stringtranslate.com

Классическая переменная цефеида

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звезд, наложенных на отображение различных классов светимости .

Классические цефеиды — это тип переменных звезд цефеид . Это молодые переменные звезды населения I , которые демонстрируют регулярные радиальные пульсации с периодами от нескольких дней до нескольких недель и визуальными амплитудами в диапазоне от нескольких десятых долей величины до примерно 2 величин. Классические цефеиды также известны как цефеиды населения I , цефеиды типа I и переменные дельта-цефеиды .

Существует четко определенная связь между светимостью и периодом пульсации классической цефеиды , [1] [2] что делает цефеиды приемлемыми стандартными свечами для установления галактических и внегалактических шкал расстояний . [3] [4] [5] [6] Наблюдения классических цефеид с помощью космического телескопа Хаббл (HST) позволили установить более жесткие ограничения на закон Хаббла , который описывает скорость расширения наблюдаемой Вселенной . [3] [4] [6] [7] [8] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик нашей галактики, таких как структура локального спирального рукава и расстояние Солнца от галактической плоскости . [5]

Около 800 классических цефеид известны в галактике Млечный Путь из ожидаемого общего числа более 6000. Еще несколько тысяч известны в Магеллановых Облаках , и еще больше обнаружено в других галактиках; [9] космический телескоп Хаббл идентифицировал некоторые из них в NGC 4603 , которая находится на расстоянии 100 миллионов световых лет . [10]

Характеристики

Эволюционный путь звезды массой 5  ​​M ☉, пересекающей полосу нестабильности во время голубой петли горения гелия

Классические переменные цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца [11] и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычной V810 Centauri ) раз ярче. [12] Спектроскопически они являются яркими гигантами или сверхгигантами низкой светимости спектрального класса F6 – K2. Температура и спектральный тип изменяются по мере их пульсации. Их радиусы в несколько десятков или сотен раз больше радиуса Солнца. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее и имеют более длинные периоды. Наряду с изменениями температуры их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~25% для более долгопериодной l Car ), что приводит к изменениям яркости до двух величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн. [13]

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде , первом обертоне или, реже, в смешанной моде. Пульсации в обертоне выше первого редки, но интересны. [2] Большинство классических цефеид считаются пульсаторами фундаментальной моды, хотя нелегко отличить моду от формы кривой блеска. Звезды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсатор фундаментальной моды с тем же периодом. [14]

Когда звезда промежуточной массы (IMS) впервые эволюционирует от главной последовательности , она пересекает полосу нестабильности очень быстро, пока водородная оболочка все еще горит. Когда гелиевое ядро ​​воспламеняется в IMS, оно может выполнить синюю петлю и снова пересечь полосу нестабильности, один раз при эволюции до высоких температур и снова эволюционируя обратно к асимптотической ветви гигантов . Звезды массивнее примерно 8–12  M ☉ начинают горение гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами , но все еще могут выполнить синюю петлю через полосу нестабильности. Продолжительность и даже существование синих петель очень чувствительны к массе, металличности и распространенности гелия звезды. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки. [ необходима цитата ] Скорость изменения периода переменной цефеиды, а также химическое содержание, обнаруживаемое в спектре, можно использовать для определения того, какое пересечение совершает конкретная звезда. [15]

Классические переменные цефеиды были звездами главной последовательности класса B раньше, чем около B7, возможно, поздними звездами класса O, до того, как в их ядрах закончился водород. Более массивные и горячие звезды развиваются в более яркие цефеиды с более длительными периодами, хотя ожидается, что молодые звезды в нашей собственной галактике, при металличности, близкой к солнечной, обычно теряют достаточно массы к тому времени, когда они впервые достигают полосы нестабильности , так что их периоды будут составлять 50 дней или меньше. Выше определенной массы, 20–50  M ☉ в зависимости от металличности, красные сверхгиганты будут эволюционировать обратно в голубые сверхгиганты, а не выполнять синюю петлю, но они будут делать это как нестабильные желтые гипергиганты , а не регулярно пульсирующие переменные цефеиды. Очень массивные звезды никогда не остывают достаточно, чтобы достичь полосы нестабильности, и никогда не становятся цефеидами. При низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках, звезды могут сохранять большую массу и становиться более яркими цефеидами с более длительными периодами. [12]

