Классические цефеиды (также известные как населения I цефеид , I типа цефеиды , или Delta цефеида переменные ) представляют собой тип цефеиды переменной звезды . Это переменные звезды населения I, которые демонстрируют регулярные радиальные пульсации с периодами от нескольких дней до нескольких недель и визуальными амплитудами от нескольких десятых до примерно 2 звездных величин.
Существует четко определенная взаимосвязь между светимостью классической переменной цефеид и периодом пульсации [1] [2], что делает цефеиды жизнеспособными стандартными свечами для установления шкалы галактических и внегалактических расстояний . [3] [4] [5] [6] Наблюдения классических цефеид с помощью космического телескопа Хаббла (HST) позволили установить более жесткие ограничения на закон Хаббла . [3] [4] [6] [7] [8] Классические цефеиды также использовались для прояснения многих характеристик нашей галактики, таких как локальная спиральная структура и высота Солнца над галактической плоскостью. [5]
В галактике Млечный Путь известно около 800 классических цефеид из ожидаемого числа более 6000. Еще несколько тысяч известны в Магеллановых Облаках , еще больше известно в других галактиках; [9] Космический телескоп Хаббл определил некоторые в NGC 4603 , которая находится в 100 миллионов световых лет далеко. [10]
Характеристики
Классические переменные цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца [11] и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычного V810 Centauri ) раз ярче. [12] Спектроскопически они являются яркими гигантами или сверхгигантами низкой светимости спектрального класса F6 - K2. Температура и спектральный класс меняются по мере их пульсации. Их радиусы от нескольких десятков до нескольких сотен раз больше, чем у Солнца. Более светящиеся цефеиды холоднее, крупнее и имеют более длительный период. Наряду с температурными изменениями их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~ 25% для более длиннопериодической l Car ), что приводит к вариациям яркости до двух величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн. [13]
Цефеидные переменные могут пульсировать в основном режиме , первом обертоне или, реже, в смешанном режиме. Пульсации в обертоне выше первого редки, но интересны. [2] Большинство классических цефеид считаются пульсаторами основной моды, хотя отличить моду по форме кривой блеска непросто. Звезды, пульсирующие в обертоне, ярче и крупнее, чем пульсатор основной моды с тем же периодом. [14]
Когда звезда промежуточной массы (IMS) сначала удаляется от главной последовательности , она очень быстро пересекает полосу нестабильности, пока водородная оболочка все еще горит. Когда гелиевое ядро воспламеняется в IMS, оно может выполнить синюю петлю и снова пересечь полосу нестабильности, один раз в процессе эволюции до высоких температур, а затем снова вернуться к асимптотической гигантской ветви . Звезды с массой более 8–12 M ☉ начинают гореть гелий в ядре, не достигнув ветви красных гигантов, и становятся красными сверхгигантами , но все же могут пройти через полосу нестабильности синюю петлю. Продолжительность и даже наличие синих петель очень чувствительны к массе, металличности и содержанию гелия звезды. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки. [ необходимая цитата ] Скорость изменения периода переменной цефеиды, наряду с химическим составом, обнаруживаемым в спектре, может быть использована для определения того, какое пересечение совершает конкретная звезда. [15]
Классические переменные цефеиды были звездами главной последовательности типа B раньше, чем примерно B7, возможно, звездами поздней O, прежде чем в их ядрах закончился водород. Более массивные и более горячие звезды развиваются в более светящиеся цефеиды с более длинными периодами, хотя ожидается, что молодые звезды в нашей галактике с металличностью, близкой к солнечной, обычно теряют достаточную массу к тому времени, когда они впервые достигают полосы нестабильности, что у них будут периоды 50 дней или меньше. Выше определенной массы, 20–50 M ☉ в зависимости от металличности, красные сверхгиганты эволюционируют обратно в голубых сверхгигантов, а не образуют синюю петлю, но они будут делать это как нестабильные желтые гипергиганты, а не как регулярно пульсирующие переменные цефеид. 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 длинными периодами. [12]
Кривые блеска
Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым ростом до максимума блеска с последующим более медленным падением до минимума (например, Дельта Цефеи ). Это связано с разностью фаз между вариациями радиуса и температуры и считается характеристикой пульсатора основной моды, наиболее распространенного типа цефеид типа I. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска показывает "выпуклость", кратковременное замедление спада или даже небольшое повышение яркости, что, как считается, связано с резонансом между основным и вторым обертонами. Шишка чаще всего видна на нисходящей ветви звезд с периодом около 6 дней (например, Eta Aquilae ). По мере увеличения периода положение выпуклости приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от основного максимума для звезд с периодом около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). На более длительных периодах можно увидеть бугорок на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя ), но для периода более 20 дней резонанс исчезает.
