Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
"Цефеида" перенаправляется сюда. Для использования в других целях, см Цефеида (значения) .
RS Корма , один из самых ярких известных переменных звезд цефеид в Млечном Пути галактиках
( Hubble Space Telescope )

Цефеиды ( / с ɛ е я ɪ д , с я е я ɪ д / ) представляет собой тип звезды , который пульсирует в радиальном направлении , как в том или ином диаметре и температуре и производить изменения яркости с хорошо определенным стабильным периодом и амплитуда.

Тесная прямая связь между светимостью цефеид и периодом пульсации сделала цефеиды важными индикаторами космических ориентиров для масштабирования галактических и внегалактических расстояний . Эта надежная характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . Это открытие позволяет узнать истинную светимость цефеиды, просто наблюдая за периодом ее пульсации. Это, в свою очередь, позволяет определить расстояние до звезды, сравнивая ее известную светимость с наблюдаемой.

Термин Цефеида происходит от Дельты Цефеи в созвездии Цефея , идентифицированного Джоном Гудрике в 1784 году, первого представителя этого типа, идентифицированного таким образом.

Механика пульсации в качестве теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном (который много писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигателя.

История [ править ]

Кривые периодической светимости классических цефеид и цефеид II типа

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Eta Aquilae , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. [1] Однако одноименной звездой для классических цефеид является Дельта Цефеи , изменчивость которой обнаружил Джон Гудрик несколько месяцев спустя. [2] К концу XIX века количество подобных переменных выросло до нескольких десятков, и они были отнесены к классу цефеидов. [3] Большинство цефеид были известны по характерным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые из них с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды после прототипа ζ Geminorum. [4]

Связь между периодом и светимостью классических цефеид была обнаружена в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . [5] Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами. [6]

В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя движение по небу. [7] Однако его исследования позже потребуют пересмотра. В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы установить начальные ограничения на размер и форму Млечного Пути , а также на положение нашего Солнца в нем. [8] В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в галактике Андромеды , до того известной как туманность Андромеды , и показал, что переменные не являются членами Млечного Пути. Открытие Хаббла разрешило вопрос, поднятый в " Великой дискуссии"."о том, представлял ли Млечный Путь всю Вселенную или был просто одной из многочисленных галактик во Вселенной. [9]

В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировали то, что сейчас известно как закон Хаббла, объединив расстояния от цефеид до нескольких галактик с измерениями скорости, с которой эти галактики удаляются от нас, проведенными Весто Слайфер . Они обнаружили, что Вселенная расширяется (см. Расширение Вселенной ). Однако за несколько лет до этого расширение Вселенной было высказано Жоржем Лемэтром . [10]

Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути [11]

В середине 20-го века значительные проблемы с астрономической шкалой расстояний были разрешены 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 - более молодые и более массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II - более старые и более слабые звезды популяции II. [12] 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 же ярче, чем звезды типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и внегалактической шкалы расстояний.[13] [14] Звезды типа RR Лиры, известные в то время как переменные скопления, были признаны довольно рано как отдельный класс переменных, отчасти из-за их коротких периодов. [15] [16]

Механика пульсации как теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном [17] (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С.А. Жевакин определил ионизированный гелий как вероятный клапан для двигатель. [18]

Классы [ править ]

Переменные цефеид делятся на два подкласса, которые демонстрируют заметно различающиеся массы, возраст и эволюционную историю: классические цефеиды и цефеиды типа II . Переменные Delta Scuti - это звезды A-типа на главной последовательности или рядом с ней в 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 Delta Scuti и переменные RR Lyrae обычно не обрабатываются переменными цефеид, хотя их пульсации происходят с тем же каппа-механизмом ионизации гелия .

Классические цефеиды [ править ]

Основная статья: Классическая переменная цефеид
Кривая блеска от Delta Cephei , прототипом классических цефеид, показывающий регулярные вариации производства собственных звездных пульсаций

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеиды) претерпевают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до месяцев. Классические цефеиды - это переменные звезды населения I, которые в 4–20 раз массивнее Солнца [19] и до 100 000 раз ярче. [20] Эти цефеиды - яркие желтые гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6 - K2, и их радиусы меняются на (~ 25% для более длиннопериодических I-килей ) миллионы километров во время цикла пульсации. [21]

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за ее пределами и являются средством, с помощью которого можно установить постоянную Хаббла . [22] [23] [24] [25] [26] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик нашей галактики, таких как высота Солнца над галактической плоскостью и локальная спиральная структура Галактики. [27]

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

Цефеиды типа II [ править ]

