stringtranslate.com

Цефеида переменная

RS Puppis , одна из самых ярких известных переменных звёзд класса цефеид в галактике Млечный Путь
( космический телескоп Хаббл )

Цефеида ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ˈ s iː f i -/ ) — тип переменной звезды , которая пульсирует радиально , изменяясь как по диаметру, так и по температуре. Она меняет яркость с четко определенным стабильным периодом и амплитудой. Цефеиды являются важными космическими ориентирами для масштабирования галактических и внегалактических расстояний ; существует сильная прямая связь между светимостью цефеиды и ее периодом пульсации .

Эта характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . Открытие устанавливает истинную светимость цефеиды путем наблюдения за ее периодом пульсации. Это, в свою очередь, дает расстояние до звезды путем сравнения ее известной светимости с ее наблюдаемой яркостью, откалиброванной путем прямого наблюдения расстояния параллакса до ближайших цефеид, таких как RS Кормы и Полярная звезда .

Цефеиды изменяют яркость из-за κ–механизма , [1] [2] , который происходит, когда непрозрачность в звезде увеличивается с температурой, а не уменьшается. [3] Предполагается, что основным вовлеченным газом является гелий . Цикл обусловлен тем фактом, что дважды ионизированный гелий, форма, принятая при высоких температурах, более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. В результате внешний слой звезды циклически сжимается, что нагревает гелий до тех пор, пока он не станет дважды ионизированным и (из-за непрозрачности) не поглотит достаточно тепла для расширения; и расширяется, что охлаждает гелий до тех пор, пока он не станет однократно ионизированным и (из-за прозрачности) не остынет и снова не схлопнется. Переменные цефеиды становятся наиболее тусклыми во время той части цикла, когда гелий дважды ионизирован.

Этимология

Термин «цефеида» происходит от названия звезды Дельта Цефея в созвездии Цефея , которая была одним из первых открытий.

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. [4] Одноименная звезда для классических цефеид, Дельта Цефея , была открыта как переменная Джоном Гудриком несколько месяцев спустя. [5] Количество подобных переменных выросло до нескольких десятков к концу 19-го века, и они были отнесены к классу цефеид. [6] Большинство цефеид были известны по характерным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды по прототипу ζ Geminorum . [7]

Связь между периодом и светимостью для классических цефеид была обнаружена в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . [8] Она опубликовала это в 1912 году с дополнительными доказательствами. [9] Было обнаружено, что переменные цефеиды показывают изменение лучевой скорости с тем же периодом, что и изменение светимости, и первоначально это было интерпретировано как доказательство того, что эти звезды являются частью двойной системы . Однако в 1914 году Харлоу Шепли продемонстрировал, что от этой идеи следует отказаться. [10] Два года спустя Шепли и другие обнаружили, что переменные цефеиды меняют свои спектральные типы в течение цикла. [11]

В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался найти расстояния до 13 цефеид, используя их движение по небу. [12] (Его результаты позже потребовали пересмотра.) В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы наложить начальные ограничения на размер и форму Млечного Пути и расположение Солнца в нем. [13] В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в галактике Андромеды , до тех пор известной как « Туманность Андромеды », и показал, что эти переменные не являются членами Млечного Пути. Открытие Хаббла решило вопрос, поднятый в « Великом споре » о том, представляет ли Млечный Путь всю Вселенную или является лишь одной из многих галактик во Вселенной. [14]

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 . [15]

Иллюстрация цефеидных переменных (красные точки) в центре Млечного Пути [16]

В середине 20-го века существенные проблемы с астрономической шкалой расстояний были решены путем разделения цефеид на различные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классические и типа II). Классические цефеиды — это более молодые и массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II — это более старые и слабые звезды популяции II. [17] Классические цефеиды и цефеиды типа II следуют разным соотношениям период-светимость. Светимость цефеид типа II в среднем меньше, чем у классических цефеид примерно на 1,5 звездной величины (но все еще ярче, чем у звезд типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и внегалактической шкалы расстояний. [18] [19] Звезды типа RR Лиры, тогда известные как переменные скопления, были признаны довольно рано как отдельный класс переменных, отчасти из-за их коротких периодов. [20] [21]

