古典的セファイド変光星
↑ Cepheid のカタカナ表記として「セファイド」と「ケフェイド」が主に使われる。学術用語集増訂版(1994年)では「ケフェイド」とされたが、近年は「セファイド」が主流となっており、日本天文学会編『天文学辞典』(2018年 -)の項目でも「セファイド」の表記が採用されているため、本記事では「セファイド」を採用した。なお、本来の発音は([ˈsɛfiːɪd, ˈsiːfiːɪd])であり、いずれの表記も原語(英語)に忠実とは言い難い。
↑ 球対称な形状を保ったまま行われる脈動のこと。
↑ 金属量によって20-50 M☉(太陽質量)の間。
↑ s-CepheidをDCEPSの同義語とするか、第1陪振動の脈動星だけに限定して使うかは研究者によって異なる。
より長い周期では、バンプが光度曲線の上昇枝に見られるようになる(例:はくちょう座X星)が、20日以上の周期では共鳴が消えてしまう。
古典的セファイドの中には、ほぼ対称的な正弦波状の光度曲線を示すものもある。これらは s-Cepheids と呼ばれ、通常は振幅が小さく、周期が短いのが特徴である。これらの大部分は第1陪振動またはそれ以上の高次の振動をする脈動星(例:いて座X星)であると考えられているが、基本波で脈動していると思われる珍しい星もこのような光度曲線を示す(例:こぎつね座S星)。第1陪振動で脈動している星は、天の川銀河では短い周期でしか発生しないと予想されているが、大小マゼラン雲のように金属量が低い場合にはやや長い周期で発生する可能性がある。より高次の陪振動の脈動星や2つの陪振動で同時に脈動しているセファイドも大小マゼラン雲では多く見られ、それらは通常、振幅が小さくやや不規則な光度曲線を描いている。