Меньшая часть классических цефеид показывает почти симметричные синусоидальные кривые блеска. Они называются s-цефеидами, обычно имеют более низкие амплитуды и короткие периоды. Большинство из них считаются пульсаторами первого обертона (например, X Sagittarii ) или выше, хотя некоторые необычные звезды, очевидно пульсирующие в основной моде, также демонстрируют такую форму кривой блеска (например, S Vulpeculae ). Ожидается, что звезды, пульсирующие в первом обертоне, будут встречаться в нашей галактике только с короткими периодами, хотя они могут иметь несколько более длительные периоды при более низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках. Пульсаторы с более высоким обертоном и цефеиды, пульсирующие двумя обертонами одновременно, также более распространены в Магеллановых Облаках, и они обычно имеют нерегулярные кривые блеска с низкой амплитудой. [2] [17]
Открытие
10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Eta Aquilae , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. Однако тезка классических цефеид - звезда Дельта Цефеи , изменчивость которой обнаружил Джон Гудрик месяц спустя. [18] Дельта Цефеи также имеет особое значение в качестве калибратора зависимости периода от светимости, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти благодаря ее принадлежности к звездному скоплению [19] [20] и наличие точных параллаксов космического телескопа Хаббла и Hipparcos . [21]
Связь периода и светимости
Светимость классической цефеиды напрямую связана с периодом ее изменения. Чем дольше период пульсации, тем ярче звезда. Связь периода и светимости для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Свон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . [22] Она опубликовала его в 1912 году [23] с дополнительными доказательствами. После того, как соотношение периода и светимости откалибровано, можно установить светимость данной цефеиды, период которой известен. Расстояние до них определяется по их кажущейся яркости. Связь периода и светимости была откалибрована многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Герцшпрунга . [24] Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако точная галактическая калибровка была установлена Бенедиктом и др. 2007 с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид. [25] 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 заключена. [26] Однако последнее открытие активно обсуждается в литературе. [27]
Следующие экспериментальные корреляции между периодом P цефеид популяции I и ее средней абсолютной величиной M v были установлены на основе тригонометрических параллаксов космического телескопа Хаббла для 10 близлежащих цефеид:
с P измеряется в днях. [21] [25] Следующие соотношения также могут быть использованы для вычисления расстояния d до классических цефеид:
- [25]
или же
- [28]
I и V представляют собой среднюю видимую звездную величину в ближней инфракрасной области и видимую среднюю величину соответственно.
