Цефеида переменная - Cepheid variable

"Цефеида" перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. Цефеида (значения).
RS Puppis, одна из самых ярких известных переменных звезд цефеид в Млечный Путь галактика
(Космический телескоп Хаббла)

А Цефеида переменная (/ˈsɛжяɪd,ˈsяжяɪd/) является разновидностью звезда это пульсирует радиально, различаются как по диаметру, так и по температуре и производят изменения яркости с четко определенной стабильной период и амплитуда.

Сильный прямой отношения между цефеидной переменной яркость и период пульсации установил цефеиды как важные индикаторы космических ориентиров для масштабирования галактические и внегалактические расстояния. Эта надежная характеристика классических цефеид была обнаружена в 1908 г. Генриетта Суон Ливитт после изучения тысяч переменные звезды в Магеллановы облака. Это открытие позволяет узнать истинную светимость цефеиды, просто наблюдая за периодом ее пульсации. Это, в свою очередь, позволяет определить расстояние до звезды, сравнивая ее известную светимость с наблюдаемой.

Период, термин Цефеида происходит из Дельта Цефеи в созвездии Цефей, идентифицированный Джон Гудрик в 1784 году, первый в своем роде, идентифицированный таким образом.

Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 г. Артур Стэнли Эддингтон (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 г. С. А. Жевакин идентифицировал ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.

История

Кривые светимости периода классический и цефеиды типа II

10 сентября 1784 г. Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Эта Аквила, первый известный представитель класса классических переменных цефеид.[1] Однако одноименной звездой классических цефеид является Дельта Цефеи, переменная обнаружена Джон Гудрик Через несколько месяцев.[2] К концу XIX века количество подобных переменных выросло до нескольких десятков, и они были отнесены к классу цефеидов.[3] Большинство цефеид были известны по характерным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые из них с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды после прототипа. ζ Geminorum.[4]

Связь между периодом и светимостью классических цефеид была обнаружена в 1908 г. Генриетта Суон Ливитт в исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановы облака.[5] Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами.[6]

В 1913 г. Эйнар Герцшпрунг пытался найти расстояния до 13 цефеид, используя движение по небу.[7] Однако его исследования позже потребуют пересмотра. В 1918 г. Харлоу Шепли использовали цефеиды, чтобы наложить начальные ограничения на размер и форму Млечный Путь, и размещения нашего Солнца в нем.[8] В 1924 г. Эдвин Хаббл установили расстояние до классических переменных цефеид в Галактика Андромеды, до тех пор известный как Андромеда Туманность, и показал, что переменные не были членами Млечного Пути. Открытие Хаббла разрешило вопрос, поднятый в "Великие дебаты "о том, представлял ли Млечный Путь всю Вселенную или был просто одним из множества галактики во Вселенной.[9]

В 1929 г. Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировал то, что теперь известно как Закон Хаббла путем объединения расстояний от цефеид до нескольких галактик с Весто Слайфер измерения скорости, с которой эти галактики удаляются от нас. Они обнаружили, что Вселенная расширяется (см. расширение Вселенной ). Однако расширение Вселенной за несколько лет до этого было утверждено Жорж Лемэтр.[10]

Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути[11]

В середине 20-го века значительные проблемы с астрономической шкалой расстояний были разрешены путем разделения цефеид на разные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде распознал две отдельные популяции цефеид (классическую и тип II). Классические цефеиды - более молодые и более массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II - более старые и более слабые звезды популяции II.[12] Классические цефеиды и цефеиды типа II следуют разным соотношениям период-светимость. Светимость цефеид II типа в среднем меньше, чем у классических цефеид примерно на 1,5. величины (но все же ярче звезд RR Lyrae). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и внегалактической шкалы расстояний.[13][14] Звезды типа RR Лиры, тогда известные как переменные скопления, были признаны довольно рано как отдельный класс переменных, отчасти из-за их коротких периодов.[15][16]

Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 г. Артур Стэнли Эддингтон[17] (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 г. С. А. Жевакин идентифицировал ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.[18]

Классы

Переменные цефеид делятся на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возраст и эволюционную историю: классические цефеиды и цефеиды типа II. Переменные Delta Scuti звезды A-типа на главной последовательности или рядом с ней на нижнем конце полоса нестабильности и первоначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальная ветвь. Переменные Delta Scuti и переменные RR Lyrae обычно не обрабатываются переменными цефеид, хотя их пульсации происходят от той же ионизации гелия. каппа механизм.

