Klassiska cefeider

Klassiska cepheider ( engelska  klassiska cepheider ), cepheider av I-typ av befolkning , cephider av I-typ , cepheider av Delta Cephei  -typ är en typ av variabla stjärnor ( cepheider ). De tillhör den första typen av population av galaxer, de visar tecken på regelbundna radiella pulsationer med perioder från flera dagar till flera veckor med en ljusstyrkeamplitud från flera tiondelar av en magnitud till 2 magnituder.

Ett tydligt samband har hittats mellan ljusstyrkan hos en klassisk Cepheid och dess pulsationsperiod, [1] [2] vilket gör det möjligt att använda Cepheider som standardljus för att bestämma avståndsskalan i galaxen och bortom. [3] [4] [5] [6] Enligt observationerna av klassiska cepheider på Hubble- teleskopet var det möjligt att förfina konstanten i Hubble-lagen . [3] [4] [6] [7] [8] Information om klassiska cefeider används också för att bestämma Vintergatans egenskaper, såsom spiralstrukturen eller höjden på solen ovanför galaxens plan . [5]

Omkring 800 Cepheider är kända i Vintergatan, och det förväntade totala antalet är 6000. Flera tusen fler Cepheider är kända i Magellanska molnen . Liknande föremål har också hittats i andra galaxer; [9] Rymdteleskopet Hubble har upptäckt flera i galaxen NGC 4603 , 100 miljoner ljusår bort. [tio]

Egenskaper

Klassiska cepheider är 4–20 gånger tyngre än solen [11] , och har ljusstyrkor som sträcker sig från 1000 till 50 000 (mer än 200 000 för V810 Centauri ) solljusstyrkor [12] . Dessa stjärnor tillhör ljusa jättar eller superjättar med låg ljusstyrka av spektraltypen F6 - K2. Temperaturen och spektraltypen för ett objekt ändras när det fluktuerar. Radierna är flera tiotals eller hundratals gånger större än solens. Ljusare Cepheider är kallare och större, och har även längre pulsationsperioder. Under pulseringarna ändras inte bara temperaturen utan också radien (till exempel med ~25% för en lång period l Bil ), vilket leder till en förändring i ljusstyrkan upp till två magnituder. Vid korta våglängder är förändringen i ljusstyrka mer uttalad [13] .

Cepheider kan pulsera i grundläge , första överton eller blandat läge. Pulseringar i övertoner över den första är sällsynta, men de är också av intresse [2] . De flesta klassiska cepeider anses pulsera i det fundamentala läget, även om typen av pulsering är svår att avgöra utifrån ljuskurvans form. Stjärnor som pulserar i övertonen är ljusare och större än de som pulserar i grundläget med samma period [14] .

När en stjärna med medelmassa lämnar huvudsekvensen, korsar den instabilitetsremsan mycket snabbt och brinner upp i väteskiktet. När kärnhelium börjar brinna kan stjärnan rita en blå slinga och korsa instabilitetsremsan igen, första gången när den rör sig mot högre temperaturer och när den återvänder mot den asymptotiska jättegrenen . Stjärnor med massor av storleksordningen 8-12 M ⊙ eller mer börjar processen att bränna helium i kärnan innan de når den röda jättegrenen och blir röda superjättar, men de kan också göra en blå slinga när de passerar genom instabilitetsremsan. Varaktigheten och närvaron av blåa slingor är starkt beroende av stjärnans massa, metallicitet och heliuminnehåll. I vissa fall kan stjärnan korsa instabilitetsremsan för fjärde eller femte gången, när heliumbränning i höljet börjar. Förändringshastigheten för Cepheidpulsationsperioden, såväl som den relativa förekomsten av olika kemiska föreningar (bestämda från spektrumet) gör det möjligt att förstå vid vilken tidpunkt stjärnan passerar genom instabilitetsremsan [15] .