Механика звездной пульсации как тепловой машины была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном [22] (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для машины. [23]

Классы

Переменные цефеиды делятся на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возрасты и эволюционные истории: классические цефеиды и цефеиды типа II . Переменные типа Дельта Щита являются звездами А-типа на главной последовательности или вблизи нее в нижнем конце полосы нестабильности и изначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные типа RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальную ветвь . Переменные типа Дельта Щита и переменные типа RR Лиры обычно не рассматриваются как переменные цефеиды, хотя их пульсации возникают из-за того же каппа-механизма ионизации гелия .

Классические цефеиды

Кривая блеска Дельты Цефея , прототипа классических цефеид, показывающая регулярные изменения, вызванные внутренними звездными пульсациями.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды населения I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) испытывают пульсации с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев. Классические цефеиды — это переменные звезды населения I , которые в 4–20 раз массивнее Солнца [24] и до 100 000 раз ярче. [25] Эти цефеиды — желтые яркие гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 – K2, и их радиусы изменяются на (~25% для более долгопериодных I Carinae ) миллионы километров в течение цикла пульсации. [26]

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за ее пределами, а также являются средством, с помощью которого можно установить постоянную Хаббла . [27] [28] [29] [30] [31] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик галактики Млечный Путь, таких как высота Солнца над галактической плоскостью и локальная спиральная структура Галактики. [32]

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

Цефеиды II типа

Кривая блеска κ Павлина , цефеиды II типа, зарегистрированная спутником NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами населения II) являются переменными звездами населения II , которые пульсируют с периодами, как правило, от 1 до 50 дней. [17] [33] Цефеиды типа II обычно являются бедными металлами , старыми (~10 млрд лет), маломассивными объектами (~половина массы Солнца). Цефеиды типа II делятся на несколько подгрупп по периоду. 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 . [17] [33]

Цефеиды II типа используются для определения расстояния до Галактического центра , шаровых скоплений и галактик . [32] [34] [35] [36] [37] [38] [39]

Аномальные цефеиды

Группа пульсирующих звезд на полосе нестабильности имеет периоды менее 2 дней, подобно переменным типа RR Лиры, но с более высокой светимостью. Аномальные переменные цефеиды имеют массы, превышающие массы цефеид II типа, переменных типа RR Лиры и Солнца. Неясно, являются ли они молодыми звездами на «повернутой назад» горизонтальной ветви, голубыми бродягами, образованными путем массообмена в двойных системах, или смесью того и другого. [40] [41]

Двойные цефеиды

Было замечено, что небольшая часть переменных цефеид пульсирует в двух режимах одновременно, обычно в основном и первом обертоне, иногда во втором обертоне. [42] Очень небольшое число пульсирует в трех режимах или в необычной комбинации режимов, включая более высокие обертоны. [43]

Неопределенные расстояния

Главными из неопределенностей, связанных с классической и II типа шкалой расстояний цефеид, являются: природа соотношения периода и светимости в различных полосах пропускания , влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих соотношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешивания с другими звездами) и изменяющегося (обычно неизвестного) закона поглощения на расстояниях цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [28] [25] [30] [37] [44] [45 ] [46] [47] [48] [49] [50] [51]

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что приведенные значения постоянной Хаббла (установленной по классическим цефеидам) находятся в диапазоне от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк. [27] [28] [29] [30] [31] Разрешение этого несоответствия является одной из важнейших проблем в астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. [29] [31] Неопределенности уменьшились за эти годы, отчасти благодаря таким открытиям, как RS Puppis .