Классические цефеиды

Основная статья: Классическая переменная цефеид
Кривая блеска из Дельта Цефеи, прототип классических цефеид, демонстрирующий регулярные вариации, вызванные собственными звездными пульсациями.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) претерпевают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до месяцев. Классические цефеиды Население I переменные звезды которые в 4–20 раз массивнее Солнца,[19] и до 100 000 раз ярче.[20] Эти цефеиды - яркие желтые гиганты и сверхгиганты спектральный класс F6 - K2 и их радиусы изменяются на (~ 25% за более длительный период I Carinae ) миллионы километров за цикл пульсации.[21]

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах Местная группа и далее, и являются средством, с помощью которого Постоянная Хаббла может быть установлено.[22][23][24][25][26] Классические цефеиды также использовались, чтобы прояснить многие характеристики нашей галактики, такие как высота Солнца над галактической плоскостью и местная спиральная структура Галактики.[27]

Группа классических цефеид с малыми амплитудами и синусоидальный Кривые блеска часто разделяются на цефеиды с малой амплитудой или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.

Цефеиды II типа

Основная статья: Цефеида типа II
Кривая блеска κ Павонис, цефеида типа II, зарегистрированная НАСА Транзитный спутник для исследования экзопланет (ТЕСС)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами популяции II): население II переменные звезды, пульсирующие с периодами обычно от 1 до 50 дней.[12][28] Цефеиды типа II обычно металл -бедные, старые (~ 10 млрд лет), маломассивные объекты (~ половина массы Солнца). Цефеиды II типа по периоду делятся на несколько подгрупп. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к категории BL Ее подкласс, 10–20 дней относятся к Подкласс W Virginis, а звезды с периодом больше 20 суток относятся к Подкласс RV Tauri.[12][28]

Цефеиды типа II используются для определения расстояния до Галактический Центр, шаровые скопления, и галактики.[27][29][30][31][32][33][34]

Аномальные цефеиды

Группа пульсирующих звезд на полосе нестабильности имеет периоды менее 2 суток, аналогичные переменным RR Лиры, но с большей светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массу выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и наше Солнце. Неясно, молодые ли это звезды на «повернутой» горизонтальной ветви, синие отставшие сформированный через массообмен в бинарных системах или их комбинации.[35][36]

Двухрежимные цефеиды

Смотрите также: Основная частота

Небольшая часть переменных цефеид пульсирует одновременно в двух режимах, обычно это основной и первый обертон, иногда второй обертон.[37] Очень малое число пульсирует в трех режимах или необычная комбинация режимов, включая более высокие обертоны.[38]

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами

Основными неопределенностями, связанными с классической шкалой расстояний до цефеид типа II, являются: природа отношения период-светимость в различных полосы пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также влияние фотометрического загрязнения (смешения) и изменения (обычно неизвестного) закона поглощения на расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе.[23][20][25][32][39][40][41][42][43][44][45][46]

Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям постоянной Хаббла (полученным из классических цефеид) в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк.[22][23][24][25][26] Устранение этого несоответствия является одной из важнейших задач астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла.[24][26] Неопределенности с годами уменьшились, отчасти из-за таких открытий, как RS Puppis.