Klassiska cepheider är huvudsekvensstjärnor av spektralklass B tidigare än B7, troligen sena klass O-stjärnor innan de förbrukar vätet i sin kärna. Mer massiva och hetare stjärnor blir ljusare Cepheider med längre perioder, även om unga stjärnor i galaxen, med nästan solar metallicitet, tros förlora en stor mängd massa när de når instabilitetsremsan, med deras pulsationsperioder på 50 dagar eller mindre. Vid en massa över ett visst värde, 20-50 M ⊙ beroende på metallicitet, går röda jättar under evolutionens gång tillbaka till det blå superjättestadiet och går inte igenom det blåa öglestadiet, men samtidigt kommer de att bete sig som instabila gula hyperjättar och inte korrekt pulserande cepheider. Mycket massiva stjärnor svalnar inte tillräckligt för att nå instabilitetsremsan och förvandlas inte till cepheider. Vid låg metallicitet, till exempel i Magellanska molnen, kan stjärnor behålla mer massa och förvandlas till ljusare Cepheider med längre pulsationsperioder [12] .

Ljuskurvor

Cepheidljuskurvan är vanligtvis asymmetrisk, med en snabb ökning till maximal ljusstyrka följt av en långsam minskning av ljusstyrkan till minimum (som Delta Cephei). Detta beror på skillnaden i fas mellan variationerna i radie och temperatur och anses vara ett tecken på objekt som pulserar i det fundamentala (fundamentala) läget, vilket inkluderar typ I-cepeider. I vissa fall har en jämn pseudo-sinusformad ljuskurva ett hopp, en kortvarig nedgång i ljusets sönderfall eller till och med en ökning av ljuset, vilket tros bero på resonans mellan grundläget och den andra övertonen. Hoppet ses oftast på den fallande delen av ljuskurvan för stjärnor med en period på cirka 6 dagar (till exempel Eta Eagle ). När perioden ökar skiftar hoppets läge till ett maximum och kan leda till ett dubbelt maximum, eller omöjligt att skilja från det första maximum, för stjärnor med en period på cirka 10 dagar (till exempel Zeta Gemini ). Vid längre perioder kan ett hopp ses på ljuskurvans stigande gren (t.ex. X Cygnus ), men under längre perioder än 20 dagar försvinner resonansen.

Ett mindre antal klassiska cepheider har en nästan sinusformad ljuskurva. De kallas s-cefeider och har vanligtvis mindre amplituder och kortare perioder. De flesta av dem anses vara cepeider av den första övertonen (t.ex. X Skytten ) eller högre övertoner, även om vissa ovanliga stjärnor verkar pulsera i fundamentalt läge men också har en sinusformad ljuskurva (t.ex. S Kantareller ). Stjärnor som pulserar i den första övertonen antas ha korta perioder i vår galax, även om perioden vid låga metalliciteter, som i de magellanska molnen, kan öka. Objekt som pulserar i högre övertoner och Cepheider som pulserar i två övertoner samtidigt är också vanligare i de magellanska molnen; de har vanligtvis mindre amplituder och något oregelbundna ljuskurvor. [2] [16]

Upptäckt

Den 10 september 1784 upptäckte Edward Pigott variationen hos stjärnan Eta Aquila , den första kända medlemmen av den klassiska Cepheid-typen. Denna typ av variabel stjärna är dock uppkallad efter Delta Cephei, vars variation upptäcktes av John Goodryk en månad senare. [17] Delta Cephei är också ett viktigt objekt för att kalibrera period-luminositetsförhållandet, eftersom avståndet till denna stjärna är ett av de mest tillförlitliga bland alla Cepheider, eftersom Delta Cephei tillhör en stjärnhop, [18] [19] och det finns också exakta parallaxer för stjärnan, mätta med Hubble- och Hipparcos- teleskopen . [tjugo]

Period-Luminosity Relation

Ljusstyrkan hos klassiska Cepheider är direkt relaterad till deras pulsationsperiod. Ju längre perioden är, desto större ljusstyrka har stjärnan. Period-luminositetsförhållandet för klassiska cepheider upptäcktes 1908 av Henrietta Swan Leavitt som en del av en studie av tusentals variabla stjärnor i de magellanska molnen. [21] Hon publicerade det resulterande förhållandet 1912 [22] . Efter att ha kalibrerat beroendet kan man ställa in ljusstyrkan för en godtycklig Cepheid om perioden för dess pulsation är känd. Avståndet till Cepheiden kan sedan bestämmas från den skenbara ljusstyrkan. Ljusstyrkans beroende av pulsationsperioden har kalibrerats av många astronomer under hela nittonhundratalet, med början med Einar Hertzsprung . [23] En sådan kalibrering är förenad med ett antal svårigheter. En tillförlitlig kalibrering erhölls av Benedict et al 2007 från Hubble parallaxdata för 10 närliggande klassiska cepheider. [24] År 2008 bestämde ESO- astronomer avståndet till Cepheid RS Puppis till inom 1 % med hjälp av ljusekodata från nebulosan där stjärnan är inbäddad. [25] Denna uppskattning är dock ifrågasatt av ett antal källor. [26]

