Cepheid

Cepheider  - en klass av pulserande variabla stjärnor , vars prototyp var δ Cephei . Dessa stjärnor är gula jättar och superjättar , och bland de variabla stjärnorna kännetecknas Cepheiderna av ett väl studerat period-luminositetsberoende . På grund av detta beroende och höga ljusstyrka används Cepheider som standardljus  - enligt observationer av Cepheider bestäms avstånden till avlägsna objekt, inklusive till andra galaxer, och i början av 1900-talet, med deras hjälp, existensen av föremål utanför Vintergatan bevisades och Hubble-lagen upptäcktes .

Cepheider delas in i två huvudklasser - klassiska Cepheider och Cepheider av typ II , som också är heterogena och delas in i underklasser. Stjärnorna i dessa klasser skiljer sig mycket åt i massor och åldrar, befinner sig i olika evolutionsstadier och tillhör olika stjärnpopulationer och har också olika relationer mellan period och ljusstyrka. Skillnaden i perioder och ljusstyrkor mellan klasserna är dock inte så stor, och de identifierades först 1952. Dessutom är pulsationsmekanismen för alla Cepheider densamma [1] [2] [3] . Det kallas en kappa-mekanism , och dess princip liknar en värmemotor , där ett lager av joniserat helium spelar rollen som en ventil.

Egenskaper

Cepheider är jättar och superjättar av spektraltyperna F, G och tidiga K. Deras ljusstyrka varierar med en amplitud på 1–2 m , och spektraltypen varierar från F5–F8 maximalt till F7–K1 som minimum. Maximen för ljusstyrkan, temperaturen och expansionshastigheten för Cepheider sammanfaller, men de faller inte på varken maximum eller minimum av radien. Cepheidernas ljuskurvor kännetecknas av en ganska snabb ökning av ljusstyrkan och ett långsammare sönderfall [3] [4] [5] .

De karakteristiska pulsationsperioderna för väl studerade Cepheider sträcker sig från 1 till 45 dagar, men det finns även Cepheider med längre pulsationsperioder. I vår galax finns det objekt med en period på 125 dagar (även om deras tillhörighet till de klassiska cefeiderna inte har bekräftats), och i andra galaxer är objekt med perioder på mer än 200 dagar kända, som har alla tecken på cepeider [ 3] [4] .

Ljuskurvorna för RR Lyrae variabla stjärnor har viss likhet med Cepheid ljuskurvor, och av denna anledning har termen "kort period Cepheid" använts tidigare för RR Lyrae stjärnor. Det finns dock mer grundläggande fysiska skillnader mellan Cepheider och RR Lyrae-stjärnor, förutom perioder, så denna term anses vara felaktig och används inte längre [6] .

De första Cepheiderna upptäcktes 1783 och 1784: Eduard Pigott upptäckte variationen av ljusstyrka med tiden för η Eagle , och 1784 John Goodryke  för δ Cepheus [2] .

Klassificering

De flesta Cepheider kan hänföras till en av två typer: klassiska Cepheider , som tillhör galaxens platta subsystem och tillhör stjärnpopulationen I , eller typ II Cepheider , som tillhör galaxens sfäriska delsystem och population II . Denna uppdelning av cepheider i två huvudklasser introducerades av Walter Baade 1952. Han upptäckte att cepeider inte följer ett enda period-luminositetsförhållande och fick reda på att några av de avstånd som bestämdes vid den tiden med denna metod visade sig vara felaktiga: till exempel visade det sig att uppskattningen av avståndet till Andromedagalaxen underskattades till hälften [2] [3] [7] .

Klassiska cepheider

Klassiska cepheider är unga population I -stjärnor som är koncentrerade i galaxens platta delsystem och som regel finns i öppna stjärnhopar . Dessa cepheider har massor av 3–18 M ⊙ , absoluta magnituder från −0,5 m till −6 m , och perioder oftast i intervallet 5–10 dagar [8] , och deras ålder är 50–300 miljoner år. I de inledande stadierna av evolutionen, när dessa stjärnor var i huvudsekvensen , hade de en spektralklass B. Denna typ av Cepheid är väl studerad och har ett ganska väldefinierat period-luminositetsförhållande , och används vanligtvis för att bestämma avstånd [3] [4] [9] [10] [11] .