Дельта Цефеи также имеет особое значение как калибратор зависимости периода цефеид от светимости, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездное скопление[47][48] и наличие точных Космический телескоп Хаббла /Hipparcos параллаксы.[49] Точность измерений расстояний до переменных цефеид и других тел в пределах 7 500 световых лет значительно повышается за счет объединения изображений Хаббла, полученных с разницей в шесть месяцев, когда Земля и Хаббл находятся на противоположных сторонах Солнца.[50]

Модель пульсации

Смотрите также: каппа механизм

Общепринятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона.[51] или "κ-механизм ", где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.

Гелий считается, что газ наиболее активен в процессе. Вдвойне ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. Чем больше нагревается гелий, тем больше он ионизируется. В самой тусклой части цикла цефеиды ионизированный газ во внешних слоях звезды непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается и, следовательно, становится менее ионизированным и, следовательно, более прозрачным, позволяя излучению уйти. Затем расширение останавливается и обращается вспять из-за гравитационного притяжения звезды. Затем процесс повторяется.

В 1879 г. Артур Риттер показали, что период адиабатических радиальных пульсаций однородной сферы связан с ее поверхностная сила тяжести и радиус через соотношение:

где k - постоянная пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы через соотношение:

в итоге получается:

где Q постоянная, называемая постоянной пульсации.[52]