Основная статья: Цефеида типа II
Кривая блеска κ Pavonis , цефеиды типа II, записанная спутником НАСА для исследования транзитных экзопланет (TESS)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами популяции II ) - это переменные звезды популяции II, пульсирующие с периодами обычно от 1 до 50 дней. [12] [28] Тип II Цефеида , как правило , металл Бедных, старые (\ 10 Гира), низкие массовые объекты (\ половины массы Солнца). Цефеиды II типа по периоду делятся на несколько подгрупп. 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 . [12] [28]

Цефеиды типа II используются для определения расстояния до центра Галактики , шаровых скоплений и галактик . [27] [29] [30] [31] [32] [33] [34]

Аномальные цефеиды [ править ]

Группа пульсирующих звезд на полосе нестабильности имеет периоды менее 2 суток, аналогичные переменным RR Лиры, но с большей светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массу выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и наше Солнце. Неясно, являются ли они молодыми звездами на «повернутой назад» горизонтальной ветви, голубыми отставшими звездами, образовавшимися в результате массопереноса в двойных системах, или их сочетанием. [35] [36]

Двухрежимные цефеиды [ править ]

Смотрите также: Основная частота

Небольшая часть переменных цефеид пульсирует одновременно в двух режимах, обычно это основной и первый обертон, а иногда и второй обертон. [37] Очень маленькое число пульсирует в трех режимах или необычная комбинация режимов, включая более высокие обертоны. [38]

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами [ править ]

Основными неопределенностями, связанными с классической шкалой расстояний до цефеид и шкалой II типа, являются: характер отношения период-светимость в различных полосах пропускания , влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения. (смешение) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [23] [20] [25] [32] [39] [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46] »

Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям постоянной Хаббла (полученным из классических цефеид) в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. [22] [23] [24] [25] [26] Устранение этого несоответствия - одна из важнейших проблем в астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. [24] [26] Неопределенность с годами уменьшилась, отчасти из-за таких открытий, как RS Puppis .

Дельта Цефеи также имеет особое значение как калибратор зависимости периода цефеид от светимости, поскольку расстояние до нее является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездного скопления [47] [48] и доступностью точные параллаксы космического телескопа Хаббла / Hipparcos . [49] Точность измерения расстояний до переменных цефеид и других тел в пределах 7 500 световых лет значительно повышается за счет объединения изображений Хаббла, полученных с разницей в шесть месяцев, когда Земля и Хаббл находятся на противоположных сторонах Солнца. [50]

Модель пульсации [ править ]

См. Также: механизм каппа

Принятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона [51] или « κ-механизмом », где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.

Считается, что гелий наиболее активен в этом процессе. Дважды ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. Чем больше нагревается гелий, тем больше он ионизируется. В самой тусклой части цикла цефеиды ионизированный газ во внешних слоях звезды непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается и, следовательно, становится менее ионизированным и, следовательно, более прозрачным, позволяя излучению уйти. Затем расширение останавливается и обращается вспять из-за гравитационного притяжения звезды. Затем процесс повторяется.

В 1879 году Артур Риттер продемонстрировал, что период адиабатической радиальной пульсации однородной сферы связан с ее поверхностной силой тяжести и радиусом через соотношение:

где k - постоянная пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы через соотношение:

в итоге получается:

где Q - постоянная, называемая постоянной пульсации. [52]

Примеры [ править ]

  • К классическим цефеидам относятся: Eta Aquilae , Zeta Geminorum , Beta Doradus , RT Aurigae , Polaris , а также Delta Cephei .
  • Цефеиды типа II включают: W Virginis и BL Herculis . [53]
  • Аномальные цефеиды включают: XZ Ceti [54] (режим обертонной пульсации) [55] и BL Boötis .

Ссылки [ править ]