För klassiska Cepheider med perioder på 6–20 dagar visar deras ljuskurvor ett litet hopp under ljusstyrkans fall, vilket för Cepheider med perioder på cirka 10 dagar är nära ljusstyrkans maximum, vilket kan leda till närvaron av två maxima. Detta fenomen förklaras antingen av en pulsation i två perioder med en resonans på 1: 2, eller av ett eko från själva pulsationerna. I engelsk litteratur kallas sådana cepheider för bump-cephider (bokstavligen "påverkande cepheider") [12] [13] .

Exempel på klassiska Cepheider är η Eagle och δ Cephei - den första av de upptäckta Cepheiderna i allmänhet, samt Polarstjärnan - den senare är den Cepheid som ligger närmast jorden, men dess ljusstyrka ändras bara inom intervallet 0,06 m [9] ] [12] .

Typ II Cepheider

Typ II Cepheider är gamla population II stjärnor som tillhör galaxens sfäriska delsystem . De finns huvudsakligen i klotformade stjärnhopar och lyder ett annat förhållande mellan period och ljusstyrka än klassiska cefeider: med samma perioder är cepheider av typ II 1,5 m - det vill säga ungefär 4 gånger - svagare än klassiska cefeider [4] . Den absoluta magnituden för sådana stjärnor sträcker sig från 0 m till −3 m , och perioderna är oftast 12–28 dagar [8] . Massorna av typ II Cepheider har endast mätts indirekt, från deras pulsationer, och tros ligga i intervallet 0,5–0,8 M ⊙ [14] . Åldern för sådana Cepheider är mer än 10 miljarder år [3] [4] [15] .

Cepheider av typ II är indelade i 3 underklasser [10] [11] [12] :

  • variabler av typ BL Hercules — med perioder från 1 till 5–8 dagar,
  • variabler av typ W Jungfrun — med perioder på 10–20 dagar,
  • variabler av typen RV Taurus - med perioder på mer än 20 dagar. Förutom en längre period kännetecknas stjärnorna i denna underklass av ljuskurvornas oregelbundna form och betraktas ibland som en mellantyp av stjärnor mellan Cepheider och Mirids . Denna underklass är i sin tur uppdelad i två undertyper [16] :
    • RVa är stjärnans genomsnittliga ljusstyrka under perioden är konstant,
    • RVb är den genomsnittliga ljusstyrkan för perioden varierar med en period på 600–1500 dagar.

Tidigare, när Cepheider av typ II ännu inte var uppdelade, användes termerna "Virgo W-variabler" och "Cepheider av typ II" omväxlande. Uppdelningen infördes på grundval av det faktum att stjärnor av olika underklasser befinner sig i olika stadier av stjärnutvecklingen [10] [11] .

Exempel på Cepheider av typ II är prototyperna av var och en av de tre underklasserna: BL Hercules , W Virgo och RV Taurus [12] [16] .

Anomala cepheider

Förutom de två huvudtyperna är de så kallade "anomala Cepheiderna" kända: de finns i dvärg sfäroidala galaxer och har ljusstyrka och perioder som motsvarar mellanvärden mellan typ I och typ II Cepheider. Stjärnan BL Bootes blev prototypen för denna klass , och följaktligen började sådana stjärnor att kallas variabler av typen BL Bootes . Det antas att sådana föremål har massor av storleksordningen 1,5 M ⊙ [11] [17] . Termen "anomala cephider" användes för att beskriva jungfru W-typ cephider en kort tid efter upptäckten, men används inte längre i denna mening [3] .

Bimodala cepheider

Bi- och multimodala Cepheider är stjärnor som pulserar i två eller flera olika perioder. Om menstruationerna är nära, så uppträder slag i pulsationerna av Cepheiderna . Ungefär hälften av cepheiderna med mens från 2 till 4 dagar är bimodala [12] [13] [18] [19] .

Samband mellan period och ljusstyrka

Parametervärden [3]
Spektralområde
_
B −2.40 -0,73
V −2,87 −1.01
RC _ −2,97 −1.30
R −3.13 −1,32
Jag C −3.07 −1,46
jag −3.18 −1,60
J −3,37 −1,69
H −3,52 −1,85
K −3,52 −1,94

År 1908 upptäckte Henrietta Leavitt förhållandet mellan perioden av förändring i ljusstyrka och ljusstyrkan hos Cepheiderna i de magellanska molnen . Stjärnorna där var uppenbarligen på samma avstånd, vilket betyder att deras ljusstyrka kunde jämföras direkt [20] . 1913 slog Einar Hertzsprung fast att cepheiderna i de magellanska molnen är desamma som i närheten av solen , och det tidigare upptäckta beroendet av perioden och ljusstyrkan är detsamma överallt [2] . Samtidigt introducerade Hertzsprung själva beteckningen "Cepheid" - efter namnet på stjärnan δ Cephei [21] .