Delta Cephei также имеет особое значение как калибратор соотношения периода и светимости цефеид, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездного скопления [52] [53] и из-за наличия точных параллаксов, наблюдаемых космическими телескопами Hubble , Hipparcos и Gaia . [54] Точность измерений расстояния параллакса до переменных цефеид и других тел в пределах 7500 световых лет значительно улучшается путем сравнения изображений с Hubble, полученных с интервалом в шесть месяцев из противоположных точек на орбите Земли. (Между двумя такими наблюдениями на расстоянии 2 а.е. друг от друга, звезда на расстоянии 7500 световых лет = 2300 парсеков будет казаться смещенной на угол 2 / 2300 угловых секунд = 2 x 10 -7 градусов, предел разрешения имеющихся телескопов.) [55]

Модель пульсации

Покадровая съемка переменной звезды типа цефеиды Полярной звезды, иллюстрирующая визуальный вид цикла изменения ее яркости.

Принятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона [1] [2] 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, атомы которого лишены обоих электронов) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. По мере нагревания гелия его температура повышается до тех пор, пока не достигнет точки, в которой спонтанно происходит двойная ионизация и поддерживается во всем слое примерно так же, как «бьет» флуоресцентная трубка. В самой тусклой части цикла цефеиды этот ионизированный газ во внешних слоях звезды относительно непрозрачен и 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, в котором двойная ионизация не может поддерживаться, и слой становится однократно ионизированным, следовательно, более прозрачным, что позволяет излучению выходить. Затем расширение останавливается и обращается вспять из-за гравитационного притяжения звезды. Состояния звезды считаются либо расширяющимися, либо сжимающимися из-за гистерезиса [56], создаваемого дважды ионизированным гелием и бесконечно переключающимися между двумя состояниями, меняющими свое направление каждый раз, когда пересекается верхний или нижний порог. Этот процесс довольно аналогичен релаксационному осциллятору, используемому в электронике. [ необходима цитата ]

В 1879 году Август Риттер (1826–1908) продемонстрировал, что адиабатический период радиальной пульсации однородной сферы связан с ее поверхностной гравитацией и радиусом через соотношение:

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

в итоге получаем:

