวกมันได้รับชื่อย่อว่า DCEPS ใน GCVS โดยทั่วไปแล้วคาบจะน้อยกว่า 7 วัน แม้ว่าจุดตัดที่แน่นอนจะยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 33 ]}คำว่า s-Cepheid ใช้สำหรับดาวแปรแสงเซเฟอิดที่มีความสว่างน้อยและมีคาบสั้นที่มีเส้นโค้งแสงไซน์ ซึ่งถือว่าเป็นดาวแปรแสงแบบโอเวอร์โทนแรก พวกมันพบได้ใกล้ขอบสีแดงของแถบความไม่เสถียร ผู้เขียนบางคนใช้ s-Cepheid เป็นคำพ้องความหมายสำหรับดาว DCEPS ที่มีความสว่างน้อย ในขณะที่คนอื่นๆ ชอบที่จะจำกัดไว้เฉพาะดาวแบบโอเวอร์โทนแรกเท่านั้น^{[ 34 ] [ 35 ]}

ดาวแปรแสงเซเฟอิดที่มีแอมพลิจูดเล็ก (DCEPS) ได้แก่PolarisและFF Aquilaeแม้ว่าทั้งสองอาจจะสั่นในโหมดพื้นฐานก็ตาม ดาวแปรแสงโอเวอร์โทนแรกที่ได้รับการยืนยัน ได้แก่BG CrucisและBP Circini ^{[ 36 ] [ 37 ]}

ความไม่แน่นอนหลักๆ ที่เกี่ยวข้องกับมาตราส่วนระยะทางเซเฟอิด ได้แก่ ลักษณะของความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างในแถบความถี่ต่างๆ ผลกระทบของความเป็นโลหะต่อทั้งจุดศูนย์และความชันของความสัมพันธ์เหล่านั้น และผลกระทบของการปนเปื้อนทางโฟโตเมตริก (การผสมผสาน) และกฎการดูดกลืนแสงที่เปลี่ยนแปลง (โดยทั่วไปไม่ทราบ) ต่อระยะทางเซเฟอิดแบบคลาสสิก หัวข้อเหล่านี้ทั้งหมดมีการถกเถียงกันอย่างแข็งขันในเอกสาร^{[ 6 ] [ 9 ] [ 15 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ] [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

ปัญหาที่ยังไม่ได้รับการแก้ไขเหล่านี้ส่งผลให้ค่าอ้างอิงของค่าคงที่ฮับเบิลมีค่าอยู่ระหว่าง 60 กม./วินาที/Mpc และ 80 กม./วินาที/ Mpc [ ^{5 ] [ 6 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] การ}แก้ไขความคลาดเคลื่อนนี้เป็นหนึ่งในปัญหาสำคัญที่สุดในทางดาราศาสตร์ เนื่องจากพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยาของเอกภพอาจถูกจำกัดโดยการกำหนดค่าคงที่ฮับเบิลที่แม่นยำ^{[ 8 ] [ 10 ]}

ดาวแปรแสงเซเฟอิดคลาสสิกหลายดวงมีการเปลี่ยนแปลงที่สามารถบันทึกได้ด้วย การสังเกต ด้วยตาเปล่า แบบฝึกฝนในแต่ละคืน รวมถึงต้นแบบDelta CepheiทางเหนือสุดZeta GeminorumและEta Aquilae ซึ่งเหมาะสำหรับการสังเกตใกล้เขตร้อน (ใกล้สุริยวิถีและจักรราศี) และ Beta Doradusทางใต้สุดสมาชิกในกลุ่มที่ใกล้ที่สุดคือดาวเหนือ ( Polaris ) ซึ่งระยะทางยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ และความแปรผันในปัจจุบันอยู่ที่ประมาณ 0.05 แมกนิจูด^{[ 8 ]}

• ตัวแปร RR Lyrae
• การเต้นของดาวฤกษ์
• เซเฟอิดชนิดที่ 2

• มาตราส่วนระยะทางเซเฟอิด: ประวัติความเป็นมา โดย นิค อัลเลน
• รายชื่อดาวแปรแสงเซเฟอิดคลาสสิกในคลังข้อมูลการวัดแสงและความเร็วเชิงรัศมีของดาวแปรแสงเซเฟอิดของมหาวิทยาลัยแมคมาสเตอร์ เก็บถาวรเมื่อ 2021-10-08 ที่Wayback Machine
• สมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกา
• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – Classical Cepheids