Sedan dess har beroendeparametrarna förfinats upprepade gånger. 1997, empiriskt, baserat på Hipparcos- data , erhölls följande formel för klassiska Cepheider:

där  är den genomsnittliga absoluta magnituden i spektralområdet V , och  är pulsationsperioden i dagar [22] .

Dessutom, 1996, erhölls beroenden för olika spektralområden, som har en liknande form:

där  finns några numeriska parametrar, för olika spektralområden med de värden som anges i tabellen [3] [4] .

Under tiden, även med tillräckligt exakta data, passar inte stjärnstorlekar och perioder perfekt in i beroendet ovan. Det påverkas också av ceheidens position på instabilitetsremsan , vilket kan uttryckas av färgindexet . 2007 föreslogs följande formel med hjälp av färgindex [9] :

Sambandet mellan period och ljusstyrka förklaras av att både perioden och ljusstyrkan för en Cepheid ökar med ökande massa. Dessutom, ju större massa en stjärna har, desto kortare är dess totala livslängd och dess ålder i det ögonblick då den blir en Cepheid. Således är alla fyra parametrarna relaterade [2] [23] .

Fenomenets fysik

Pulseringsmekanism

Vanligtvis är stjärnor i termodynamisk jämvikt , det vill säga det inre gastrycket i stjärnan och dess egen vikt är balanserade. Om den kränks, i synnerhet stjärnan expanderar eller drar ihop sig, tenderar den att återgå till ett tillstånd av jämvikt och svängningar börjar i den. Perioden för sådana svängningar, den korrekta perioden , är relaterad till stjärnans genomsnittliga täthet enligt följande [4] :

var  är gravitationskonstanten . Till exempel, för Solen, som har en medeldensitet på 1,4 g/cm 3 , blir perioden lite mindre än en timme [4] . Möjligheten av sådana pulsationer förutspåddes 1879 av den tyske fysikern August Ritter , och 1894 upptäckte Aristarkh Belopolsky förändringar i Cepheidernas radiella hastighet. Till en början antog man att dessa förändringar orsakades av närvaron av osynliga massiva satelliter, men sedan visade det sig att de förklaras av radiella pulseringar [9] .

Om en vanlig stjärna av någon anledning tappar balansen kommer den att börja svänga, men dessa svängningar kommer snabbt att dö ut. Observationer av pulserande variabler, i synnerhet cepheider, visar att deras svängningar inte avtar, vilket betyder att de måste ha någon form av energikälla. År 1917 lade Arthur Eddington fram en hypotes som förklarade var energin kommer ifrån - energikällan i den kallas "kappamekanismen" eller "Eddingtonventilen" och liknar en värmemotor [24] . Detta antagande bekräftades 1953, när Sergei Zhevakin upptäckte linjer av joniserat helium i spektra av Cepheider  - det var han som spelade rollen som en ventil i Eddington-hypotesen [4] [25] .

Mekanismen i sig är följande: Cepheider har ett lager av joniserat helium med en tjocklek på 1–2 % av stjärnans radie. He III (dubbeljoniserat helium) är mindre transparent än He II (enkeljoniserat helium), och ju högre temperatur desto mer helium blir dubbeljoniserat. På grund av detta blir heliumlagret mindre genomskinligt, det börjar fånga energi och samtidigt värmas upp, vilket gör att stjärnan expanderar. Vid expansion sjunker temperaturen på heliumskiktet igen, partiell rekombination av He III inträffar och dess omvandling till He II, och det blir mer transparent och skickar strålningsenergi in i de yttre skikten. På grund av detta sjunker trycket i stjärnans inre skikt, under påverkan av gravitationen drar stjärnan ihop sig igen, och processen upprepas [4] . Stjärnor med olika massa har olika temperaturfördelningar i sitt inre, och ju mer massiv stjärnan är, desto närmare ytan uppnås temperaturen som krävs för att genomföra den beskrivna processen, vilket är 35000–55000 K [9] .

