Betrachtet man einmal ein Hertzsprung-Russell-Diagramm für Veränderliche Sterne, so fällt einem ein dicker Streifen auf, der sich durch das ganze Diagramm zieht, der Instabilitätsstreifen. Auf diesen Streifen sind die Pulsationsveränderlichen zu Hause.
Dies sind Sterne die in regelmäßigen Rhythmus ihren Radius, ihre Temperatur und ihre Helligkeit ändern. Die Ursache dafür ist der Kappa-Mechanismus, den ich an dieser Stelle kurz erklären will. Tritt eine Störung des physikalischen Zustandes des Gases in den Sternaußengebieten auf, die zu einer geringen Kontraktion oder Expansion des Sterns führt, ändert sich die Absorbtionsfähigkeit der Sternmaterie so stark, daß die Bewegung nicht rückgängig gemacht, sondern sogar noch verstärkt wird. Steigt bei einer Kontraktion die Absorbtionsfähigkeit des Gases an, werden Druck und Temperatur dermaßen gesteigert, daß eine verstärkte Expansion verursacht wird. Die Expansion erfolgt über die Gleichgewichtslage hinaus, so daß die Absorbtionsfähigkeit und somit auch Temperatur und Druck sinken. Durch den niedrigen Druck erfolgt nun wieder eine Kontraktion unter dem Einfluß der Schwerkraft über den Gleichgewichtszustand hinaus. Die Schwingung wird zwar gedämpft, die Umwandlung von Strahlungsenergie in Schwingungsenergie ist aber so groß, daß die Schwingungsamplitude wächst bis sich ein Gleichgewicht zwischen Energiezufuhr und Dämpfung eingestellt hat.

Die bekannteste Klasse der Pulsationsveränderlichen sind die Cepheiden oder Delta-Cephei-Sterne. Der namensgebende Stern ist Delta Cep, ein Stern mit einer visuellen Helligkeit, die zwischen 3,9-5,1 mag liegt. Cepheiden sind von ihrer Häufigkeit her eher selten, da es sich aber zumeist um Überriesen handelt, kann man sie noch bis in große Entfernung sehen. In unserer Milchstraße gibt es rund 1000 dieser Gebilde. In den Lichtkurven sind diese Sterne durch einen sehr steilen Anstieg und einen langsamen Abfall zum Minimum charakterisiert. Diese Schwingungen werden streng regelmäßig mit einer Periodenlänge des Lichtwechsels zwischen 1 und 100 Tagen , meist zwischen 3 bis 10 Tagen ausgeführt. Die Amplituden liegen zwischen einer halben (Periodenlänge 2 Tage) und eineinhalb Größenklassen (Periodenlänge ca. 45 Tage). Beleg dafür, daß radiale Schwingungen die Helligkeitsänderung verursachen, ist die regelmäßige Änderung der Radialgeschwindigkeit (Geschwindigkeit mit der sich die Sternoberfläche auf uns zu oder von uns weg bewegt). Stellt man Radialgeschwindigkeit, Lichtkurve und Oberflächentemperatur gegeneinander, so zeigt sich,daß die Sterne dann am hellsten und heißesten sind, wenn sie am schnellsten expandieren. Durch die Änerung der Oberflächentemperatur schwankt die Spektralklasse, die im Minimum zwischen F5 und K5 und im Maximum zwischen F0 und G0 liegt. Der mittlere Radius schwankt bei den Cepheiden um 10%.

Lichtkurven einiger Delta-Cepheiden                          Lichtkurve von Delta Cep

1912 fand Henrietta Leavitt durch Beobachtung von Cepheiden in der Kleinen Magellanschen Wolke heraus, daß zwischen scheinbarer Helligkeit und der Periode und deshalb auch zwischen absoluter Helligkeit und der Periode ein enger Zusammenhang besteht. Die Cepheiden mit großer Helligkeit haben die längsten Perioden. Da Sterne mit großer Helligkeit sehr reich an Masse und groß sein mußten, hatte man nun ein Mittel zur Entfernungsbestimmung gefunden. Über die Periode konnte man die absolute Helligkeit bestimmen und dann durch die gemessene scheinbare Helligkeit auf die Entfernung schließen. Bei der praktischen Anwendung stieß man allerdings auf ein Problem. Man stellte fest, daß es zwei Gruppen von Cepheiden gab, die klassischen Cepheiden der Population I (galaktische Scheibe, großer Gehalt an schweren Elementen) und die W-Virginis-Sterne der Population II (Halo, geringer Gehalt an schweren Elementen). Da W-Virginis-Sterne nur einen sehr geringen Metallgehalt besitzen  wird bei ihnen Strahlung, im Gegensatz zu den klassischen Cephheiden, kaum absorbiert. Die klassischen Cepheiden sind aber massereicher, größer und leuchtkräftiger als die W-Virginis-Sterne. Deshalb muß man bei Entfernungsbestimmungen den zu bestimmenden Stern erst einmal in eine der beiden Gruppen einordnen. Dies kann man anhand seiner Lichtkurve (W-Virginis-Sterne besitzen einen Buckel auf dem absteigenden Ast) oder mit einen sorgfältig aufgelösten Spektrum.

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