Цефеиды малой амплитуды
Классические переменные цефеид 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. В ОКПЗ они получают аббревиатуру DCEPS. Сроки обычно составляют менее 7 дней, хотя точный срок до сих пор обсуждается. [29] Термин s-цефеида используется для короткопериодных цефеид малой амплитуды с синусоидальными кривыми блеска, которые считаются первыми обертонными пульсаторами. Они находятся у красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют s-цефеиду в качестве синонима звезд DECPS с малой амплитудой, в то время как другие предпочитают ограничиваться только звездами первого обертона. [30] [31]
Цефеиды малой амплитуды (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Aquilae , хотя обе могут пульсировать в основной моде. Подтвержденными первыми обертонными пульсаторами являются BG Crucis и BP Circini . [32] [33]
Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами
Основными неопределенностями, связанными со шкалой расстояний до цефеид, являются: характер отношения периода к светимости в различных полосах пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешения) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на классических расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [4] [7] [12] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] »
Эти нерешенные вопросы привели к указанным значениям постоянной Хаббла в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. [3] [4] [6] [7] [8] Устранение этого несоответствия является одной из важнейших проблем в астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной могут быть ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. [6] [8]
Примеры
У некоторых классических цефеид есть вариации, которые можно записать с помощью ночного наблюдения обученным невооруженным глазом , в том числе прототип Delta Cephei на крайнем севере, Zeta Geminorum и Eta Aquilae, идеально подходящие для наблюдений в тропиках (около эклиптики и, следовательно, зодиака) и на далеком юге Бета Дорадус . Ближайшим членом класса является Полярная звезда ( Полярная звезда ), расстояние до которой обсуждается и текущая изменчивость которой составляет примерно 0,05 звездной величины. [6]
Обозначение (имя) | Созвездие | Открытие | Максимальная видимая звездная величина ( мВ ) [43] | Минимальная видимая звездная величина (м В ) [43] | Период (дни) [43] | Спектральный класс | Комментарий |
---|---|---|---|---|---|---|---|
η Aql | Aquila | Эдвард Пиготт , 1784 г. | 3 м 0,48 | 4 м 0,39 | 07.17664 | F6 Ibv | |
FF Aql | Aquila | Чарльз Морс Хаффер , 1927 год. | 5 м .18 | 5 м 0,68 | 04,47 | F5Ia-F8Ia | |
TT Aql | Aquila | 6 м 0,46 | 7 м. 7 | 13,7546 | F6-G5 | ||
U Aql | Aquila | 6 м .08 | 6 м 0,86 | 07.02393 | F5I-II-G1 | ||
T Ant | Antlia | 5 м .00 | 5 м. 82 | 05,898 | G5 | возможно, у него есть невидимый спутник. Ранее считалось, что это цефеида типа II [44] | |
RT Aur | Возничий | 5 м .00 | 5 м. 82 | 03,73 | F8Ibv | ||
l Автомобиль | Карина | 3 м. 28 | 4 м .18 | 35,53584 | G5 Iab / Ib | ||
δ Cep | Цефей | Джон Гудрик , 1784 год. | 3 м 0,48 | 4 м. 37 | 05.36634 | F5Ib-G2Ib | двойная звезда, видимая в бинокль |
AX Cir | Circinus | 5 м. 65 | 6 м .09 | 05.273268 | F2-G2II | спектрально-двойная с компаньоном 5 M ☉ B6 | |