Примеры

использованная литература

  1. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения за новой переменной звездой». Философские труды Королевского общества. 75: 127–136. Bibcode:1785РСПТ ... 75..127П. Дои:10.1098 / рстл.1785.0007.
  2. ^ Гудрик, Джон (1786). "Серия наблюдений и открытие Байером периода изменения блеска звезды, отмеченной δ, рядом с головой Цефея. В письме Джона Гудрика, эсквайра, Невилу Маскелайну, DDFRS и астроному Королевский ". Философские труды Лондонского королевского общества. 76: 48–61. Bibcode:1786РСПТ ... 76 ... 48Г. Дои:10.1098 / рстл.1786.0002.
  3. ^ Кларк, Агнес Мэри (1903). Проблемы астрофизики. Лондон, Англия: Адам и Чарльз Блэк. п. 319. ISBN  9780403014781.
  4. ^ Энгл, Скотт (2015). Тайные жизни цефеид: многоволновое исследование атмосферы и эволюция классических цефеид в реальном времени (Тезис). arXiv:1504.02713. Bibcode:2015ФДТ ........ 45Э. Дои:10.5281 / zenodo.45252.
  5. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа. 60 (4): 87–108. Bibcode:1908АнХар..60 ... 87л.
  6. ^ Leavitt, Henrietta S .; Пикеринг, Эдвард С. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа. 173: 1–3. Bibcode:1912 ХарСи.173 .... 1л.
  7. ^ Герцшпрунг, Э. (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus" [О пространственном распределении переменных [звезд] типа δ Cephei]. Astronomische Nachrichten (на немецком). 196 (4692): 201–208. Bibcode:1913AN .... 196..201H.
  8. ^ Шепли, Х. (1918). «Шаровые скопления и структура галактической системы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 30 (173): 42. Bibcode:1918PASP ... 30 ... 42S. Дои:10.1086/122686.
  9. ^ Хаббл, Э. П. (1925). «Цефеиды в спиральных туманностях». Обсерватория. 48: 139. Bibcode:1925Obs .... 48..139H.
  10. ^ Лемэтр, Г. (1927). "Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. 47: 49. Bibcode:1927АССБ ... 47 ... 49Л.
  11. ^ «VISTA открывает новый компонент Млечного Пути». Получено 29 октября 2015.
  12. ^ а б c Валлерстайн, Джордж (2002). «Цефеиды населения II и родственные им звезды». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 114 (797): 689–699. Bibcode:2002PASP..114..689W. Дои:10.1086/341698.
  13. ^ Бааде, В. (1958). «Проблемы определения расстояния до галактик». Астрономический журнал. 63: 207. Bibcode:1958AJ ..... 63..207B. Дои:10.1086/107726.
  14. ^ Аллен, Ник. «Раздел 2: Великие дебаты и большая ошибка: Шепли, Хаббл, Бааде». Шкала расстояний до цефеид: история. Архивировано из оригинал 10 декабря 2007 г.
  15. ^ Шепли, Харлоу. (1918). "№ 153. Исследования, основанные на цветах и ​​величинах звездных скоплений. Восьмой документ: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид". Вклад обсерватории Маунт Вильсон. 153: 1. Bibcode:1918CMWCI.153 .... 1S.
  16. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Исследования, основанные на цветах и ​​величинах в звездных скоплениях. Восьмая статья: светимости и расстояния 139 переменных цефеид». Астрофизический журнал. 48: 279–294. Bibcode:1918ApJ .... 48..279S. Дои:10.1086/142435.
  17. ^ Эддингтон, А. С. (1917). «Теория пульсации цефеидных переменных». Обсерватория. 40: 290. Bibcode:1917 Обс .... 40..290E.
  18. ^ Жевакин С.А., "К Теории Цефеид. I", Астрономический журнал, 30 161–179 (1953)
  19. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90 ... 82 зуб..
  20. ^ а б Тернер, Дэвид Г. (2010). «Калибровка PL для цефеид Млечного Пути и ее значение для шкалы расстояний». Астрофизика и космическая наука. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap & SS.326..219T. Дои:10.1007 / s10509-009-0258-5.
  21. ^ Роджерс, А. В. (1957). «Радиус вариации и тип популяции переменных цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 117: 85–94. Bibcode:1957МНРАС.117 ... 85Р. Дои:10.1093 / mnras / 117.1.85.
  22. ^ а б Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф .; Гибсон, Брэд К .; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Шоко; Плесень, Джереми Р .; Кенникатт младший, Роберт С.; Ford, Holland C .; Грэм, Джон А .; Huchra, John P .; Хьюз, Шон М.Г .; Иллингворт, Гарт Д .; Macri, Lucas M .; Стетсон, Питер Б. (2001). "Окончательные результаты Космический телескоп Хаббла Ключевой проект по измерению постоянной Хаббла ». Астрофизический журнал. 553 (1): 47–72. arXiv:astro.ph/0012376. Bibcode:2001ApJ ... 553 ... 47F. Дои:10.1086/320638.