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

Примеры

Ссылки

  1. ^ ab Smith, DH (1984). "Клапан Эддингтона и пульсации цефеид". Sky and Telescope . 68 : 519. Bibcode : 1984S&T....68..519S.
  2. ^ ab "Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд". Энциклопедия астрономии и астрофизики . 2001. doi :10.1888/0333750888/4130. ISBN 0-333-75088-8.
  3. ^ Мейдер, Андре (2009). Физика, формирование и эволюция вращающихся звезд . Библиотека астрономии и астрофизики. Springer. стр. 373. ISBN 978-3-540-76948-4.
  4. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения новой переменной звезды». Philosophical Transactions of the Royal Society . 75 : 127–136. Bibcode :1785RSPT...75..127P. doi :10.1098/rstl.1785.0007. S2CID  186212958.
  5. ^ Гудрик, Джон (1786). «Серия наблюдений и открытие периода изменения света звезды, обозначенной δ Байером, около головы Цефея. В письме Джона Гудрик, эсквайра, Невилу Маскелайну, доктору наук и королевскому астроному». Философские труды Лондонского королевского общества . 76 : 48–61. Bibcode : 1786RSPT...76...48G. doi : 10.1098/rstl.1786.0002 .
  6. ^ Кларк, Агнес Мэри (1903). Проблемы астрофизики. Лондон, Англия: Адам и Чарльз Блэк . стр. 319. ISBN 978-0-403-01478-1.
  7. ^ Энгл, Скотт (2015). Тайная жизнь цефеид: многоволновое исследование атмосфер и эволюция классических цефеид в реальном времени (диссертация). arXiv : 1504.02713 . Bibcode :2015PhDT........45E. doi :10.5281/zenodo.45252.
  8. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых Облаках». Анналы Астрономической Обсерватории Гарвардского колледжа . 60 (4): 87–108. Bibcode : 1908AnHar..60...87L.
  9. ^ Ливитт, Генриетта С.; Пикеринг, Эдвард К. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1–3. Bibcode :1912HarCi.173....1L.
  10. ↑ Шепли, Харлоу (декабрь 1914 г.). «О природе и причине вариации цефеид». Astrophysical Journal . 40 : 448. Bibcode : 1914ApJ....40..448S. doi : 10.1086/142137 .
  11. ^ Шепли, Х. (1916), «Изменения спектрального типа двадцати переменных цефеид», Astrophysical Journal , 44 : 273, Bibcode : 1916ApJ....44..273S, doi : 10.1086/142295 .
  12. ^ 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.
  13. ^ Шепли, Х. (1918). "Шаровые скопления и структура Галактической системы". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 30 (173): 42. Bibcode :1918PASP...30...42S. doi : 10.1086/122686 .
  14. ^ Хаббл, EP (1925). «Цефеиды в спиральных туманностях». Обсерватория . 48 : 139. Бибкод :1925Obs....48..139H.
  15. ^ 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.
  16. ^ "VISTA обнаруживает новый компонент Млечного Пути" . Получено 29 октября 2015 г. .
  17. ^ abc Wallerstein, George (2002). «Цефеиды населения II и родственные звезды». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 114 (797): 689–699. Bibcode : 2002PASP..114..689W. doi : 10.1086/341698. S2CID  122225966.
  18. ^ Бааде, В. (1958). «Проблемы определения расстояния до галактик». Astronomical Journal . 63 : 207. Bibcode : 1958AJ.....63..207B. doi : 10.1086/107726.
  19. ^ Аллен, Ник. "Раздел 2: Великие дебаты и Великая ошибка: Шепли, Хаббл, Бааде". Шкала расстояний до цефеид: История . Архивировано из оригинала 10 декабря 2007 г.
  20. ^ Шепли, Харлоу. (1918). "№ 153. Исследования, основанные на цветах и ​​величинах в звездных скоплениях. Восьмая статья: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид". Вклад обсерватории Маунт-Вилсон . 153 : 1. Bibcode : 1918CMWCI.153....1S.
  21. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Исследования, основанные на цветах и ​​величинах в звездных скоплениях. Восьмая статья: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид». Astrophysical Journal . 48 : 279–294. Bibcode : 1918ApJ....48..279S. doi : 10.1086/142435.
  22. ^ Эддингтон, А.С. (1917). "Теория пульсации цефеидных переменных". Обсерватория . 40 : 290. Bibcode : 1917Obs....40..290E.
  23. ^ Жевакин, С.А. (1953). "К Теории Цефеид. I". Астрономический журнал . 30 : 161–179.
  24. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T.
