stringtranslate.com

Цефеидная переменная

RS Корма , одна из самых ярких известных переменных звезд цефеид в галактике Млечный Путь
( космический телескоп Хаббла )

Переменная цефеида ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ˈ s iː f i - / ) — тип переменной звезды , которая пульсирует радиально , меняясь как по диаметру, так и по температуре. Он меняется по яркости, с четко выраженным стабильным периодом и амплитудой.

Цефеиды являются важными космическими ориентирами для измерения галактических и внегалактических расстояний . Существует сильная прямая связь между светимостью переменной цефеиды и периодом ее пульсации .

Эта характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . Открытие позволяет узнать истинную светимость цефеиды, просто наблюдая за периодом ее пульсации. Это позволяет узнать расстояние до звезды путем сравнения ее известной светимости с наблюдаемой яркостью.

Термин «цефеида» происходит от Дельты Цефеи в созвездии Цефея , идентифицированной Джоном Гудриком в 1784 году. Это была первая идентифицированная звезда такого типа.

История

Кривые период-светимость классических цефеид и цефеид II типа.

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. [1] Звезда, одноименная классическим цефеидам, Дельта Цефеи , была обнаружена Джоном Гудриком как переменная несколько месяцев спустя. [2] К концу XIX века число подобных переменных выросло до нескольких десятков, и их отнесли к классу цефеид. [3] Большинство цефеид были известны благодаря отличительным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды по прототипу ζ Geminorum . [4]

Связь между периодом и светимостью классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . [5] Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами. [6] Было обнаружено, что переменные цефеид демонстрируют изменение лучевой скорости с тем же периодом, что и изменение светимости, и первоначально это было интерпретировано как свидетельство того, что эти звезды были частью двойной системы . Однако в 1914 году Харлоу Шепли продемонстрировал, что от этой идеи следует отказаться. [7] Два года спустя Шепли и другие обнаружили, что переменные цефеид меняют свои спектральные классы в течение цикла. [8]

В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя их движение по небу. [9] (Его результаты позже потребуют пересмотра.) В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы установить первоначальные ограничения на размер и форму Млечного Пути и расположение Солнца внутри него. [10] В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в Галактике Андромеды , до этого известной как «Туманность Андромеды » , и показал, что эти переменные не являются членами Млечного Пути. Открытие Хаббла решило вопрос, поднятый в « Великих дебатах » о том, представляет ли Млечный Путь всю Вселенную или является лишь одной из многих галактик во Вселенной. [11]

В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировали то, что сейчас известно как закон Хаббла , объединив расстояния цефеид до нескольких галактик с измерениями Весто Слайфера скорости, с которой эти галактики удаляются от нас. Они обнаружили, что Вселенная расширяется , подтвердив теории Жоржа Леметра . [12]

Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути [13]

В середине 20 века серьезные проблемы с астрономической шкалой расстояний были решены путем разделения цефеид на разные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классическую и тип II). Классические цефеиды — это более молодые и массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II — это более старые и тусклые звезды популяции II. [14] Классические цефеиды и цефеиды типа II следуют разным соотношениям период-светимость. Светимость цефеид II типа в среднем меньше классических цефеид примерно на 1,5 звездной величины (но все же ярче звезд типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и шкалы внегалактических расстояний. [15] [16] Звезды типа RR Лиры, тогда известные как переменные скопления, довольно рано были признаны отдельным классом переменных, отчасти из-за их коротких периодов. [17] [18]

Механика звездных пульсаций как тепловой машины была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном [19] (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигатель. [20]

Классы

Переменные цефеид разделены на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возраст и историю эволюции: классические цефеиды и цефеиды типа II . Переменные Дельта Щита представляют собой звезды А-типа на главной последовательности или вблизи нее на нижнем конце полосы нестабильности и первоначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальную ветвь . Переменные Дельта Щита и переменные RR Лиры обычно не рассматриваются с переменными цефеид, хотя их пульсации возникают по тому же каппа-механизму ионизации гелия .