Кривые блеска

Кривая блеска Дельта Цефея
Фазовые кривые блеска UBVRI Дельты Цефеи, прототипа классических цефеид, показывающие зависимость величины от фазы пульсации [16]

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым подъемом к максимуму блеска, за которым следует более медленное падение к минимуму (например, Delta Cephei ). Это связано с разницей фаз между изменениями радиуса и температуры и считается характерным для пульсатора фундаментальной моды, наиболее распространенного типа цефеид I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска показывает «выступ», кратковременное замедление спада или даже небольшой подъем яркости, что, как полагают, связано с резонансом между фундаментальным и вторым обертоном. Выступ чаще всего виден на нисходящей ветви для звезд с периодами около 6 дней (например, Eta Aquilae ). По мере увеличения периода местоположение выступа приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от первичного максимума для звезд с периодами около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). При более длительных периодах выступ можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например , X Cygni ) [17] , но при периоде более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшинство классических цефеид показывают почти симметричные синусоидальные кривые блеска. Они называются s-цефеидами, обычно имеют более низкие амплитуды и, как правило, короткие периоды. Большинство из них, как полагают, являются первыми обертонами (например, X Sagittarii ), или более высокими пульсаторами, хотя некоторые необычные звезды, по-видимому, пульсирующие в фундаментальной моде, также показывают эту форму кривой блеска (например, S Vulpeculae ). Ожидается, что звезды, пульсирующие в первом обертоне, встречаются только с короткими периодами в нашей галактике, хотя они могут иметь несколько более длинные периоды при более низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках. Более высокие обертонные пульсаторы и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах одновременно, также более распространены в Магеллановых Облаках, и они обычно имеют низкоамплитудные несколько нерегулярные кривые блеска. [2] [18]

Открытие

Исторические кривые блеска W Стрельца и Эта Орла

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. Однако тезкой классических цефеид является звезда Дельта Цефея , которую Джон Гудрик обнаружил как переменную месяц спустя. [19] Дельта Цефея также имеет особое значение как калибратор для соотношения период-светимость, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти благодаря ее принадлежности к звездному скоплению [20] [21] и наличию точных параллаксов космического телескопа Хаббл и Hipparcos . [22]

Зависимость периода от светимости

Две характеристики период-светимость классических цефеид и цефеид II типа

Светимость классической цефеиды напрямую связана с периодом ее изменения. Чем больше период пульсации, тем ярче звезда. Соотношение период-светимость для классических цефеид было открыто в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . [23] Она опубликовала его в 1912 году [24] с дополнительными доказательствами. После калибровки соотношения период-светимость можно установить светимость данной цефеиды, период которой известен. Затем их расстояние находится по их видимой яркости. Соотношение период-светимость калибровалось многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Герцшпрунга . [25] Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако надежная галактическая калибровка была установлена ​​Бенедиктом и др. в 2007 году с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид. [26] Кроме того, в 2008 году астрономы ESO оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Puppis , используя световые эхо от туманности, в которую она встроена. [27] Однако это последнее открытие активно обсуждалось в литературе. [28]

Следующие экспериментальные корреляции между периодом P цефеид популяции I и их средней абсолютной величиной M v были установлены с помощью тригонометрических параллаксов космического телескопа Хаббл для 10 соседних цефеид:

[26]

где P измеряется в днях.

Для расчета расстояния d до классических цефеид можно также использовать следующие соотношения:

[26]

или

[29]

I и V представляют ближнюю инфракрасную и визуальную видимую среднюю величину соответственно. Расстояние d указано в парсеках .