  1. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения за новой переменной звездой». Философские труды Королевского общества . 75 : 127–136. Bibcode : 1785RSPT ... 75..127P . DOI : 10,1098 / rstl.1785.0007 .
  2. ^ Гудрик, Джон (1786). "Серия наблюдений и открытие Байером периода изменения блеска звезды, отмеченной δ, рядом с головой Цефея. В письме Джона Гудрика, эсквайра, Невилу Маскелайну, DDFRS и астроному Королевский " . Философские труды Лондонского королевского общества . 76 : 48–61. Bibcode : 1786RSPT ... 76 ... 48G . DOI : 10,1098 / rstl.1786.0002 .
  3. ^ Кларк, Агнес Мэри (1903). Проблемы астрофизики . Лондон, Англия: Адам и Чарльз Блэк . п. 319. ISBN 9780403014781.
  4. ^ Энгл, Скотт (2015). Тайная жизнь цефеид: исследование атмосферы и эволюция классических цефеид в реальном времени (тезис). arXiv : 1504.02713 . Bibcode : 2015PhDT ........ 45E . DOI : 10.5281 / zenodo.45252 .
  5. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках» . Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 60 (4): 87–108. Bibcode : 1908AnHar..60 ... 87L .
  6. ^ Ливитт, Генриетта S .; Пикеринг, Эдвард С. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1–3. Bibcode : 1912HarCi.173 .... 1L .
  7. Перейти ↑ Hertzsprung, E. (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus" [О пространственном распределении переменных [звезд] типа δ Cephei]. Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 196 (4692): 201–208. Bibcode : 1913AN .... 196..201H .
  8. ^ Шепли, Х. (1918). «Шаровые скопления и структура галактической системы» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 30 (173): 42. Полномочный код : 1918PASP ... 30 ... 42S . DOI : 10.1086 / 122686 .
  9. ^ Хаббл, EP (1925). «Цефеиды в спиральных туманностях». Обсерватория . 48 : 139. Bibcode : 1925Obs .... 48..139H .
  10. Перейти ↑ Lemaître, G. (1927). "Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques". Annales de la Société Scientifique de Bruxelles . 47 : 49. Bibcode : 1927ASSB ... 47 ... 49L .
  11. ^ "VISTA открывает новый компонент Млечного Пути" . Проверено 29 октября 2015 года .
  12. ^ a b c Валлерстайн, Джордж (2002). «Цефеиды населения II и родственные им звезды». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 114 (797): 689–699. Bibcode : 2002PASP..114..689W . DOI : 10.1086 / 341698 .
  13. ^ Бааде, W. (1958). «Проблемы определения расстояния до галактик». Астрономический журнал . 63 : 207. Bibcode : 1958AJ ..... 63..207B . DOI : 10.1086 / 107726 .
  14. ^ Аллен, Ник. «Раздел 2: Великие дебаты и большая ошибка: Шепли, Хаббл, Бааде» . Шкала расстояний до цефеид: история . Архивировано из оригинала на 10 декабря 2007 года.
  15. ^ Шепли, Харлоу. (1918). "№ 153. Исследования, основанные на цветах и ​​величинах звездных скоплений. Восьмой документ: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид". Вклады обсерватории Маунт Вильсон . 153 : 1. Bibcode : 1918CMWCI.153 .... 1S .
  16. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Исследования, основанные на цветах и ​​величинах в звездных скоплениях. Восьмая статья: светимости и расстояния 139 переменных цефеид». Астрофизический журнал . 48 : 279–294. Bibcode : 1918ApJ .... 48..279S . DOI : 10.1086 / 142435 .
  17. ^ Эддингтон, AS (1917). «Теория пульсации цефеидных переменных». Обсерватория . 40 : 290. Bibcode : 1917Obs .... 40..290E .
  18. ^ Жевакин, SA, "К Теории Цефеид. I", Астрономический журнал , 30 161-179 (1953)
  19. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90 ... 82T .
  20. ^ a b 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 . Bibcode : 2010Ap & SS.326..219T . DOI : 10.1007 / s10509-009-0258-5 .
  21. ^ Роджерс, AW (1957). «Радиус вариации и тип популяции переменных цефеид» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 117 : 85–94. Bibcode : 1957MNRAS.117 ... 85R . DOI : 10.1093 / MNRAS / 117.1.85 .
  22. ^ a b Freedman, Венди Л .; Мадор, Барри Ф .; Гибсон, Брэд К .; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Шоко; Плесень, Джереми Р .; Кенникатт младший, Роберт С.; Ford, Holland C .; Грэм, Джон А .; Huchra, John P .; Хьюз, Шон М.Г.; Иллингворт, Гарт Д .; Macri, Lucas M .; 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 . Bibcode : 2001ApJ ... 553 ... 47F . DOI : 10.1086 / 320638 .
  23. ^ а б в Тамманн, Г. А.; Sandage, A .; Рейндл, Б. (2008). «Поле расширения: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (4): 289–331. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A & ARv..15..289T . DOI : 10.1007 / s00159-008-0012-у .