BP Cir | Circinus | 7 м 0,31 | 7 м 0,71 | 02.39810 | F2 / 3II-F6 | спектрально-двойная с компаньоном 4,7 M ☉ B6 | |
BG Cru | Суть | 5 м. 34 | 5 м 0,58 | 03,3428 | F5Ib-G0p | ||
R Cru | Суть | 6 м .40 | 7 м .23 | 05,82575 | F7Ib / II | ||
S Cru | Суть | 6 м .22 | 6 м 0,92 | 04.68997 | F6-G1Ib-II | ||
Т Крю | Суть | 6 м. 32 | 6 м 0,83 | 06.73331 | F6-G2Ib | ||
X Cyg | Лебедь | 5 м. 85 | 6 м 0,91 | 16,38633 | G8Ib [45] | ||
SU Cyg | Лебедь | 6 м 0,44 | 7 м .22 | 03,84555 | F2-G0I-II [46] | ||
β Дор | Дорадо | 3 м 0,46 | 4 м .08 | 09,8426 | F4-G4Ia-II | ||
ζ Gem | Близнецы | Юлиус Шмидт , 1825 г. | 3 м 0,62 | 4 м .18 | 10.15073 | F7Ib в G3Ib | |
V473 Lyr | Лира | 5 м .99 | 6 м. 35 | 01.49078 | F6Ib-II | ||
R Mus | Musca | 5 м 0,93 | 6 м 0,73 | 07.51 | F7Ib-G2 | ||
S Mus | Musca | 5 м 0,89 | 6 м 0,49 | 09.66007 | F6Ib-G0 | ||
S Nor | Норма | 6 м .12 | 6 м 0,77 | 09.75411 | F8-G0Ib | самый яркий член открытого скопления NGC 6087 | |
QZ Nor | Норма | 8 м 0,71 | 9 м .03 | 03.786008 | F6I | член открытого скопления NGC 6067 | |
V340 Nor | Норма | 8 м. 26 | 8 м .60 | 11,2888 | G0Ib | член открытого скопления NGC 6067 | |
V378 Nor | Норма | 6 м 0,21 | 6 м .23 | 03,5850 | G8Ib | ||
BF Oph | Змееносец | 6 м 0,93 | 7 м 0,71 | 04.06775 | F8-K2 [47] | ||
RS Щенок | Щенок | 6 м 0,52 | 7 м 0,67 | 41,3876 | F8Iab | ||
S Sge | Сагитта | Джон Эллард Гор , 1885 г. | 5 м .24 | 6 м .04 | 08.382086 [48] | F6Ib-G5Ib | |
U Sgr | Стрелец (в M25 ) | 6 м. 28 | 7 м .15 | 06.74523 | G1Ib [49] | ||
W Sgr | Стрелец | 4 м 0,29 | 5 м. 14 | 07.59503 | F4-G2Ib | Оптический дубль с γ 2 Sgr | |
X Sgr | Стрелец | 4 м .20 | 4 м 0,90 | 07.01283 | F5-G2II | ||
V636 Sco | Скорпион | 6 м .40 | 6 м 0,92 | 06.79671 | F7 / 8Ib / II-G5 | ||
R TrA | Triangulum Australe | 6 м. 4 | 6 м 0,9 | 03,389 | F7Ib / II [49] | ||
S TrA | Triangulum Australe | 6 м 0,1 | 6 м. 8 | 06.323 | F6II-G2 | ||
α UMi ( Полярная звезда ) | Малая Медведица | Эйнар Герцшпрунг , 1911 г. | 1 м 0,86 | 2 м .13 | 03,9696 | F8Ib или F8II | |
AH Vel | Вела | 5 м. 5 | 5 м 0,89 | 04.227171 | F7Ib-II | ||
S Vul | Лисичка | 8 м 0,69 | 9 м. 42 | 68,464 | G0-K2 (M1) | ||
Т Вул | Лисичка | 5 м. 41 | 6 м .09 | 04,435462 | F5Ib-G0Ib | ||
У Вул | Лисичка | 6 м 0,73 | 7 м 0,54 | 07.990676 | F6Iab-G2 | ||
SV Vul | Лисичка | 6 м 0,72 | 7 м 0,79 | 44,993 | F7Iab-K0Iab |
Смотрите также
- Переменная RR Лиры
- Звездная пульсация
- Цефеида II типа
Рекомендации
- ^ Udalski, A .; Soszynski, I .; Szymanski, M .; Кубяк, М .; Pietrzynski, G .; Возняк, П .; Зебрун, К. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в Магеллановых облаках. IV. Каталог цефеид из Большого Магелланова облака». Acta Astronomica . 49 : 223–317. arXiv : astro-ph / 9908317 . Bibcode : 1999AcA .... 49..223U .
- ^ а б в Soszynski, I .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Шиманский, М.К .; Кубяк, М .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (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 .
- ^ а б в Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф .; Гибсон, Брэд К .; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Шоко; Плесень, Джереми Р .; Кенникатт, 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 .