Цефеиды малой амплитуды

Классические переменные цефеиды с визуальными амплитудами ниже 0,5 звездной величины, почти симметричными синусоидальными кривыми блеска и короткими периодами были определены как отдельная группа, называемая цефеидами малой амплитуды. Они получают аббревиатуру DCEPS в GCVS. Периоды, как правило, составляют менее 7 дней, хотя точное ограничение все еще обсуждается. [30] Термин s-цефеида используется для цефеид малой амплитуды с коротким периодом и синусоидальными кривыми блеска, которые считаются пульсаторами первого обертона. Они находятся вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют s-цефеиду как синоним звезд DECPS малой амплитуды, в то время как другие предпочитают ограничивать его только звездами первого обертона. [31] [32]

Малоамплитудные цефеиды (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Aquilae , хотя обе могут пульсировать в основном режиме. Подтвержденные пульсаторы первого обертона включают BG Crucis и BP Circini . [33] [34]

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами

Главными из неопределенностей, связанных со шкалой расстояний цефеид, являются: природа соотношения период-светимость в различных полосах пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих соотношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешивания) и изменяющегося (обычно неизвестного) закона поглощения на классических расстояниях цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [4] [7] [12] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] [43]

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что приведенные значения постоянной Хаббла находятся в диапазоне от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк. [3] [4] [6] [7] [8] Разрешение этого несоответствия является одной из важнейших проблем в астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем указания точного значения постоянной Хаббла. [6] [8]