Följande relation för pulsationsperioden P för en Population I Cepheid och dess absoluta magnitud M v härleddes från trigonometriska parallaxdata erhållna av Hubble Space Telescope för 10 klassiska Cepheider närmast solen:

där P mäts i dagar. [20] [24] Följande relation kan också användas för att uppskatta avståndet d till den klassiska Cepheiden:

[24]

eller

[27]

I och V är medelvärdena för den skenbara stjärnstorleken i de infraröda och synliga delarna av spektrumet.

Cepheider med små amplituder

Klassiska cepheider med skenbar magnitudsamplitud mindre än 0,5 magnitud, nästan symmetriska ljuskurvor och korta pulsationsperioder klassificeras i en separat grupp som kallas lågamplitud-cepeider. För dem har förkortningen DCEPS i introducerats i General Catalogue of Variable Stars . Typiskt överstiger perioderna för sådana stjärnor inte 7 dagar, även om den exakta gränsen fortfarande är ifrågasatt. [28] Beteckningen s-Cepheid används för Cepheider med kort pulsationsperiod och låg ljusamplitud med en sinusformad ljuskurva. Man tror att sådana föremål pulserar i den första övertonen. De är placerade nära den röda kanten av instabilitetsbandet. Vissa författare använder termen s-cepheider som en synonym för DCEP-stjärnor med låg amplitud, andra menar att denna beteckning endast kan tillämpas på stjärnor som pulserar i den första övertonen. [29] [30]

Cepheider med låg amplitud (DCEPS) inkluderar Polaris och FF Aquila , även om båda objekten också kan pulsera i grundläget. Objekt vars krusning i den första övertonen är fast etablerad inkluderar södra korsets BG och kompassernas BP . [31] [32]

Cepheid Distance Estimation Osäkerheter

De huvudsakliga typerna av osäkerhet vid uppskattning av avståndet till Cepheider är egenskaperna hos ljusstyrkans beroende av perioden i olika spektralband, effekten av metallicitet på nollpunkten och lutningen av detta beroende, effekten av fotometrisk blandning av objekt och förändrad (vanligtvis enligt en dåligt känd lag) absorption. Alla dessa typer av effekter diskuteras flitigt i litteraturen. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]

På grund av förekomsten av dessa osäkerheter varierar värdena för Hubble-konstanten från Cepheider från 60 km/s/Mpc till 80 km/s/Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Eliminering av fel vid bestämning av Hubble-konstanten är en av astronomins viktigaste uppgifter, eftersom ett antal kosmologiska parametrar i universum kan bestämmas utifrån det exakta värdet av Hubble-konstanten. [6] [8]

Exempel

Vissa klassiska Cepheider uppvisar ljusstyrkavariationer som kan ses på tidsskalor på flera dagar, även med blotta ögat. Sådana objekt inkluderar Delta Cephei (på den norra himlen), Zeta Gemini och Eta Eagle (lätt att observera i tropikerna) och Beta Southern Pisces (på den södra himlen).