Классические цефеиды

Кривая блеска Дельты Цефеи , прототипа классических цефеид, показывает регулярные изменения, вызванные собственными звездными пульсациями.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеид) подвергаются пульсациям с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев. Классические цефеиды — это переменные звезды популяции I , которые в 4–20 раз массивнее Солнца [21] и до 100 000 раз ярче. [22] Эти цефеиды представляют собой желтые яркие гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 – K2, а их радиусы изменяются на (~25% для более длиннопериодных I Килей ) миллионы километров в течение цикла пульсаций. [23]

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик внутри Местной группы и за ее пределами, а также являются средством определения постоянной Хаббла . [24] [25] [26] [27] [28] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик галактики Млечный Путь, таких как высота Солнца над галактической плоскостью и локальная спиральная структура Галактики. [29]

Группу классических цефеид с небольшими амплитудами и синусоидальными кривыми блеска часто выделяют как цефеиды малой амплитуды или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.

Цефеиды II типа

Кривая блеска κ Pavonis , цефеиды типа II, зафиксированная спутником НАСА для исследования транзитной экзопланеты (TESS)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами населения II) — это переменные звезды населения II , пульсирующие с периодами обычно от 1 до 50 дней. [14] [30] Цефеиды типа II обычно представляют собой бедные металлами , старые (~10 млрд лет назад) объекты с малой массой (~половины массы Солнца). Цефеиды II типа делятся на несколько подгрупп по периодам. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к подклассу BL Her , 10–20 дней относятся к подклассу W Virginis , а звезды с периодами более 20 дней относятся к подклассу RV Tauri . [14] [30]

Цефеиды типа II используются для определения расстояния до Галактического центра , шаровых скоплений и галактик . [29] [31] [32] [ 33] [34] [35] [36]

Аномальные цефеиды

Группа пульсирующих звезд в полосе нестабильности имеет периоды менее 2 дней, аналогичные переменным RR Лиры, но с более высокой светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массы выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и Солнце. Неясно, являются ли они молодыми звездами на «повернутой» горизонтальной ветви, голубыми отставшими звездами, образовавшимися в результате переноса массы в двойных системах, или смесью того и другого. [37] [38]

Двухмодовые цефеиды

Было замечено, что небольшая часть переменных цефеид пульсирует в двух модах одновременно: обычно в основном основном и первом обертоне, иногда во втором обертоне. [39] Очень небольшое количество пульсирует в трех ладах или в необычной комбинации ладов, включая более высокие обертоны. [40]

Неопределенные расстояния

Главными среди неопределенностей, связанных с классической шкалой расстояний цефеид и типом II, являются: природа соотношения период-светимость в различных полосах пропускания , влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения. (смешение с другими звездами) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон затухания на расстояниях цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [25] [22] [27] [34] [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48]

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что указанные значения постоянной Хаббла (установленные на основе классических цефеид) находятся в диапазоне от 60 до 80 км/с/Мпк. [24] [25] [26] [27] [28] Разрешение этого несоответствия является одной из главных проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем указания точного значения постоянной Хаббла. [26] [28] С годами неопределенности уменьшились, отчасти благодаря таким открытиям, как RS Puppis .

Дельта Цефеи также имеет особое значение в качестве калибратора отношения период-светимость цефеиды, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездного скопления [ 49] [50] и наличием точные параллаксы космического телескопа Хаббл / Hipparcos . [51] Точность измерения параллаксов до переменных цефеид и других тел в пределах 7500 световых лет значительно повышается за счет сравнения изображений Хаббла, сделанных с разницей в шесть месяцев, когда Земля и Хаббл находятся на противоположных сторонах Солнца. [52]

Модель пульсации

Промежуток времени переменной звезды типа цефеиды Полярная звезда, иллюстрирующий визуальный вид цикла изменения ее блеска.

Принятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона [53] [54] или « κ-механизмом », где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.