  24. ^ a b c Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 673–710. arXiv : 1004,1856 . Bibcode : 2010ARA & A..48..673F . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082708-101829 .
  25. ^ a b c Ngeow, C .; Канбур, С.М. (2006). "Константа Хаббла от сверхновых звезд типа Ia, калиброванная с помощью линейных и нелинейных соотношений период-светимость цефеид". Астрофизический журнал . 642 (1): L29 – L32. arXiv : astro.ph/0603643 . Bibcode : 2006ApJ ... 642L..29N . DOI : 10.1086 / 504478 .
  26. ^ a b c Макри, Лукас М .; Riess, Adam G .; Гузик, Джойс Энн; Брэдли, Пол А. (2009). "Проект SH0ES: Наблюдения за цефеидами в узлах NGC 4258 и SN типа Ia". Материалы конференции AIP . ЗВЕЗДНАЯ ПУЛЬСАЦИЯ: ЗАДАЧИ ТЕОРИИ И НАБЛЮДЕНИЙ: Материалы международной конференции. Материалы конференции AIP . 1170 . С. 23–25. Bibcode : 2009AIPC.1170 ... 23M . DOI : 10.1063 / 1.3246452 .
  27. ^ a b Majaess, DJ; Тернер, Д.Г.; Лейн, ди-джей (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Bibcode : 2009MNRAS.398..263M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x .
  28. ^ a b Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский М.К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Bibcode : 2008AcA .... 58..293S .
  29. ^ Кубяк, М .; Удальский, А. (2003). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды популяции II в галактическом балджу". Acta Astronomica . 53 : 117. arXiv : astro.ph/0306567 . Bibcode : 2003AcA .... 53..117K .
  30. ↑ Мацунага, Нориюки; Фукуши, Хинако; Накада, Йошиказу; Танабе, Тошихико; Пир, Майкл В .; Мензис, Джон В .; Ита, Йошифуса; Нишияма, Сёго; и другие. (2006). «Соотношение период-светимость цефеид типа II в шаровых скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (4): 1979–1990. arXiv : astro.ph/0606609 . Bibcode : 2006MNRAS.370.1979M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x .
  31. ↑ Пир, Майкл У .; Laney, Clifton D .; Кинман, Томас Д .; Ван Леувен, Пол; Уайтлок, Патрисия А. (2008). «Светимости и шкалы расстояний переменных типа II Цефеиды и RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (4): 2115–2134. arXiv : 0803.0466 . Bibcode : 2008MNRAS.386.2115F . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13181.x .
  32. ^ a b Majaess, D .; Тернер, Д .; Лейн, Д. (2009). «Цефеиды типа II как внегалактические дальнобойные свечи». Acta Astronomica . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Bibcode : 2009AcA .... 59..403M .
  33. ^ Majaess, DJ (2010). «Переменные лиры RR и цефеид типа II придерживаются общего отношения расстояния». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 38 (1): 100–112. arXiv : 0912.2928 . Bibcode : 2010JAVSO..38..100M .
  34. ↑ Мацунага, Нориюки; Пир, Майкл В .; Мензис, Джон В. (2009). «Соотношения период-светимость для цефеид типа II и их применение». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 397 (2): 933–942. arXiv : 0904.4701 . Bibcode : 2009MNRAS.397..933M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x .
  35. ^ Caputo, F .; Castellani, V .; Degl'Innocenti, S .; Fiorentino, G .; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040307 .
  36. ^ Soszyński, I .; Удальский, А .; Шиманский М.К .; Кубяк, М .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Полески, Р. (2008). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом облаке". Acta Astronomica . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Bibcode : 2008AcA .... 58..293S .
  37. ^ Смолец, R .; Москалик, П. (2008). "Двойной режим классических моделей цефеид, новый взгляд". Acta Astronomica . 58 : 233. arXiv : 0809.1986 . Bibcode : 2008AcA .... 58..233S .
  38. ^ Сосински, I .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Кубяк, М .; Шиманский М.К .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Трехмодовые и двухмодовые цефеиды 10/30 в большом Магеллановом облаке». Acta Astronomica . 58 : 153. arXiv : 0807.4182 . Bibcode : 2008AcA .... 58..153S .
  39. ^ Бенедикт, Г. Фриц; McArthur, Barbara E .; Пир, Майкл В .; Barnes, Thomas G .; Харрисон, Томас Э .; Паттерсон, Ричард Дж .; Мензис, Джон В .; Бин, Джейкоб Л .; Фридман, Венди Л. (2007). "Параллаксы датчиков точного наведения космического телескопа Хаббла переменных звезд галактических цефеид: отношения период-светимость". Астрономический журнал . 133 (4): 1810. arXiv : astro.ph/0612465 . Bibcode : 2007AJ .... 133.1810B . DOI : 10.1086 / 511980 .
  40. ^ Станек, KZ; Удальский, А. (1999). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Исследование влияния смешения на шкалу расстояний между цефеидами и цефеидами в большом Магеллановом облаке". arXiv : astro-ph / 9909346 .
