![cover image](https://wikiwandv2-19431.kxcdn.com/_next/image?url=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Delta_Cephei_lightcurve.jpg/640px-Delta_Cephei_lightcurve.jpg&w=640&q=50)
Cefeida
typ gwiazd zmiennych / Z Wikipedii, wolnej encyclopedia
Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, olbrzymy[1].
Cefeidy są wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca. Regularnie zmieniają jasność wskutek pulsacji. Pulsacje powodują okresowe zmiany wielkości gwiazdy oraz temperatury powierzchni i typu widmowego (od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum).
Amplitudy zmian blasku cefeid mieszczą się w zakresie od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych, zaś jasności absolutne (MV) od −2 do −6 wielkości gwiazdowej.
Pulsacja jest spowodowana zmianami absorpcji podfotosferycznej warstwy częściowo zjonizowanego helu. Zmiana temperatury tej warstwy powoduje zmianę temperatury powierzchniowej, a tym samym typu widmowego oraz całkowitej jasności gwiazdy.
![Thumb image](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6c/Delta_Cephei_lightcurve.jpg/640px-Delta_Cephei_lightcurve.jpg)
Wykres zmian jasności w czasie jest nieco podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek.
Cefeidy spełniają dobrze określoną zależność pomiędzy okresem pulsacji a jasnością absolutną, odkrytą przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi).
Zamiast jednej zależności okres – jasność można dopasować dwie różne proste, o nieco innym nachyleniu, dla krótszych i dłuższych okresów pulsacji. Jest to tzw. efekt Parenago.