Гелий — это газ, который считается наиболее активным в этом процессе. Дважды ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. По мере нагревания гелия его температура повышается до тех пор, пока не достигает точки, в которой спонтанно возникает двойная ионизация, которая поддерживается по всему слою почти так же, как «зажигает» люминесцентная лампа. В самой тусклой части цикла цефеид этот ионизированный газ во внешних слоях звезды относительно непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается, но остается ионизированным до тех пор, пока не будет достигнут другой порог, при котором двойная ионизация не может поддерживаться, и слой становится однократно ионизированным, следовательно, более прозрачным, что позволяет излучению выходить. Затем расширение останавливается и меняется на противоположное из-за гравитационного притяжения звезды. Считается, что состояния звезды либо расширяются, либо сжимаются из-за гистерезиса [55] , создаваемого дважды ионизированным гелием, и неопределенного переключения между двумя состояниями, меняя местами каждый раз, когда пересекается верхний или нижний порог. Этот процесс во многом аналогичен релаксационному генератору, встречающемуся в электронике. [56]

В 1879 году Август Риттер (1826–1908) продемонстрировал, что период адиабатических радиальных пульсаций однородной сферы связан с ее поверхностной силой тяжести и радиусом соотношением:

где k — константа пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы соотношением:

наконец получается:

где Q — константа, называемая постоянной пульсации. [57]