Beteckning (namn) Konstellation Öppning Maximal skenbar magnitud (m V ) [42] Minsta skenbara magnitud (m V ) [42] Period (dag) [42] Spektralklass Notera
ηAql Örn Edward Pigott , 1784 3m.48 _ _ 4m.39 _ _ 07.17664 F6 Ibv  
FF Aql Örn Charles Morse Huffer , 1927 5m.18 _ _ 5m.68 _ _ 04.47 F5Ia-F8Ia  
TT Aql Örn 6m.46 _ _ 7m.7 _ _ 13,7546 F6-G5  
U Aql Örn 6m.08 _ _ 6m.86 _ _ 07.02393 F5I-II-G1  
T Ant Pump 5 m.00 _ 5m.82 _ _ 05.898 G5 Har möjligen en oobserverbar följeslagare. Man trodde tidigare att föremålet är en typ II Cepheid [43]
RT Aur Auriga 5 m.00 _ 5m.82 _ _ 03.73 F8Ibv  
l Bil Köl   3m.28 _ _ 4m.18 _ _ 35,53584 G5 Iab/Ib  
δCep Cepheus John Goodrick , 1784 3m.48 _ _ 4m.37 _ _ 05.36634 F5Ib-G2Ib dubbelstjärna sedd genom kikare
AXE Cir Kompass   5m.65 _ _ 6m.09 _ _ 05.273268 F2-G2II spektroskopisk binär, har en följeslagare med massan 5 M ⊙ av spektraltyp B6
B.P. Cir Kompass   7m.31 _ _ 7m.71 _ _ 02.39810 F2/3II-F6 spektroskopisk binär, har en följeslagare med massan 4,7 M ⊙ av spektraltyp B6
BG Cru Södra korset   5m.34 _ _ 5m.58 _ _ 03.3428 F5Ib-G0p  
R Cru Södra korset   6m.40 _ _ 7m.23 _ _ 05.82575 F7Ib/II  
S cru Södra korset   6m.22 _ _ 6m.92 _ _ 04.68997 F6-G1Ib-II  
T Cru Södra korset   6m.32 _ _ 6m.83 _ _ 06.73331 F6-G2Ib  
X Cyg Svan   5m.85 _ _ 6m.91 _ _ 16,38633 G8Ib [44]  
SU Cyg Svan   6m.44 _ _ 7m.22 _ _ 03.84555 F2-G0I-II [45]  
β Dor Södra fisk   3m.46 _ _ 4m.08 _ _ 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Gem tvillingar Johann Schmidt , 1825 3m.62 _ _ 4m.18 _ _ 10,15073 F7Ib till G3Ib  
V473 Lyr Lyra   5m.99 _ _ 6m.35 _ _ 01.49078 F6Ib-II  
R Mus Flyga   5m.93 _ _ 6m.73 _ _ 07.51 F7Ib-G2  
S Mus Flyga   5m.89 _ _ 6m.49 _ _ 09.66007 F6Ib-G0  
S Nor Fyrkant   6m.12 _ _ 6m.77 _ _ 09.75411 F8-G0Ib ljusaste medlemmen av klustret NGC 6087
QZ Nor Fyrkant   8m.71 _ _ 9m.03 _ _ 03.786008 F6I komponent i det öppna klustret NGC 6067
V340 Nor Fyrkant   8m.26 _ _ 8m.60 _ _ 11,2888 G0Ib komponent i det öppna klustret NGC 6067
V378 Nor Fyrkant   6m.21 _ _ 6m.23 _ _ 03.5850 G8Ib  
B.F.Oph Ophiuchus   6m.93 _ _ 7m.71 _ _ 04.06775 F8-K2 [46]  
RS valp Akter   6m.52 _ _ 7m.67 _ _ 41,3876 F8Iab  
S Sge Pil John Ellard Gore , 1885 5m.24 _ _ 6m.04 _ _ 08.382086 [47] F6Ib-G5Ib  
U Sgr Skytten (i M25 )   6m.28 _ _ 7m.15 _ _ 06.74523 G1Ib [48]  
W Sgr Skytten   4m.29 _ _ 5m.14 _ _ 07.59503 F4-G2Ib Optisk dubbel med γ 2 Sgr
X Sgr Skytten   4m.20 _ _ 4m.90 _ _ 07.01283 F5-G2II
V636Sco Skorpion (konstellation)   6m.40 _ _ 6m.92 _ _ 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
R Tra Södra triangeln   6m.4 _ _ 6m.9 _ _ 03.389 F7Ib/II [48]  
S Tra Södra triangeln   6m.1 _ _ 6m.8 _ _ 06.323 F6II-G2  
α UMi ( polstjärna ) Ursa Minor Einar Hertzsprung , 1911 1m.86 _ _ 2m.13 _ _ 03,9696 F8Ib eller F8II  
AH Vel Segla   5m.5 _ _ 5m.89 _ _ 04.227171 F7Ib-II  
S Vul Kantarell   8m.69 _ _ 9m.42 _ _ 68,464 G0-K2(M1)  
T Vul Kantarell   5m.41 _ _ 6m.09 _ _ 04.435462 F5Ib-G0Ib  
U Vul Kantarell   6m.73 _ _ 7m.54 _ _ 07.990676 F6Iab-G2  
SV Vul Kantarell   6m.72 _ _ 7m.79 _ _ 44,993 F7Iab-K0Iab  