- ^ а б в г Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). "The expansion field: The value of 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.
- ^ a b Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids". 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.
- ^ a b c d e Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). "The Hubble Constant". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA&A..48..673F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829.
- ^ a b c Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006). "The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations". The Astrophysical Journal. 642 (1): L29–L32. arXiv:astro-ph/0603643. Bibcode:2006ApJ...642L..29N. doi:10.1086/504478.
- ^ a b c Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). "The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts". STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND OBSERVATION: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings. 1170: 23–25. Bibcode:2009AIPC.1170...23M. doi:10.1063/1.3246452.
- ^ Szabados, L. (2003). "Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA". GAIA Spectroscopy: Science and Technology. 298: 237. Bibcode:2003ASPC..298..237S.
- ^ Newman, J. A.; Zepf, S. E.; Davis, M.; Freedman, W. L.; Madore, B. F.; Stetson, P. B.; Silbermann, N.; Phelps, R. (1999). "A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus". The Astrophysical Journal. 523 (2): 506. arXiv:astro-ph/9904368. Bibcode:1999ApJ...523..506N. doi:10.1086/307764.
- ^ Turner, David G. (1996). "The Progenitors of Classical Cepheid Variables". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90...82T.
- ^ a b c Turner, D. G. (2010). "The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale". Astrophysics and Space Science. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap&SS.326..219T. doi:10.1007/s10509-009-0258-5.
- ^ Rodgers, A. W. (1957). "Radius variation and population type of cepheid variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85–94. Bibcode:1957MNRAS.117...85R. doi:10.1093/mnras/117.1.85.
- ^ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. (2001). "On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids". The Astrophysical Journal. 552 (2): L141. arXiv:astro-ph/0103497. Bibcode:2001ApJ...552L.141B. doi:10.1086/320344.
- ^ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2004). "On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae". Astronomy and Astrophysics. 423: 335–340. Bibcode:2004A&A...423..335T. doi:10.1051/0004-6361:20040163.
- ^ Engle, Scott G.; Guinan, Edward F.; Harper, Graham M.; Neilson, Hilding R.; Remage Evans, Nancy (2014). "The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep". The Astrophysical Journal. 794: 80. arXiv:1409.8628. Bibcode:2014ApJ...794...80E. doi:10.1088/0004-637X/794/1/80.
- ^ Soszyñski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2010). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 60 (1): 17. arXiv:1003.4518. Bibcode:2010AcA....60...17S.
- ^ Hoskin, M. (1979). "Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars". Journal for the History of Astronomy. 10: 23–41. Bibcode:1979JHA....10...23H. doi:10.1177/002182867901000103.
- ^ De Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (1999). "A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations". The Astronomical Journal. 117 (1): 354–399. arXiv:astro-ph/9809227. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682.
- ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). "New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei". The Astrophysical Journal. 747 (2): 145. arXiv:1201.0993. Bibcode:2012ApJ...747..145M. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.
- ^ a b Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H.; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Duncombe, R. L.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J. (2002). "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei". The Astronomical Journal. 124 (3): 1695. arXiv:astro-ph/0206214. Bibcode:2002AJ....124.1695B. doi:10.1086/342014.
- ^ Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables in the Magellanic Clouds". Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..60...87L.
- ^ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". Harvard College Observatory Circular. 173: 1. Bibcode:1912HarCi.173....1L.
- ^ Hertzsprung, Ejnar (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus". Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN....196..201H.
- ^ a b c 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). "Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations". The Astronomical Journal. 133 (4): 1810. arXiv:astro-ph/0612465. Bibcode:2007AJ....133.1810B. doi:10.1086/511980.
- ^ Kervella, P.; Mérand, A.; Szabados, L.; Fouqué, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. (2008). "The long-period Galactic Cepheid RS Puppis". Astronomy and Astrophysics. 480: 167. arXiv:0802.1501. Bibcode:2008A&A...480..167K. doi:10.1051/0004-6361:20078961.