Примеры

Рекомендации

  1. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения новой переменной звезды». Философские труды Королевского общества . 75 : 127–136. Бибкод : 1785RSPT...75..127P. дои : 10.1098/rstl.1785.0007. S2CID  186212958.
  2. ^ Гудрик, Джон (1786). «Ряд наблюдений и открытие периода изменения света звезды, отмеченной Байером δ, вблизи головы Цефея. В письме Джона Гудрика, эсквайра, Невилу Маскелайну, DDFRS и астроному. Королевский». Философские труды Лондонского королевского общества . 76 : 48–61. Бибкод : 1786RSPT...76...48G. дои : 10.1098/rstl.1786.0002 .
  3. ^ Кларк, Агнес Мэри (1903). Проблемы астрофизики. Лондон, Англия: Адам и Чарльз Блэк . п. 319. ИСБН 978-0-403-01478-1.
  4. ^ Энгл, Скотт (2015). Тайная жизнь цефеид: многоволновое исследование атмосфер и эволюция классических цефеид в реальном времени (диссертация). arXiv : 1504.02713 . Бибкод : 2015PhDT........45E. дои : 10.5281/zenodo.45252.
  5. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 60 (4): 87–108. Бибкод : 1908АнХар..60...87Л.
  6. ^ Ливитт, Генриетта С.; Пикеринг, Эдвард К. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1–3. Бибкод : 1912HarCi.173....1L.
  7. ^ Шепли, Харлоу (декабрь 1914 г.). «О природе и причине изменчивости цефеид». Астрофизический журнал . 40 : 448. Бибкод :1914ApJ....40..448S. дои : 10.1086/142137 .
  8. ^ Шепли, Х. (1916), «Вариации спектрального класса двадцати переменных цефеид», Astrophysical Journal , 44 : 273, Бибкод : 1916ApJ....44..273S, doi : 10.1086/142295 .
  9. ^ Герцшпрунг, Э. (1913). «Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus» [О пространственном распределении переменных [звёзд] типа δ Цефеи]. Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 196 (4692): 201–208. Бибкод : 1913AN....196..201H.
  10. ^ Шепли, Х. (1918). «Шаровые скопления и структура галактической системы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 30 (173): 42. Бибкод :1918PASP...30...42S. дои : 10.1086/122686 .
  11. ^ Хаббл, EP (1925). «Цефеиды в спиральных туманностях». Обсерватория . 48 : 139. Бибкод :1925Obs....48..139H.
  12. ^ Леметр, Г. (1927). «Un Univers Homogene de Masse Constante et de Rayon Croissant Rendant Compte de la Vitesse Radiale des Nebuleuses Extra-galactiques». Анналы научного общества Брюсселя . 47 : 49. Бибкод :1927ASSB...47...49L.
  13. ^ «VISTA обнаруживает новый компонент Млечного Пути» . Проверено 29 октября 2015 г.
  14. ^ abc Валлерстайн, Джордж (2002). «Цефеиды населения II и родственные им звезды». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 114 (797): 689–699. Бибкод : 2002PASP..114..689W. дои : 10.1086/341698. S2CID  122225966.
  15. ^ Бааде, В. (1958). «Задачи определения расстояния до галактик». Астрономический журнал . 63 : 207. Бибкод : 1958AJ.....63..207B. дои : 10.1086/107726.
  16. ^ Аллен, Ник. «Раздел 2: Великие дебаты и большая ошибка: Шепли, Хаббл, Бааде». Шкала расстояний цефеид: история . Архивировано из оригинала 10 декабря 2007 г.
  17. ^ Шепли, Харлоу. (1918). «№ 153. Исследования по цветам и звездным величинам в звездных скоплениях. Восьмая статья: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид». Материалы обсерватории Маунт-Вилсон . 153 : 1. Бибкод : 1918CMWCI.153....1S.
  18. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Исследования, основанные на цветах и ​​звездных величинах в звездных скоплениях. Восьмой документ: Светимость и расстояния 139 переменных цефеид». Астрофизический журнал . 48 : 279–294. Бибкод : 1918ApJ....48..279S. дои : 10.1086/142435.
  19. ^ Эддингтон, AS (1917). «Теория пульсаций переменных цефеид». Обсерватория . 40 : 290. Бибкод : 1917Obs....40..290E.
  20. ^ Жевакин, С.А. (1953). "К Теории Цефеид. I". Астрономический журнал . 30 : 161–179.
  21. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Бибкод : 1996JRASC..90...82T.
  22. ^ Аб 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 . Бибкод : 2010Ap&SS.326..219T. дои : 10.1007/s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  23. ^ Роджерс, AW (1957). «Изменение радиуса и тип популяции переменных цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 117 : 85–94. Бибкод : 1957MNRAS.117...85R. дои : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  24. ^ аб Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф.; Гибсон, Брэд К.; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Сёко; Молд, Джереми Р.; Кенникатт-младший, Роберт С.; Форд, Голландия К.; Грэм, Джон А.; Хухра, Джон П.; Хьюз, Шон М.Г.; Иллингворт, Гарт Д.; Макри, Лукас М.; Стетсон, Питер Б. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 553 (1): 47–72. arXiv : astro.ph/0012376 . Бибкод : 2001ApJ...553...47F. дои : 10.1086/320638. S2CID  119097691.