  41. ^ Udalski, A .; Wyrzykowski, L .; Pietrzynski, G .; Szewczyk, O .; Шиманский, М .; Кубяк, М .; Сосински, И .; Зебрун, К. (2001). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в галактике IC1613: отсутствие зависимости зависимости периода от светимости от металличности». Acta Astronomica . 51 : 221. arXiv : astro.ph/0109446 . Bibcode : 2001AcA .... 51..221U .
  42. ^ Макри, Л. М.; Станек, KZ; Bersier, D .; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние от цефеид до галактики-мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro.ph/0608211 . Bibcode : 2006ApJ ... 652.1133M . DOI : 10.1086 / 508530 .
  43. ^ Боно, G .; Caputo, F .; Fiorentino, G .; Маркони, М .; Муселла, И. (2008). «Цефеиды во внешних галактиках. I. Галактика мазер-хозяин NGC 4258 и зависимость от металличности период-светимости и отношения период-Везенхейт». Астрофизический журнал . 684 (1): 102–117. arXiv : 0805.1592 . Bibcode : 2008ApJ ... 684..102B . DOI : 10.1086 / 589965 .
  44. ^ Мадор, Барри Ф .; Фридман, Венди Л. (2009). «Касательно наклона зависимости периода цефеид от светимости». Астрофизический журнал . 696 (2): 1498–1501. arXiv : 0902.3747 . Bibcode : 2009ApJ ... 696.1498M . DOI : 10,1088 / 0004-637X / 696/2/1498 .
  45. ^ Scowcroft, V .; Bersier, D .; Mold, JR; Дерево, PR (2009). «Влияние металличности на звездные величины цефеид и расстояние до M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (3): 1287–1296. arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14822.x .
  46. ^ Majaess, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Acta Astronomica . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Bibcode : 2010AcA .... 60..121M .
  47. ^ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R .; Де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS ближайших ассоциаций OB». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro.ph/9809227 . Bibcode : 1999AJ .... 117..354D . DOI : 10.1086 / 300682 .
  48. ^ Majaess, D .; Тернер, Д .; Гирен, В. (2012). «Новые данные, подтверждающие членство в кластере калибратора Keystone Delta Cephei». Астрофизический журнал . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Bibcode : 2012ApJ ... 747..145M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 747/2/145 .
  49. ^ Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, BE; Фредрик, LW; Харрисон, TE; Slesnick, CL; Rhee, J .; Паттерсон, Р.Дж.; Скруцкие М.Ф .; Franz, OG; Вассерман, LH; Джефферис, WH; Nelan, E .; Van Altena, W .; Shelus, PJ; Hemenway, PD; Данкомб, Р.Л .; Рассказ, Д .; Уиппл, Алабама; Брэдли, AJ (2002). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Cephei". Астрономический журнал . 124 (3): 1695. arXiv : astro.ph/0206214 . Bibcode : 2002AJ .... 124.1695B . DOI : 10.1086 / 342014 .
  50. ^ Riess, Адам G .; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; МакКенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека от пространственного сканирования широкоугольной камерой 3 на космическом телескопе Хаббла». Астрофизический журнал . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Bibcode : 2014ApJ ... 785..161R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 785/2/161 .
  51. ^ Смит, DH (1984). «Клапан Эддингтона и пульсации цефеид». Небо и телескоп . 68 : 519. Bibcode : 1984S&T .... 68..519S .
  52. ^ Маурицио Саларис; Санти Кассизи (13 декабря 2005 г.). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Вили и сыновья . п. 180. ISBN 978-0-470-09222-4.
  53. ^ Горыня, Н.А. Самусь, Н.Н.; Расторгуев А.С.; Сачков, М.Е. (1996). «Спектроскопическое исследование пульсирующей звезды BL Her». Письма об астрономии . 22 (3): 326. Bibcode : 1996AstL ... 22..326G .
  54. ^ Szabados, L .; Поцелуй, LL; Дерекас, А. (2007). «Аномальная цефеида XZ Ceti». Астрономия и астрофизика . 461 (2): 613–618. arXiv : astro.ph/0609097 . Бибкод : 2007A & A ... 461..613S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065690 .
  55. ^ Наблюдения TESS звезд цефеид: результаты первого света , 2020, arXiv : 2012.09709

Внешние ссылки [ править ]

  • Архив данных по фотометрии цефеид и радиальной скорости McMaster
  • Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд
  • Теория звездных пульсаций - регулярная и нерегулярная переменность
  • Обзор Варшавского университета в обсерватории Лас-Кампанас : сайт каталога переменных звезд OGLE-III ( эксперимент с оптическим гравитационным линзированием )
  • Обсерватория Дэвида Данлэпа Университета Торонто : база данных галактических классических цефеид