Примеры

Несколько классических цефеид имеют вариации, которые можно зарегистрировать с помощью еженощного, тренированного наблюдения невооруженным глазом , включая прототип Дельта Цефея на крайнем севере, Дзета Близнецов и Эта Орла, идеальные для наблюдения вокруг тропиков (вблизи эклиптики и, следовательно, зодиака), а также на крайнем юге Бета Золотой Рыбы . Ближайшим членом класса является Полярная звезда ( Полярная звезда ), расстояние до которой является предметом споров, и чья текущая изменчивость составляет приблизительно 0,05 звездной величины. [6]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Удальский, А.; Сошинский И.; Шимански, М.; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Возняк, П.; Зебрун, К. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в Магеллановых облаках. IV. Каталог цефеид из Большого Магелланова облака». Акта Астрономика . 49 : 223–317. arXiv : astro-ph/9908317 . Бибкод : 1999AcA....49..223U.
  2. ^ abc Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. I. Классические цефеиды в Большом Магеллановом Облаке". Acta Astronomica . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Bibcode : 2008AcA....58..163S.
  3. ^ abc 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 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.
  4. ^ abcd Тамманн, GA; Сэндидж, A.; Рейндл, B. (2008). "Поле расширения: значение H 0". The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A&ARv..15..289T. doi : 10.1007/s00159-008-0012-y. S2CID  18463474.
  5. ^ 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.
  6. ^ abcde 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.
  7. ^ 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.
  8. ^ 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 . 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.
  9. ^ Сабадос, Л. (2003). "Цефеиды: Наблюдаемые свойства, двойственность и GAIA". Спектроскопия GAIA: Наука и технология . 298 : 237. Bibcode : 2003ASPC..298..237S.
  10. ^ Ньюман, Дж.А.; Цепф, SE; Дэвис, М.; Фридман, WL; Мадор, БФ; Стетсон, П.Б.; Зильберманн, Н.; Фелпс, Р. (1999). «Расстояние цефеид до NGC 4603 в Центавре». Астрофизический журнал . 523 (2): 506. arXiv : astro-ph/9904368 . Бибкод : 1999ApJ...523..506N. дои : 10.1086/307764. S2CID  15343736.
  11. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T.
  12. ^ abc Turner, DG (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.
  13. ^ 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 .
  14. ^ Боно, Г.; Гирен, В. П.; Маркони, М.; Фуке, П. (2001). «Определение пульсационного режима короткопериодических галактических цефеид». The Astrophysical Journal . 552 (2): L141. arXiv : astro-ph/0103497 . Bibcode :2001ApJ...552L.141B. doi :10.1086/320344. S2CID  16131313.
  15. ^ Тернер, Д.Г.; Бердников, Л.Н. (2004). «О режиме пересечения долгопериодической цефеиды SV Лисички». Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Bibcode : 2004A&A...423..335T. doi : 10.1051/0004-6361:20040163 .
  16. ^ Энгл, Скотт Г.; Гуинан, Эдвард Ф.; Харпер, Грэм М.; Нильсон, Хилдинг Р.; Ремейдж Эванс, Нэнси (2014). «Тайная жизнь цефеид: эволюционные изменения и вызванный пульсацией ударный нагрев в прототипе классической цефеиды δ Cep». The Astrophysical Journal . 794 (1): 80. arXiv : 1409.8628 . Bibcode :2014ApJ...794...80E. doi :10.1088/0004-637X/794/1/80. S2CID  119189134.
  17. ^ Ковтюх, В. В. и др. (январь 2005 г.), «Фазово-зависимое изменение фундаментальных параметров цефеид. II. Периоды длиннее 10 дней», The Astronomical Journal , 129 (1): 433–453, Bibcode : 2005AJ....129..433K, doi : 10.1086/426339 , S2CID  120666782.
  18. ^ Сошинский, И.; Полески, Р.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2010). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. VII. Классические цефеиды в Малом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 60 (1): 17. arXiv : 1003.4518 . Бибкод : 2010AcA....60...17S.
  19. ^ Хоскин, М. (1979). «Гудрик, Пиготт и поиски переменных звезд». Журнал истории астрономии . 10 : 23–41. Bibcode :1979JHA....10...23H. doi :10.1177/002182867901000103. S2CID  118155505.
  20. ^ 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.
  21. ^ 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.
  22. ^ 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.
  23. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). "1777 переменных в Магеллановых Облаках". Анналы Гарвардской обсерватории . 60 : 87. Bibcode : 1907AnHar..60...87L.
  24. ^ Ливитт, Генриетта С.; Пикеринг, Эдвард К. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1. Бибкод : 1912HarCi.173....1L.
  25. ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). «Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus». Астрономические Нахрихтен . 196 : 201. Бибкод : 1913AN....196..201H.
  26. ^ abc Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. (2007). "Параллаксы датчика точного наведения космического телескопа Hubble 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.