  25. ^ ab Turner, David G. (2010). «Калибровка PL для цефеид Млечного Пути и ее влияние на шкалу расстояний». Астрофизика и космическая наука . 326 (2): 219–231. arXiv : 0912.4864 . Bibcode : 2010Ap&SS.326..219T. doi : 10.1007/s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  26. ^ Роджерс, AW (1957). «Изменение радиуса и тип популяции переменных цефеид». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 117 : 85–94. Bibcode :1957MNRAS.117...85R. doi : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  27. ^ ab 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 MG; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". The Astrophysical Journal . 553 (1): 47–72. arXiv : astro.ph/0012376 . Bibcode :2001ApJ...553...47F. doi :10.1086/320638. S2CID  119097691.
  28. ^ abc Тамманн, GA; Сэндидж, A.; Рейндл, B. (2008). «Поле расширения: значение H 0». The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (4): 289–331. arXiv : 0806.3018 . Bibcode :2008A&ARv..15..289T. doi :10.1007/s00159-008-0012-y. S2CID  18463474.
  29. ^ abc Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). «Константа Хаббла». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Bibcode : 2010ARA&A..48..673F. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID  13909389.
  30. ^ abc Ngeow, C.; Kanbur, SM (2006). «Постоянная Хаббла по сверхновым типа Ia, откалиброванная с помощью линейных и нелинейных соотношений период-светимость цефеид». The Astrophysical Journal . 642 (1): L29–L32. arXiv : astro.ph/0603643 . Bibcode :2006ApJ...642L..29N. doi :10.1086/504478. S2CID  17860528.
  31. ^ abc Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). "Проект SH0ES: Наблюдения за цефеидами в NGC 4258 и хозяевами сверхновых типа Ia". Труды конференции AIP . Звездная пульсация: проблемы теории и наблюдения: Труды международной конференции. Труды конференции AIP. Том 1170. С. 23–25. Bibcode : 2009AIPC.1170...23M. doi : 10.1063/1.3246452.
  32. ^ ab Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Bibcode : 2009MNRAS.398..263M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID  14316644.
  33. ^ 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.
  34. ^ Кубяк, М.; Удальски, А. (2003). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды населения II в галактической балдже». Acta Astronomica . 53 : 117. arXiv : astro.ph/0306567 . Bibcode : 2003AcA....53..117K.
  35. ^ Мацунага, Нориюки; Фукуси, Хинако; Накада, Ёсиказу; Танабе, Тошихико; Праздник, Майкл В.; Мензис, Джон В.; Ита, Ёсифуса; Нисияма, Сёго; и др. (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.
  36. ^ Фист, Майкл В.; Лэйни, Клифтон Д.; Кинман, Томас Д.; Ван Лиувен, Флор; Уайтлок, Патрисия А. (2008). «Светимости и шкалы расстояний переменных типа II цефеид и RR Лиры». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (4): 2115–2134. arXiv : 0803.0466 . Bibcode : 2008MNRAS.386.2115F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x . S2CID  14459638.
  37. ^ 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.
  38. ^ Majaess, DJ (2010). «RR Лиры и переменные цефеиды типа II придерживаются общего соотношения расстояний». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 38 (1): 100–112. arXiv : 0912.2928 . Bibcode :2010JAVSO..38..100M.
  39. ^ 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.
  40. ^ Caputo, F.; Castellani, V.; Degl'Innocenti, S.; Fiorentino, G.; Marconi, M. (2004). «Яркие переменные с низким содержанием металлов: почему аномальные цефеиды?». Astronomy and Astrophysics . 424 (3): 927–934. arXiv : astro.ph/0405395 . Bibcode : 2004A&A...424..927C. doi : 10.1051/0004-6361:20040307. S2CID  45306570.
  41. ^ 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.
  42. ^ Смолец, Р.; Москалик, П. (2008). «Возвращение к двухмодовым классическим моделям цефеид». Акта Астрономика . 58 : 233. arXiv : 0809.1986 . Бибкод : 2008AcA....58..233S.
  43. ^ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, MK; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Тройной режим и двойные режимы цефеид 1O/3O в Большом Магеллановом Облаке". Acta Astronomica . 58 : 153. arXiv : 0807.4182 . Bibcode : 2008AcA....58..153S.
  44. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, Барбара Э.; Фист, Майкл У.; Барнс, Томас Г.; Харрисон, Томас Э.; Паттерсон, Ричард Дж.; Мензис, Джон У.; Бин, Джейкоб Л.; Фридман, Венди Л. (2007). "Параллаксы датчика точного наведения космического телескопа Хаббл переменных звезд галактических цефеид: соотношения период-светимость". The Astronomical Journal . 133 (4): 1810. arXiv : astro.ph/0612465 . Bibcode : 2007AJ....133.1810B. doi : 10.1086/511980. S2CID  16384267.