  25. ^ abc Тамманн, Джорджия; Сэндидж, А.; Рейндл, Б. (2008). «Расширение поля: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (4): 289–331. arXiv : 0806.3018 . Бибкод : 2008A&ARv..15..289T. дои : 10.1007/s00159-008-0012-y. S2CID  18463474.
  26. ^ abc Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Бибкод : 2010ARA&A..48..673F. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID  13909389.
  27. ^ abc Нгеоу, К.; Канбур, С.М. (2006). «Постоянная Хаббла сверхновых типа Ia, откалиброванная с учетом линейных и нелинейных соотношений период-светимость цефеид». Астрофизический журнал . 642 (1): L29–L32. arXiv : astro.ph/0603643 . Бибкод : 2006ApJ...642L..29N. дои : 10.1086/504478. S2CID  17860528.
  28. ^ abc Macri, Лукас М.; Рисс, Адам Г.; Гузик, Джойс Энн; Брэдли, Пол А. (2009). «Проект SH0ES: наблюдения цефеид в NGC 4258 и хозяевах SN типа Ia». Материалы конференции AIP . Звездная пульсация: вызовы теории и наблюдения: материалы международной конференции. Материалы конференции AIP. Том. 1170. стр. 23–25. Бибкод : 2009AIPC.1170...23M. дои : 10.1063/1.3246452.
  29. ^ Аб Маджесс, диджей; Тернер, Д.Г.; Лейн, диджей (2009). «Характеристика Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Бибкод : 2009MNRAS.398..263M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. S2CID  14316644.
  30. ^ аб Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. II. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Бибкод : 2008AcA....58..293S.
  31. ^ Кубяк, М.; Удальский, А. (2003). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Население II цефеид в галактической выпуклости». Акта Астрономика . 53 : 117. arXiv : astro.ph/0306567 . Бибкод : 2003AcA....53..117K.
  32. ^ Мацунага, Нориюки; Фукуси, Хинако; Накада, Ёсиказу; Танабе, Тошихико; Праздник, Майкл В.; Мензис, Джон В.; Ита, Ёсифуса; Нисияма, Сёго; и другие. (2006). «Зависимость периода от светимости цефеид типа II в шаровых скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (4): 1979–1990. arXiv : astro.ph/0606609 . Бибкод : 2006МНРАС.370.1979М. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x. S2CID  25991504.
  33. ^ Праздник, Майкл В.; Лэйни, Клифтон Д.; Кинман, Томас Д.; Ван Леувен, Этаж; Уайтлок, Патрисия А. (2008). «Светимости и шкалы расстояний переменных цефеид II типа и RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (4): 2115–2134. arXiv : 0803.0466 . Бибкод : 2008MNRAS.386.2115F. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x. S2CID  14459638.
  34. ^ аб Маджесс, Д.; Тернер, Д.; Лейн, Д. (2009). «Цефеиды типа II как внегалактические дальние свечи». Акта Астрономика . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Бибкод : 2009AcA....59..403M.
  35. ^ Majaess, ди-джей (2010). «RR Лиры и переменные цефеид типа II придерживаются общего расстояния». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 38 (1): 100–112. arXiv : 0912.2928 . Бибкод : 2010JAVSO..38..100M.
  36. ^ Мацунага, Нориюки; Праздник, Майкл В.; Мензис, Джон В. (2009). «Соотношения периода и светимости цефеид II типа и их применение». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 397 (2): 933–942. arXiv : 0904.4701 . Бибкод : 2009MNRAS.397..933M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x. S2CID  13912466.
  37. ^ Капуто, Ф.; Кастеллани, В.; Дегл'Инноченти, С.; Фиорентино, Г.; Маркони, М. (2004). «Яркие переменные с низким содержанием металлов: почему аномальные цефеиды?». Астрономия и астрофизика . 424 (3): 927–934. arXiv : astro.ph/0405395 . Бибкод : 2004A&A...424..927C. дои : 10.1051/0004-6361:20040307. S2CID  45306570.
  38. ^ Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. II. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Бибкод : 2008AcA....58..293S.
  39. ^ Смолец, Р.; Москалик, П. (2008). «Возвращение к двухмодовым классическим моделям цефеид». Акта Астрономика . 58 : 233. arXiv : 0809.1986 . Бибкод : 2008AcA....58..233S.
  40. ^ Сошинский, И.; Полески, Р.; Удальский, А.; Кубяк, М.; Шиманский, МК; Петржинский, Г.; Выжиковски, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Трехмодовые и двухмодовые цефеиды 1O/3O в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 : 153. arXiv : 0807.4182 . Бибкод : 2008AcA....58..153S.
  41. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, Барбара Э.; Праздник, Майкл В.; Барнс, Томас Г.; Харрисон, Томас Э.; Паттерсон, Ричард Дж.; Мензис, Джон В.; Бин, Джейкоб Л.; Фридман, Венди Л. (2007). «Параллаксы датчика точного наведения космического телескопа Хаббл галактических переменных звезд-цефеид: отношения период-светимость». Астрономический журнал . 133 (4): 1810. arXiv : astro.ph/0612465 . Бибкод : 2007AJ....133.1810B. дои : 10.1086/511980. S2CID  16384267.
  42. ^ Станек, Казахстан; Удальский, А. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Исследование влияния смешивания на шкале расстояний цефеид с цефеидами в Большом Магеллановом Облаке». arXiv : astro-ph/9909346 .