Svängningar kan bara fortsätta om deras period sammanfaller med stjärnans egen svängningsperiod. Med en ökning av massan minskar stjärnans densitet och svängningsperioden och ljusstyrkan ökar, vilket är orsaken till det observerade period-luminositetsberoendet [23] .

Inte bara Cepheider kan stödja kappa-pulsationsmekanismen, utan parametrarna för stjärnor som kan pulsera är begränsade. På Hertzsprung-Russell-diagrammet bildar de ett instabilitetsband [4] [23] .

Kappamekanismen är den främsta orsaken till pulsationer, men det finns två andra mindre. Kärnan i den första av dem är att skiktet av joniserat helium har en lägre temperatur än de närliggande skikten, på grund av vilken del av energin som passerar till det, vilket förbättrar kappamekanismen - detta fenomen kallas gammamekanismen. Den andra kallas r-mekanismen eller radie-mekanismen och ligger i det faktum att när en stjärna komprimeras minskar dess yta, varifrån energi utstrålas. Energitätheten inuti stjärnan ökar, vilket leder till att skalen expanderar [9] [26] .

Cepheider som ett evolutionsstadium

Under evolutionens gång ändrar stjärnor sina parametrar, såväl som deras position på Hertzsprung-Russell-diagrammet . När väte tar slut i det inre av stjärnor som ett resultat av fusion, börjar de öka i storlek och svalna, sjunka ner från huvudsekvensen och flytta till subjättestadiet . Vid denna tidpunkt kan massiva stjärnor korsa instabilitetsremsan och tillfälligt bli cefeider - i detta skede tar en sådan övergång 10 2 -10 4 år, vilket är mycket kort med astronomiska standarder. Efter det går stjärnan till grenen av röda jättar , och om dess massa är tillräckligt stor, går heliumet i den gradvis in i en termonukleär reaktion , på grund av vilken stjärnan går till den så kallade blå slingan . Beroende på dess massa kan en blå öglestjärna korsa instabilitetsremsan upp till två gånger och stanna där mycket längre än första gången den passerade. I vissa fall kan stjärnan gå igenom den blå slingan två gånger, och följaktligen kommer det att finnas fyra övergångar av instabilitetsremsan i detta skede [5] [9] [23] .

Cepheider av typ II är stjärnor med låg massa som utvecklas på olika sätt. Bland dem urskiljs tre underklasser, som motsvarar olika stadier av stjärnors utveckling. Efter att helium antänds i kärnan av en stjärna med låg massa , passerar det till den horisontella grenen - ljusstyrkan hos stjärnorna på den är nästan densamma, och temperaturerna beror på massan och metalliciteten . Den horisontella grenen skär instabilitetsremsan , och stjärnorna i skärningspunkten mellan dessa två regioner pulserar - dessa är kända som RR Lyrae-variabler [5] . Men om stjärnan träffar högtemperaturdelen av den horisontella grenen kommer den inte att pulsera vid den tiden. När det tar slut på helium i sin kärna kommer det att börja expandera och svalna, falla in i den asymptotiska jättegrenen , någon gång kommer den att hamna i instabilitetsremsan och börja pulsera — i det här fallet blir stjärnan en BL Hercules typ variabel [11] [14] .

Om stjärnan faller på lågtemperaturdelen av den horisontella grenen , skär den asymptotiska jättegrenen inte instabilitetsremsan . Men för stjärnor i änden av den asymptotiska jättegrenen kan en förändring från en skiktad vätekälla till en heliumkälla och vice versa inträffa, på grund av vilket stjärnans temperatur kort kan öka, och stjärnan själv kan gå igenom en blå slinga. Om stjärnan samtidigt passerar remsan av instabilitet och börjar pulsera, så blir den en variabel av typ W Jungfru [11] [14] [27] [28] .

Efter slutet av den asymptotiska jättegrenen kastar lågmassastjärnor sitt hölje och blir vita dvärgar , men innan dess ökar deras yttemperatur, vilket också leder till att stjärnan passerar genom ett instabilitetsband. Stjärnor som passerar genom bandet i detta skede blir RV Taurus [11] [14] [16] .