  23. ^ а б c Тамманн, Г. А .; Sandage, A .; Рейндл, Б. (2008). «Поле расширения: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики. 15 (4): 289–331. arXiv:0806.3018. Bibcode:2008A и ARv..15..289T. Дои:10.1007 / s00159-008-0012-у.
  24. ^ а б c Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA & A..48..673F. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101829.
  25. ^ а б c Ngeow, C .; Канбур, С. М. (2006). "Константа Хаббла от сверхновых звезд типа Ia, калиброванная с помощью линейных и нелинейных соотношений период-светимость цефеид". Астрофизический журнал. 642 (1): L29 – L32. arXiv:astro.ph/0603643. Bibcode:2006ApJ ... 642L..29N. Дои:10.1086/504478.
  26. ^ а б c Macri, Lucas M .; Riess, Adam G .; Гузик, Джойс Энн; Брэдли, Пол А. (2009). "Проект SH0ES: Наблюдения за цефеидами в узлах NGC 4258 и SN типа Ia". Материалы конференции AIP. ЗВЕЗДНАЯ ПУЛЬСАЦИЯ: ВЫЗОВЫ ТЕОРИИ И НАБЛЮДЕНИЮ: Материалы Международной конференции. Материалы конференции AIP. 1170. С. 23–25. Bibcode:2009AIPC.1170 ... 23M. Дои:10.1063/1.3246452.
  27. ^ а б Majaess, D. J .; Тернер, Д. Г .; Лейн, Д. Дж. (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009МНРАС.398..263М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x.
  28. ^ а б Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский, М. К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008AcA .... 58..293S.
  29. ^ Кубяк, М .; Удальский, А. (2003). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды популяции II в галактическом балджу". Acta Astronomica. 53: 117. arXiv:astro.ph/0306567. Bibcode:2003AcA .... 53..117K.
  30. ^ Мацунага, Нориюки; Фукуши, Хинако; Накада, Йошиказу; Танабе, Тошихико; Пир, Майкл В .; Мензис, Джон В .; Ита, Йошифуса; Нишияма, Сёго; и другие. (2006). «Соотношение период-светимость цефеид типа II в шаровых скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 370 (4): 1979–1990. arXiv:astro.ph/0606609. Bibcode:2006МНРАС.370.1979М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x.
  31. ^ Пир, Майкл В .; Laney, Clifton D .; Кинман, Томас Д .; Ван Леувен, Пол; Уайтлок, Патрисия А. (2008). «Светимости и шкалы расстояний переменных типа II Цефеиды и RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 386 (4): 2115–2134. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008МНРАС.386.2115Ф. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13181.x.
  32. ^ а б Majaess, D .; Тернер, Д .; Лейн, Д. (2009). «Цефеиды типа II как внегалактические дальнобойные свечи». Acta Astronomica. 59 (4): 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA .... 59..403M.
  33. ^ Майесс, Д. Дж. (2010). «Переменные лиры RR и цефеид типа II придерживаются общего отношения расстояния». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 38 (1): 100–112. arXiv:0912.2928. Bibcode:2010JAVSO..38..100M.
  34. ^ Мацунага, Нориюки; Пир, Майкл В .; Мензис, Джон В. (2009). «Соотношения период-светимость для цефеид типа II и их применение». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 397 (2): 933–942. arXiv:0904.4701. Bibcode:2009МНРАС.397..933М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x.
  35. ^ Caputo, F .; Castellani, V .; Degl'Innocenti, S .; Fiorentino, G .; Маркони, М. (2004). "Яркие переменные с низким содержанием металла: почему Аномальный Цефеиды? ». Астрономия и астрофизика. 424 (3): 927–934. arXiv:astro.ph/0405395. Bibcode:2004A & A ... 424..927C. Дои:10.1051/0004-6361:20040307.
  36. ^ Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский, М. К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008AcA .... 58..293S.
  37. ^ Смолец, Р .; Москалик, П. (2008). "Двойной режим классических моделей цефеид, новый взгляд". Acta Astronomica. 58: 233. arXiv:0809.1986. Bibcode:2008AcA .... 58..233S.
  38. ^ Сошинский, И .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Кубяк, М .; Шимански, М. К .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Трехмодовые и двухмодовые цефеиды 10/30 в большом Магеллановом облаке». Acta Astronomica. 58: 153. arXiv:0807.4182. Bibcode:2008AcA .... 58..153S.
  39. ^ Бенедикт, Дж. Фриц; McArthur, Barbara E .; Пир, Майкл В .; Barnes, Thomas G .; Харрисон, Томас Э .; Паттерсон, Ричард Дж .; Мензис, Джон В .; Бин, Джейкоб Л .; Фридман, Венди Л. (2007). "Параллаксы датчиков точного наведения космического телескопа Хаббла переменных звезд галактических цефеид: отношения период-светимость". Астрономический журнал. 133 (4): 1810. arXiv:astro.ph/0612465. Bibcode:2007AJ .... 133.1810B. Дои:10.1086/511980.