Anteckningar

  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. Experimentet med optisk gravitationslins. Cepheider i de magellanska molnen. IV. Katalog över cepheider från det stora magellanska molnet  //  Acta Astronomica : journal. - 1999. - Vol. 49 . - s. 223-317 . - . — arXiv : astro-ph/9908317 .
  2. ↑ 1 2 3 Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. Experimentet med optisk gravitationslins. OGLE-III-katalogen över variabla stjärnor. I. Klassiska cepheider i det stora magellanska molnet  //  Acta Astronomica : journal. - 2008. - Vol. 58 . — S. 163 . — . - arXiv : 0808.2210 .
  3. ↑ 1 2 3 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M.G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. Slutliga resultat från Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , nr. 1 . - S. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. Expansionsfältet: Värdet på H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 2008. - Vol. 15 , nr. 4 . — S. 289 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
  5. ↑ 1 2 Majaess, DJ; Turner, GD; Lane, DJ Characteristics of the Galaxy enligt Cepheider  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 , nr. 1 . - S. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
  6. ↑ 1 2 3 4 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.  Hubble Constant  // Årlig granskning av astronomi och astrofysik : journal. - 2010. - Vol. 48 . - s. 673-710 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . - . - arXiv : 1004.1856 .
  7. ↑ 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, SM Hubble-konstanten från supernovor av typ Ia kalibrerad med linjära och icke-linjära ceheidperiod-luminositetsrelationer  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 642 , nr. 1 . - P.L29-L32 . - doi : 10.1086/504478 . - . — arXiv : astro-ph/0603643 .
  8. ↑ 1 2 3 Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. SH0ES-projektet: Observationer av cepheider i NGC 4258 och typ Ia SN-värdar  //  STJÄLLÄR PULSATION: UTMANINGAR FÖR TEORI OCH OBSERVATION: Den internationella konferensens handlingar. AIP Conference Proceedings: tidskrift. - 2009. - Vol. 1170 . - S. 23-25 ​​. - doi : 10.1063/1.3246452 . - .
  9. ↑ Szabados, L. Cepheider: Observationsegenskaper, binaritet och GAIA  //  GAIA Spectroscopy: Science and Technology: journal. - 2003. - Vol. 298 . — S. 237 . - .
  10. ↑ Newman, JA; Zepf, SE; Davis, M.; Freedman, WL; Madore, BF; Stetson, PB; Silbermann, N.; Phelps, R. A Cepheid Avstånd till NGC 4603 i Centaurus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 523 , nr. 2 . — S. 506 . - doi : 10.1086/307764 . - . - arXiv : astro-ph/9904368 .
  11. ↑ Turner, David G. The Progenitors of Classical Cepheid Variables // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1996. - T. 90 . - S. 82 . — .
  12. ↑ 1 2 3 Turner, DG PL-kalibreringen för Vintergatans Cepheider och dess konsekvenser för avståndsskalan  //  Astrophysics and Space Science : journal. - 2010. - Vol. 326 , nr. 2 . - S. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - . - arXiv : 0912.4864 .
  13. ↑ Rodgers, A. W. Radievariation och populationstyp av Cepheidvariabler  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  : tidskrift  . - Oxford University Press , 1957. - Vol. 117 . - S. 85-94 . - doi : 10.1093/mnras/117.1.85 . - .
  14. ↑ Bono, G.; Gieren, W.P.; Marconi, M.; Fouqué, P. On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheid  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 552 , nr. 2 . — P.L141 . - doi : 10.1086/320344 . - . — arXiv : astro-ph/0103497 .
  15. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Cantarelles  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2004. - Vol. 423 . - s. 335-340 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040163 . - .
  16. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. Experimentet med optisk gravitationslins. OGLE-III-katalogen över variabla stjärnor. VII. Klassiska cepheider i det lilla magellanska molnet  //  Acta Astronomica : journal. - 2010. - Vol. 60 , nej. 1 . — S. 17 . — . - arXiv : 1003.4518 .