  27. ^ Кервелла, П.; Меран, А.; Сабадос, Л.; Фуке, П.; Берсье, Д.; Помпеи, Э.; Перрен, Г. (2008). «Долгопериодическая галактическая цефеида RS Корма». Астрономия и астрофизика . 480 (1): 167–178. arXiv : 0802.1501 . Бибкод : 2008A&A...480..167K. дои : 10.1051/0004-6361:20078961. S2CID  14865683.
  28. ^ Бонд, Х. Э.; Спаркс, У. Б. (2009). «О геометрическом определении расстояния до цефеиды RS Кормы по ее световым эхам». Астрономия и астрофизика . 495 (2): 371. arXiv : 0811.2943 . Bibcode : 2009A&A...495..371B. doi : 10.1051/0004-6361:200810280.
  29. ^ Маджесс, Дэниел; Тернер, Дэвид; Мони Бидин, Кристиан; Мауро, Франческо; Гейслер, Дуглас; Гирен, Вольфганг; Миннити, Данте; Шене, Андре-Николя; Лукас, Филип; Борисова, Юра; Куртев, Радостн; Декани, Иштван; Сайто, Роберто К. (2011). «Новые доказательства, подтверждающие членство TW Nor в Люнго 6 и спиральном рукаве Центавра». Письма астрофизического журнала . 741 (2): Л27. arXiv : 1110.0830 . Бибкод : 2011ApJ...741L..27M. дои : 10.1088/2041-8205/741/2/L27. S2CID  12220317.
  30. ^ Самусь, НН; Дурлевич, О.В.; и др. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-Line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
  31. ^ Тернер, Д.Г.; Ковтюх, В.В.; Лак, Р.Э.; Бердников, Л.Н. (2013). "The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae". The Astrophysical Journal Letters . 772 (1): L10. arXiv : 1306.1228 . Bibcode : 2013ApJ...772L..10T. doi : 10.1088/2041-8205/772/1/L10. S2CID  54710833.
  32. ^ Антонелло, Э.; Поретти, Э.; Редуцци, Л. (1990). «Отделение S-цефеид от классических цефеид и новое определение класса». Астрономия и астрофизика . 236 : 138. Bibcode : 1990A&A...236..138A.
  33. ^ Усенко, И.А.; Князев А. Ю.; Бердников Л.Н.; Кравцов, В.В. (2014). «Спектроскопические исследования цефеид Circinus (AV Cir, BP Cir) и Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)». Письма по астрономии . 40 (12): 800. Бибкод : 2014AstL...40..800U. дои : 10.1134/S1063773714110061. S2CID  122745580.
  34. ^ Эванс, Северная Каролина; Сабо, Р.; Дерекас, А.; Сабадос, Л.; Кэмерон, К.; Мэтьюз, Дж. М.; Саселов Д.; Кушниг Р.; Роу, Дж. Ф.; Гюнтер, Д.Б.; Моффат, AFJ; Ручинский, С.М.; Вайс, WW (2015). «Наблюдения за цефеидами на спутнике MOST: контраст между режимами пульсаций». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (4): 4008. arXiv : 1411.1730 . Бибкод : 2015MNRAS.446.4008E. дои : 10.1093/mnras/stu2371 .
  35. ^ Фист, М. У.; Кэтчпол, Р. М. (1997). "Период-светимость цефеид нулевая точка из тригонометрических параллаксов HIPPARCOS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 286 (1): L1–L5. Bibcode : 1997MNRAS.286L...1F. doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 .
  36. ^ 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 .
  37. ^ 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.
  38. ^ 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.
  39. ^ 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.
  40. ^ 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.
  41. ^ 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.
  42. ^ 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): 43–47. arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  43. ^ Маджесс, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Акта Астрономика . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Бибкод : 2010AcA....60..121M.
  44. ^ abc Бердников, Л. Н. (2008). "VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Бердников, 2008)". VizieR On-Line Data Catalog: II/285. Первоначально опубликовано в: 2008yCat.2285....0B . 2285 : 0. Bibcode :2008yCat.2285....0B.
  45. ^ Тернер, Д.Г.; Бердников, Л.Н. (2003). «Природа цефеиды T Antliae». Астрономия и астрофизика . 407 : 325–334. Bibcode : 2003A&A...407..325T. doi : 10.1051/0004-6361:20030835 .
  46. ^ Томаселла, Лина; Мунари, Улисс; Цвиттер, Томаж (2010). «Высокоразрешающий, многоэпохальный спектральный атлас пекулярных звезд, включающий диапазоны длин волн RAVE, GAIA и HERMES». The Astronomical Journal . 140 (6): 1758. arXiv : 1009.5566 . Bibcode : 2010AJ....140.1758T. doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1758. S2CID  119188449.
  47. ^ Андриевский, СМ; Лак, РЭ; Ковтюх, ВВ (2005). "Фазово-зависимое изменение фундаментальных параметров цефеид. III. Периоды между 3 и 6 днями". The Astronomical Journal . 130 (4): 1880. Bibcode : 2005AJ....130.1880A. doi : 10.1086/444541 .
  48. ^ Крейкен, Э.А. (1953). «Плотность звезд разных спектральных классов. С 1 рисунком». Zeitschrift für Astrophysik . 32 : 125. Бибкод :1953ZA.....32..125K.
  49. ^ Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). "S Sagittae". Веб-сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Получено 22 мая 2015 г.
  50. ^ ab Houk, N.; Cowley, AP (1975). Каталог двумерных спектральных типов звезд HD Мичиганского университета. Том I. Склонения от −90° до −53,0° . Bibcode :1975mcts.book.....H.

Внешние ссылки