  43. ^ Удальский, А.; Выжиковски, Л.; Петржинский, Г.; Шевчик, О.; Шимански, М.; Кубяк, М.; Сошинский И.; Зебрун, К. (2001). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в галактике IC1613: отсутствие зависимости отношения период-светимость от металличности». Акта Астрономика . 51 : 221. arXiv : astro.ph/0109446 . Бибкод : 2001AcA....51..221U.
  44. ^ Макри, LM; Станек, Казахстан; Берсье, Д.; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его влияние на постоянную Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro.ph/0608211 . Бибкод : 2006ApJ...652.1133M. дои : 10.1086/508530. S2CID  15728812.
  45. ^ Боно, Г.; Капуто, Ф.; Фиорентино, Г.; Маркони, М.; Муселла, И. (2008). «Цефеиды во внешних галактиках. I. Мазер-хозяинская галактика NGC 4258 и зависимость от металличности отношений период-светимость и период-весенгейт». Астрофизический журнал . 684 (1): 102–117. arXiv : 0805.1592 . Бибкод : 2008ApJ...684..102B. дои : 10.1086/589965. S2CID  6275274.
  46. ^ Мадор, Барри Ф.; Фридман, Венди Л. (2009). «О наклоне зависимости периода цефеид от светимости». Астрофизический журнал . 696 (2): 1498–1501. arXiv : 0902.3747 . Бибкод : 2009ApJ...696.1498M. дои : 10.1088/0004-637X/696/2/1498. S2CID  16325249.
  47. ^ Скоукрофт, В.; Берсье, Д.; Молд, младший; Вуд, PR (2009). «Влияние металличности на величину цефеид и расстояние до M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (3): 1287–1296. arXiv : 0903.4088 . Бибкод : 2009MNRAS.396.1287S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x.
  48. ^ Маджесс, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Акта Астрономика . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Бибкод : 2010AcA....60..121M.
  49. ^ Де Зеув, PT; Хугерверф, Р.; Де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих акушерских ассоциаций». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro.ph/9809227 . Бибкод : 1999AJ....117..354D. дои : 10.1086/300682. S2CID  16098861.
  50. ^ Маджесс, Д.; Тернер, Д.; Гирен, В. (2012). «Новые доказательства, подтверждающие членство в кластере калибратора Keystone Delta Cephei». Астрофизический журнал . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Бибкод : 2012ApJ...747..145M. дои : 10.1088/0004-637X/747/2/145. S2CID  118672744.
  51. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, Б.Э.; Фредрик, LW; Харрисон, штат Техас; Слесник, CL; Ри, Дж.; Паттерсон, Р.Дж.; Скрутские, М.Ф.; Франц, О.Г.; Вассерман, Л.Х.; Джефферис, Вашингтон; Нелан, Э.; Ван Альтена, В.; Шелус, П.Дж.; Хеменуэй, PD; Данкомб, РЛ; Стори, Д.; Уиппл, Алабама; Брэдли, Эй Джей (2002). «Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Цефеи». Астрономический журнал . 124 (3): 1695. arXiv : astro.ph/0206214 . Бибкод : 2002AJ....124.1695B. дои : 10.1086/342014. S2CID  42655824.
  52. ^ Рисс, Адам Г.; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; МакКенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека, полученный в результате пространственного сканирования широкоугольной камерой 3 на космическом телескопе Хаббл». Астрофизический журнал . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Бибкод : 2014ApJ...785..161R. дои : 10.1088/0004-637X/785/2/161. S2CID  55928992.
  53. ^ Смит, Д.Х. (1984). «Клапан Эддингтона и пульсации цефеид». Небо и телескоп . 68 : 519. Бибкод : 1984S&T....68..519S.
  54. ^ "Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд". Энциклопедия астрономии и астрофизики . 2001. дои : 10.1888/0333750888/4130. ISBN 0-333-75088-8.
  55. ^ Овернь, М.; Баглин, А.; Морель, П.-Ж. (1 декабря 1981 г.). «О существовании эффектов гистерезиса у пульсирующих звезд». Астрономия и астрофизика . 104 (1): 47–56. Бибкод : 1981A&A...104...47A. ISSN  0004-6361.
  56. ^ «Осциллятор релаксации» , Википедия , 10 мая 2023 г. , получено 4 сентября 2023 г.
  57. ^ Маурицио Саларис; Санти Кассизи (13 декабря 2005 г.). Эволюция звезд и звездного населения. Джон Уайли и сыновья . п. 180. ИСБН 978-0-470-09222-4.
  58. ^ Горыня, Н.А.; Самус, Нью-Йорк; Расторгуев А.С.; Сачков, М.Э. (1996). «Спектроскопическое исследование пульсирующей звезды BL Her». Письма по астрономии . 22 (3): 326. Бибкод : 1996AstL...22..326G.
  59. ^ Сабадос, Л.; Кисс, LL; Дерекас, А. (2007). «Аномальная цефеида XZ Кита». Астрономия и астрофизика . 461 (2): 613–618. arXiv : astro.ph/0609097 . Бибкод : 2007A&A...461..613S. дои : 10.1051/0004-6361:20065690. S2CID  18245078.
  60. ^ Плачи, Э.; и другие. (2020), «Наблюдения звезд цефеид TESS: результаты первого света», Серия дополнений к Astrophysical Journal , 253 (1): 11, arXiv : 2012.09709 , Бибкод : 2021ApJS..253...11P, doi : 10.3847/1538- 4365/abd4e3 , S2CID  229297708

Внешние ссылки