- ^ Bond, H. E.; Sparks, W. B. (2009). "On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes". Astronomy and Astrophysics. 495 (2): 371. arXiv:0811.2943. Bibcode:2009A&A...495..371B. doi:10.1051/0004-6361:200810280.
- ^ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minniti, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dékány, Istvan; Saito, Roberto K. (2011). "New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm". The Astrophysical Journal Letters. 741 (2): L27. arXiv:1110.0830. Bibcode:2011ApJ...741L..27M. doi:10.1088/2041-8205/741/2/L27.
- ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ^ Turner, D. G.; Kovtyukh, V. V.; Luck, R. E.; Berdnikov, L. N. (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.
- ^ Antonello, E.; Poretti, E.; Reduzzi, L. (1990). "The separation of S-Cepheids from classical Cepheids and a new definition of the class". Astronomy and Astrophysics. 236: 138. Bibcode:1990A&A...236..138A.
- ^ Usenko, I. A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, L. N.; Kravtsov, V. V. (2014). "Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)". Astronomy Letters. 40 (12): 800. Bibcode:2014AstL...40..800U. doi:10.1134/S1063773714110061.
- ^ Evans, N. R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, J. M.; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, J. F.; Guenther, D. B.; Moffat, A. F. J.; Rucinski, S. M.; Weiss, W. W. (2015). "Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 446 (4): 4008. arXiv:1411.1730. Bibcode:2015MNRAS.446.4008E. doi:10.1093/mnras/stu2371.
- ^ Feast, M. W.; Catchpole, R. M. (1997). "The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (1): L1–L5. Bibcode:1997MNRAS.286L...1F. doi:10.1093/mnras/286.1.l1.
- ^ Stanek, K. Z.; Udalski, A. (1999). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud". arXiv:astro-ph/9909346.
- ^ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity". Acta Astronomica. 51: 221. arXiv:astro-ph/0109446. Bibcode:2001AcA....51..221U.
- ^ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530.
- ^ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). "Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations". The Astrophysical Journal. 684 (1): 102–117. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ...684..102B. doi:10.1086/589965.
- ^ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). "Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles". Acta Astronomica. 59 (4): 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA....59..403M.
- ^ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). "Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation". The Astrophysical Journal. 696 (2): 1498–1501. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ...696.1498M. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498.
- ^ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. (2009). "The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to 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.
- ^ Majaess, D. (2010). "The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0". Acta Astronomica. 60 (2): 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA....60..121M.
- ^ a b c Berdnikov, L. N. (2008). "VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008)". VizieR On-line Data Catalog: II/285. Originally Published in: 2008yCat.2285....0B. 2285: 0. Bibcode:2008yCat.2285....0B.
- ^ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2003). "The nature of the Cepheid T Antliae". Astronomy and Astrophysics. 407: 325. Bibcode:2003A&A...407..325T. doi:10.1051/0004-6361:20030835.
- ^ Tomasella, Lina; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaž (2010). "A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA, and HERMES Wavelength Ranges". The Astronomical Journal. 140 (6): 1758. arXiv:1009.5566. Bibcode:2010AJ....140.1758T. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1758.
- ^ Andrievsky, S. M.; Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V. (2005). "Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days". The Astronomical Journal. 130 (4): 1880. Bibcode:2005AJ....130.1880A. doi:10.1086/444541.
- ^ Kreiken, E. A. (1953). "The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure". Zeitschrift für Astrophysik. 32: 125. Bibcode:1953ZA.....32..125K.
- ^ Watson, Christopher (4 January 2010). "S Sagittae". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Retrieved 22 May 2015.
- ^ a b Houk, N.; Cowley, A. P. (1975). "University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0". University of Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0. Bibcode:1975mcts.book.....H.
Внешние ссылки
- The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen
- List of classical Cepheids on McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive
- American Association of Variable Star Observers
- OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – Classical Cepheids