Perioden för en stjärna är associerad inte bara med ljusstyrka, utan också med dess position på instabilitetsremsan: vid lika ljusstyrkor kommer en kallare stjärna att ha en längre pulsationsperiod än en varmare. På grund av det faktum att övergången av instabilitetsremsan under subgiant-stadiet fortskrider mycket snabbt med astronomiska standarder, gör långsiktiga systematiska observationer det möjligt att registrera förändringar i cepheidernas perioder. En ökning av perioden innebär att temperaturen på fotosfären sjunker och stjärnan i diagrammet rör sig till höger, medan en minskning av perioden innebär en ökning av temperaturen i fotosfären och rörelse åt vänster [23] .

Periodfördelning av cepheider

I Vintergatan , de vanligaste klassiska Cepheiderna med en pulsationsperiod på cirka 5 dagar. Samtidigt, i de stora och små magellanska molnen , är toppperioderna 3,2 respektive 1,6 dagar. Denna skillnad beror på att metalliciteten hos dessa satelliter är mindre än Vintergatans, med 2,2 respektive 4,8 gånger [9] .

Den maximala temperaturen som kommer att uppnås på den blå slingan beror på stjärnans massa och på innehållet av tunga element - ju större massa och ju lägre metallicitet, desto högre blir maxtemperaturen, och det beror på om stjärnan på den blå öglan faller in i instabilitetsremsan. Ju lägre metallicitet galaxen har, desto lägre är den minsta massan av stjärnor som kan bli cepeider. Eftersom perioden för en Cepheid beror på dess massa, beror minimiperioden också på metalliciteten. Samtidigt är stjärnor med låg massa vanligast, så cepheider med en minimiperiod kommer att vara de mest talrika [9] .

Betydelse för astronomi

På grund av det välkända och repeterbara förhållandet mellan period och ljusstyrka, används Cepheider som standardljus inom astronomi. De kan användas för att hitta avstånd i intervallet från 100 pc till 20 Mpc, för de flesta av dessa ger avståndsmätningar med parallaxmetoden mycket låg noggrannhet. Således är Cepheider viktiga för att bestämma avstånd till avlägsna objekt och fastställa en avståndsskala inom astronomi [23] .

1916–1918, baserat på Henrietta Leavitts och Einar Hertzsprungs arbete , använde Harlow Shapley för första gången Cepheider som standardljus. Efter att ha förfinat förhållandet mellan ljusstyrka och period, uppskattade han avstånden till närliggande klothopar ; sedan, successivt med hjälp av andra kriterier, bestämde han avstånden (i storleksordningen hundratusentals ljusår ) till mer avlägsna kluster, tog reda på storleken på Vintergatan och fastställde att solen är vid kanten av galaxen [2 ] [3] . 1925-1926 upptäckte Edwin Hubble flera cepheider i Andromedagalaxen och beräknade deras avstånd, och bevisade därmed för första gången att det fanns objekt utanför vår galax. Därefter, baserat på resultaten av observationer av cepeiders rörelse, bestämdes formen på Vintergatans spiralarm och rotationshastigheten för föremål i den. Samtidigt har de flesta cepeider mycket höga ljusstyrkor, så de som finns i angränsande galaxer är lättillgängliga för observation, och tack vare detta används cepeider för att hitta avstånd till andra galaxer , vilket gör det möjligt att bestämma Hubble-konstanten , och till ännu ljusare objekt - supernovor . Universums accelererade expansion upptäcktes också tack vare cepheiderna: det visade sig att de fotometriskt bestämda avstånden till de mest avlägsna galaxerna inte motsvarar deras borttagningshastigheter [2] [23] .

Data om cepheider och deras noggrannhet är mycket viktiga: till exempel leder ett fel vid bestämning av den absoluta ljusstyrkan för cepheider med 1 m till ett fel vid bestämning av avstånd med 1,58 gånger, och samma fel kommer att vara i värdet på Hubble-konstanten, bestäms av avståndet till Cepheider [3] . Den exakta bestämningen av period-luminositetsberoendet försvåras av det faktum att detta beroende påverkas till exempel av stjärnans metallicitet och dess nuvarande position på instabilitetsremsan [23] [29] [30] [31] , och i synnerhet av denna anledning varierar uppskattningar av Hubble-konstanten från 60 till 80 km s −1 Mpc −1 [32] .