  40. ^ Stanek, K. Z .; Удальский, А. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Исследование влияния слияния на шкалу расстояний между цефеидами и цефеидами в большом Магеллановом облаке». arXiv:Astro-ph / 9909346.
  41. ^ Удальский, А .; Wyrzykowski, L .; Pietrzynski, G .; Szewczyk, O .; Шиманский, М .; Кубяк, М .; Сошинский, И .; Зебрун, К. (2001). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в галактике IC1613: отсутствие зависимости зависимости периода от светимости от металличности». Acta Astronomica. 51: 221. arXiv:astro.ph/0109446. Bibcode:2001AcA .... 51..221U.
  42. ^ Macri, L.M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Гринхилл, Л. Дж .; Рид, М. Дж. (2006). «Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла». Астрофизический журнал. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro.ph/0608211. Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M. Дои:10.1086/508530.
  43. ^ Bono, G .; Caputo, F .; Fiorentino, G .; Маркони, М .; Муселла, И. (2008). «Цефеиды во внешних галактиках. I. Галактика мазер-хозяин NGC 4258 и зависимость от металличности период-светимости и отношения период-Везенхейт». Астрофизический журнал. 684 (1): 102–117. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ ... 684..102B. Дои:10.1086/589965.
  44. ^ Мадор, Барри Ф .; Фридман, Венди Л. (2009). «Относительно наклона зависимости периода цефеид от светимости». Астрофизический журнал. 696 (2): 1498–1501. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ ... 696.1498M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 696/2/1498.
  45. ^ Scowcroft, V .; Bersier, D .; Mold, J. R .; Вуд, П. Р. (2009). «Влияние металличности на звездные величины цефеид и расстояние до M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 396 (3): 1287–1296. arXiv:0903.4088. Bibcode:2009МНРАС.396.1287С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.14822.x.
  46. ^ Majaess, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Acta Astronomica. 60 (2): 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA .... 60..121M.
  47. ^ De Zeeuw, P.T .; Hoogerwerf, R .; De Bruijne, J.H.J .; Brown, A.G.A .; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS ближайших ассоциаций OB». Астрономический журнал. 117 (1): 354–399. arXiv:astro.ph/9809227. Bibcode:1999AJ .... 117..354D. Дои:10.1086/300682.
  48. ^ Majaess, D .; Тернер, Д .; Гирен, В. (2012). «Новые данные, подтверждающие членство в кластере калибратора Keystone Delta Cephei». Астрофизический журнал. 747 (2): 145. arXiv:1201.0993. Bibcode:2012ApJ ... 747..145M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 747/2/145.
  49. ^ Бенедикт, Дж. Фриц; McArthur, B.E .; Fredrick, L.W .; Harrison, T. E .; Slesnick, C.L .; Rhee, J .; Паттерсон, Р. Дж .; Скруцкие, М. Ф .; Franz, O.G .; Вассерман, Л. Х .; Jefferys, W. H .; Nelan, E .; Van Altena, W .; Shelus, P.J .; Hemenway, P.D .; Duncombe, R.L .; Рассказ, Д .; Whipple, A. L .; Брэдли, А. Дж. (2002). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Cephei". Астрономический журнал. 124 (3): 1695. arXiv:astro.ph/0206214. Bibcode:2002AJ .... 124.1695B. Дои:10.1086/342014.
  50. ^ Riess, Adam G .; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; МакКенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека от пространственного сканирования широкоугольной камерой 3 на космическом телескопе Хаббла». Астрофизический журнал. 785 (2): 161. arXiv:1401.0484. Bibcode:2014ApJ ... 785..161R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 785/2/161.
  51. ^ Смит, Д. Х. (1984). «Клапан Эддингтона и пульсации цефеид». Небо и телескоп. 68: 519. Bibcode:1984S&T .... 68..519S.
  52. ^ Маурицио Саларис; Санти Кассизи (13 декабря 2005 г.). Эволюция звезд и звездных популяций. Джон Уайли и сыновья. п. 180. ISBN  978-0-470-09222-4.
  53. ^ Горыня, Н. А .; Samus, N. N .; Расторгуев, А. С .; Сачков, М. Е. (1996). «Спектроскопическое исследование пульсирующей звезды BL Her». Письма об астрономии. 22 (3): 326. Bibcode:1996AstL ... 22..326G.
  54. ^ Szabados, L .; Поцелуй, Л. Л .; Дерекас, А. (2007). «Аномальная цефеида XZ Ceti». Астрономия и астрофизика. 461 (2): 613–618. arXiv:astro.ph/0609097. Bibcode:2007 A&A ... 461..613S. Дои:10.1051/0004-6361:20065690.

внешние ссылки