  17. ↑ Hoskin, M. Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars  //  Journal for the History of Astronomy  : journal. - 1979. - Vol. 10 . - S. 23-41 . - doi : 10.1177/002182867901000103 . — .
  18. ↑ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; DeBruijne, J.H.J.; Brown, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117 , nr. 1 . - s. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  19. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. Nya bevis som stöder klustermedlemskap för Keystone Calibrator Delta Cephei  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2012. - Vol. 747 , nr. 2 . - S. 145 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . - . - arXiv : 1201.0993 .
  20. ↑ 1 2 Benedict, G. Fritz; McArthur, B.E.; Fredrick, LW; Harrison, T.E.; Slesnick, C.L.; Rhee, J.; Patterson, RJ; Skrutskie, M.F.; Franz, OG; Wasserman, LH; Jefferys, W.H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, PJ; Hemenway, P.D.; Duncombe, R.L.; Story, D.; Whipple, A.L.; Bradley, AJ Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124 , nr. 3 . - S. 1695 . - doi : 10.1086/342014 . - . - arXiv : astro-ph/0206214 .
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S. Variabler från 1777 i Magellanska molnen // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — .
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. Perioder med 25 variabla stjärnor i det lilla magellanska molnet  //  Harvard College Observatory Circular: journal. - 1912. - Vol. 173 . — S. 1 . — .
  23. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus  (tyska)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1913. - Bd. 196 . — S. 201 . - .
  24. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Fest, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133 , nr. 4 . - S. 1810 . - doi : 10.1086/511980 . - . — arXiv : astro-ph/0612465 .
  25. ↑ Kervella, P.; Merand, A.; Szabados, L.; Fouque, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2008. - Vol. 480 . - S. 167 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . - . - arXiv : 0802.1501 .
  26. ↑ Bond, H.E.; Sparks, WB Om geometrisk avståndsbestämning till Cepheid RS Puppis från dess ljusekon  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Vol. 495 , nr. 2 . — S. 371 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . - . - arXiv : 0811.2943 .
  27. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minnity, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dekany, Istvan; Saito, Roberto K. New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 741 , nr. 2 . — P.L27 . - doi : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . - . - arXiv : 1110.0830 .
  28. ↑ Samus, N.N.; Durlevich, O.V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalog of Variable Stars (Samus+ 2007–2013) // VizieR Online Data Catalog: B/GCVS. Ursprungligen publicerad i: 2009yCat....102025S. - 2009. - T. 1 . - .
  29. ↑ Turner, DG; Kovtyukh, VV; Tur, RE; Berdnikov, LN The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 772 , nr. 1 . — P.L10 . - doi : 10.1088/2041-8205/772/1/L10 . — . - arXiv : 1306.1228 .
  30. ↑ Antonello, E.; Portetti, E.; Reduzzi, L. Separationen av S-cepeider från klassiska cephider och en ny definition av klassen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1990. - Vol. 236 . - S. 138 . - .
  31. ↑ Usenko, I.A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, LN; Kravtsov, VV Spektroskopiska studier av Cepheider i Circinus (AV Cir, BP Cir) och Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA  )  // Astronomy Letters  : journal. - 2014. - Vol. 40 , nej. 12 . — S. 800 . - doi : 10.1134/S1063773714110061 . - .
  32. ↑ Evans, N.R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, JM; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, JF; Guenther, D.B.; Moffat, A.F.J.; Rucinski, S.M.; Weiss, WW Observationer av Cepheider med MOST-satelliten: Kontrast mellan pulsationslägen  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 446 , nr. 4 . — S. 4008 . - doi : 10.1093/mnras/stu2371 . - . - arXiv : 1411.1730 .
  33. ↑ Feast, M.W.; Catchpole, RM Cepheidperioden-ljusstyrka nollpunkt från HIPPARCOS trigonometriska parallaxer  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 286 , nr. 1 . - P.L1-L5 . - doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 . - .