Anteckningar

  1. ↑ 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 . - S. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cepheider  / Y. N. Efremov  // Space Physics: A Little Encyclopedia / Redaktionsråd: R. A. Sunyaev (chefredaktör) och andra - 2nd ed. - M  .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 710-712. — 70 000 exemplar.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Samus N. N. Variabla stjärnor . Klassiska cefeider. OKPP-typer: DCEP, DCEPS, CEP(B) . Astronomiskt arv . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kononovich E.V., Moroz V.I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
  5. ↑ 1 2 3 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Grundläggande astronomi . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 sid. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  6. ↑ Samus N. N. Variabla stjärnor . Variabler av typ RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B) . Astronomiskt arv . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  7. ↑ I. Stewart. The Mathematics of the Cosmos: Hur modern vetenskap dechiffrerar universum . - 2018. - S. 332. - 542 sid. — ISBN 9785961452280 .
  8. ↑ 1 2 Dale E. Gary. Pulserande och variabla stjärnor . New Jerseys Science & Technology University . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Scott Gerard. Cepheidernas hemliga liv . Villanova University (2014). Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  10. ↑ 1 2 3 Wallerstein, George. Cepheiderna av Population II och relaterade stjärnor  //  The Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : tidskrift. - 2002. - Vol. 114 , nr. 797 . - s. 689-699 . - doi : 10.1086/341698 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. Experimentet med optisk gravitationslins. OGLE-III-katalogen över variabla stjärnor. II.Cepheider av typ II och anomala cepheider i det stora magellanska molnet  //  Acta Astronomica : journal. - 2008. - Vol. 58 . — S. 293 . - . - arXiv : 0811.3636 .
  12. ↑ 1 2 3 4 5 David Darling. Cepheidvariabel . Encyclopedia of Science . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  13. ↑ 12 Klassiska cepheider . OGLE Atlas of Variable Star Light Curves . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  14. ↑ 1 2 3 4 Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L. The Binary Type II Cepheid IX CAS and TX Del  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1989. - September ( vol. 98 ). — S. 981 . - doi : 10.1086/115190 . — .
  15. ↑ Vår forskning: Cepheider av typ II som avståndsindikatorer med VVV-tidsserier . Instituto Milenio de Astrofisika . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  16. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri stjärna . Encyclopedia of Science . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  17. ↑ Samus N. N. Variabla stjärnor . Cepheider av den sfäriska komponenten. OKPZ-typer: CWA, CWB, BLBOO . Astronomiskt arv . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  18. ↑ Publikationer . Tidningen "Variable Stars" . Astronet . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  19. ↑ Slå Cepheid . Oxford Referens . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  20. ↑ Henrietta Leavitt . 1777 variabler i Magellanska molnen // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — .
  21. ↑ Fernie, JD Period-Luminosity Relation: En historisk recension  // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific  : tidskrift  . - 1969. - December ( vol. 81 , nr 483 ). — S. 707 . - doi : 10.1086/128847 . - .
  22. ↑ Feast, M.W.; Catchpole, RM Cepheidperioden-ljusstyrka nollpunkt från HIPPARCOS trigonometriska parallaxer  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - 1997. - Vol. 286 , nr. 1 . - P.L1-L5 .
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Rastorguev A. S. Cepheider - universums stjärnfyrar . PK Sternberg Statens astronomiska institut . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  24. ↑ Eddington, AS Pulsationsteorin för Cepheidvariabler  //  Observatoriet. - 1917. - Vol. 40 . — S. 290 . - .
  25. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : magazine  . - 1984. - Vol. 68 . — S. 519 . — .
  26. ↑ M. Heydari-Malayeri. gamma mekanism . En etymologisk ordbok för astronomi och astrofysik . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.
  27. ↑ Groenewegen, MAT; Jurkovic, M.I. (2017). "Ljusstyrkor och infrarött överskott i typ II och anomala cepheider i de stora och små magellanska molnen". Astronomi och astrofysik . 603 :A70. arXiv : 1705.00886 . Bibcode : 2017A&A...603A..70G . DOI : 10.1051/0004-6361/201730687 .
  28. ↑ van Loon, J. Th. På metallicitetsberoendet av vindarna från röda superjättar och Asymptotic Giant Branch-stjärnor  // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series. – 2006.
  29. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., 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 .
  30. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Expansionsfältet: värdet på H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 2008. - Vol. 15 , nr. 4 . - s. 289-331 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
  31. ↑ Turner, David G. 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 .
  32. ↑ Cepheid Variable Stars & Distance Bestämning . Australia Telescope National Facility . Tillträdesdatum: 15 juli 2020.

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 variabla stjärnor
Eruptiv
Pulserande
roterande
Katalysmisk
förmörkande binärer
Listor
Kategori: Variabla stjärnor