  45. ^ Станек, КЗ; Удальски, А. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Исследование влияния смешивания на шкалу расстояний до цефеид с цефеидами в Большом Магеллановом Облаке». arXiv : astro-ph/9909346 .
  46. ^ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в галактике IC1613: отсутствие зависимости соотношения период-светимость от металличности". Acta Astronomica . 51 : 221. arXiv : astro.ph/0109446 . Bibcode : 2001AcA....51..221U.
  47. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). «Новое расстояние цефеиды до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла». The Astrophysical Journal . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro.ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID  15728812.
  48. ^ Боно, Г.; Капуто, Ф.; Фиорентино, Г.; Маркони, М.; Муселла, И. (2008). «Цефеиды во внешних галактиках. I. Галактика-мазер NGC 4258 и зависимость металличности от период-светимости и отношений период-Везенхайт». The Astrophysical Journal . 684 (1): 102–117. arXiv : 0805.1592 . Bibcode :2008ApJ...684..102B. doi :10.1086/589965. S2CID  6275274.
  49. ^ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). «О наклоне соотношения периода и светимости цефеид». The Astrophysical Journal . 696 (2): 1498–1501. arXiv : 0902.3747 . Bibcode : 2009ApJ...696.1498M. doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498. S2CID  16325249.
  50. ^ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Wood, PR (2009). «Влияние металличности на величину цефеид и расстояние до M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (3): 1287–1296. arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  51. ^ Маджесс, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Акта Астрономика . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Бибкод : 2010AcA....60..121M.
  52. ^ 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.
  53. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). "Новые доказательства, подтверждающие принадлежность калибратора Keystone Delta Cephei к кластеру". The Astrophysical Journal . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Bibcode :2012ApJ...747..145M. doi :10.1088/0004-637X/747/2/145. S2CID  118672744.
  54. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, BE; Фредрик, LW; Харрисон, TE; Слесник, CL; Ри, J.; Паттерсон, RJ; Скрутски, MF; Франц, OG; Вассерман, LH; Джефферис, WH; Нелан, E.; Ван Альтена, W.; Шелус, PJ; Хеменуэй, PD; Данкомб, RL; Стори, D.; Уиппл, AL; Брэдли, AJ (2002). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Цефея". The Astronomical Journal . 124 (3): 1695. arXiv : astro.ph/0206214 . Bibcode : 2002AJ....124.1695B. дои : 10.1086/342014. S2CID  42655824.
  55. ^ Рисс, Адам Г.; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; МакКенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека от пространственного сканирования широкоугольной камеры 3 на космическом телескопе Хаббла». The Astrophysical Journal . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Bibcode :2014ApJ...785..161R. doi :10.1088/0004-637X/785/2/161. S2CID  55928992.
  56. ^ Овернь, М.; Баглин, А.; Морель, П. -Ж. (1981-12-01). «О существовании эффектов гистерезиса в пульсирующих звездах». Астрономия и астрофизика . 104 (1): 47–56. Bibcode : 1981A&A...104...47A. ISSN  0004-6361.
  57. ^ Маурицио Саларис; Санти Кассиси (13 декабря 2005 г.). Эволюция звезд и звездных популяций. John Wiley & Sons . стр. 180. ISBN 978-0-470-09222-4.
  58. ^ Горыня, NA; Самусь, NN; Расторгуев, AS; Сачков, ME (1996). "Спектроскопическое исследование пульсирующей звезды BL Her". Astronomy Letters . 22 (3): 326. Bibcode :1996AstL...22..326G.
  59. ^ Сабадос, Л.; Кисс, Л.Л.; Дерекас, А. (2007). «Аномальная цефеида XZ Кита». Астрономия и астрофизика . 461 (2): 613–618. arXiv : astro.ph/0609097 . Bibcode :2007A&A...461..613S. doi :10.1051/0004-6361:20065690. S2CID  18245078.
  60. ^ Плахи, Э.; и др. (2020), «Наблюдения TESS за звездами-цефеидами: 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