  34. ↑ Stanek, KZ & Udalski, A. (1999), The Optical Gravitational Lensing Experiment. Undersöker inflytandet av blandning på cepheidavståndsskalan med cepheider i det stora magellanska molnet, arΧiv : astro-ph/9909346 . 
  35. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. Experimentet med optisk gravitationslins. Cepheider i galaxen IC1613: Inget beroende av period-luminositetsrelationen på metallicitet  //  Acta Astronomica : journal. - 2001. - Vol. 51 . — S. 221 . - . - arXiv : astro-ph/0109446 .
  36. ↑ Macri, LM; Stanek, K.Z.; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ Ett nytt cepheidavstånd till Maser-värdgalaxen NGC 4258 och dess konsekvenser för Hubble-konstanten  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 652 , nr. 2 . - P. 1133-1149 . - doi : 10.1086/508530 . - . — arXiv : astro-ph/0608211 .
  37. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. Cepheider i yttre galaxer. I. Maser-värdgalaxen NGC 4258 och metallicitetsberoendet av period-luminositet och period-Wesenheit-relationer  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 684 , nr. 1 . - S. 102-117 . - doi : 10.1086/589965 . - . - arXiv : 0805.1592 .
  38. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. Cepheider av typ II som extragalaktiska distansljus  //  Acta Astronomica : journal. - 2009. - Vol. 59 , nr. 4 . — S. 403 . - . - arXiv : 0909.0181 .
  39. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. Angående lutningen av Cepheidperioden-Luminosity Relation  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 696 , nr. 2 . - P. 1498-1501 . - doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . - . - arXiv : 0902.3747 .
  40. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Trä, PR Effekten av metallicitet på Cepheid magnituder och avståndet till M33  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 396 , nr. 3 . - S. 43-47 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x . - . - arXiv : 0903.4088 .
  41. ↑ Majaess, D. Cepheiderna i Centaurus A (NGC 5128) och konsekvenser för H0  //  Acta Astronomica : journal. - 2010. - Vol. 60 , nej. 2 . — S. 121 . — . - arXiv : 1006.2458 .
  42. ↑ 1 2 3 Berdnikov, LN VizieR Online Data Katalog: Fotoelektriska observationer av Cepheider i UBV(RI)c (Berdnikov, 2008  )  // VizieR Online Data Katalog: II/285. Ursprungligen publicerad i: 2008yCat.2285....0B : journal. - 2008. - Vol. 2285 . — P. 0 . — .
  43. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN The nature of the Cepheid T Antliae  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2003. - Vol. 407 . — S. 325 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030835 . - .
  44. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulise; Zwitter, Tomaz. En högupplöst spektralatlas med flera epok av märkliga stjärnor inklusive RAVE, GAIA och HERMES våglängdsområden  //  The Astronomical Journal  : tidskrift. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 140 , nr. 6 . — S. 1758 . - doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1758 . - . - arXiv : 1009.5566 .
  45. ↑ Andrievsky, SM; Tur, RE; Kovtyukh, VV Fasberoende variation av de grundläggande parametrarna för cepheider. III. Perioder between 3 and 6 Days  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 130 , nr. 4 . — S. 1880 . - doi : 10.1086/444541 . - .
  46. ↑ Kreiken, EA Tätheten av stjärnor av olika spektraltyper. Med 1 figur  // Astronomi och astrofysik  : tidskrift  . - 1953. - Vol. 32 . — S. 125 . - .
  47. ↑ Watson, Christopher. S pilar . AAVSO hemsida . American Association of Variable Star Observers (4 januari 2010). Hämtad 22 maj 2015. Arkiverad från originalet 12 december 2020.
  48. ↑ 1 2 Houk, N.; Cowley, AP University of Michigan Katalog över tvådimensionella spektraltyper för HD-stjärnorna. Volym I. Deklinationer -90_ till -53_ƒ0  //  University of Michigan Katalog över tvådimensionella spektraltyper för HD-stjärnorna. Volym I. Deklinationer -90_ till -53_ƒ0 : journal. - 1975. - .

Länkar

 variabla stjärnor
Eruptiv
Pulserande
roterande
Katalysmisk
förmörkande binärer
Listor
Kategori: Variabla stjärnor