Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звезд, наложенных на отображение различных классов светимости .

Классические цефеиды (также известные как населения I цефеид , I типа цефеиды , или Delta цефеида переменные ) представляют собой тип цефеиды переменной звезды . Это переменные звезды популяции I, которые демонстрируют регулярные радиальные пульсации с периодами от нескольких дней до нескольких недель и визуальными амплитудами от нескольких десятых до примерно двух 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 уточнения 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]

Свойства [ править ]

Эволюционный трек звезды 5  M ☉, пересекающий полосу нестабильности во время горящей гелием синей петли

Классические переменные Цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца [11] и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычного V810 Центавра ) 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 изменениями температуры их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~ 25% для более длиннопериодического l Car ), что приводит к изменениям 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 от формы 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 при 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 по-прежнему может выполнить синий цикл через полосу нестабильности. 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 вывода, 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 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 , и у них будут периоды 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 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 [ править ]

Кривая света Delta Cephei

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым подъемом до максимума света с последующим более медленным падением до минимума (например, Дельта Цефеи ). Это происходит из-за разности 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, которое, как считается, связано с резонансом между основным и вторым обертонами. Шишка чаще всего наблюдается 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 показывают 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] [16]

Открытие [ править ]

Исторические кривые блеска W Sagittarii и Eta Aquilae

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. [17] 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 [18] [19] и наличие точных параллаксов космического телескопа Хаббла и Hipparcos .[20]

Связь периода и светимости [ править ]

Основная статья: Связь периода и светимости
Две характеристики периодической светимости классических цефеид и цефеид II типа

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 . [21] Она опубликовала его в 1912 году [22] с дополнительными доказательствами. После того, как соотношение период-светимость откалибровано, можно установить светимость данной цефеиды, период которой известен. Расстояние до них определяется по их видимой яркости. Связь периода и светимости была откалибрована многими астрономами в течение двадцатого века, начиная с Герцшпрунга .[23] 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. [24] Кроме того, в 2008 годуастрономы ESO оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Puppis , используя световые эхо от туманности, в которую она заключена. [25] Однако последнее открытие активно обсуждается в литературе. [26]

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.[20] [24] Следующие соотношения также могут использоваться для вычисления расстояния d до классических цефеид:

[24]

или же

[27]

I и V представляют собой среднюю видимую звездную величину в ближней инфракрасной и видимой областях соответственно.

Цефеиды малой амплитуды [ править ]

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. Они получают аббревиатуру DCEPS в GCVS. Сроки обычно составляют менее 7 дней, хотя точное время еще обсуждается. [28] Термин s-цефеида используется для короткопериодных цефеид небольшой 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. [29] [30]

Цефеиды малой амплитуды (DCEPS) включают Polaris и FF Aquilae , хотя обе могут пульсировать в основной моде. Подтвержденными первыми обертонными пульсаторами являются BG Crucis и BP Circini . [31] [32]

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами [ править ]

Основными неопределенностями, связанными со шкалой расстояний до цефеид, 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 (смешения) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на классических расстояниях до цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] »

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 [ править ]

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 представителем класса является Полярная звезда ( Полярная звезда ), расстояние до которой обсуждается и текущая изменчивость которой составляет примерно 0,05 звездной величины. [6]

Обозначение (имя)СозвездиеОткрытиеМаксимальная видимая звездная величина ( мВ ) [42]Минимальная видимая звездная величина (м В ) [42]Срок (дни) [42]Спектральный классКомментарий
η AqlAquilaЭдвард Пиготт , 1784 г.3 м 0,484 м 0,3907.17664F6 Ibv 
FF AqlAquilaЧарльз Морс Хаффер , 1927 год.5 м .185 м 0,6804,47F5Ia-F8Ia 
TT AqlAquila6 м 0,467 м. 713,7546F6-G5 
U AqlAquila6 м .086 м 0,8607.02393F5I-II-G1 
T AntAntlia5 м .005 м. 8205,898G5возможно, у него есть невидимый спутник. Ранее считалось цефеидой типа II [43]
RT AurВозничий5 м .005 м. 8203,73F8Ibv 
l АвтомобильКарина 3 м. 284 м .1835,53584G5 Iab / Ib 
δ CepЦефейДжон Гудрик , 1784 год.3 м 0,484 м. 3705.36634F5Ib-G2Ibдвойная звезда, видимая в бинокль
AX CirCircinus 5 м. 656 м .0905.273268F2-G2IIспектрально-двойная с компаньоном 5  M ☉ B6
BP CirCircinus 7 м 0,317 м 0,7102.39810F2 / 3II-F6спектрально-двойная с компаньоном 4,7  M ☉ B6
BG CruCrux 5 м. 345 м 0,5803.3428F5Ib-G0p 
R CruCrux 6 м .407 м .2305,82575F7Ib / II 
S CruCrux 6 м .226 м 0,9204.68997F6-G1Ib-II 
T CruCrux 6 м. 326 м 0,8306.73331F6-G2Ib 
X CygЛебедь 5 м. 856 м 0,9116,38633G8Ib [44] 
SU CygЛебедь 6 м 0,447 м .2203,84555F2-G0I-II [45] 
β ДорДорадо 3 м 0,464 м .0809,8426F4-G4Ia-II 
ζ GemБлизнецыЮлиус Шмидт , 1825 г.3 м 0,624 м .1810.15073F7Ib в G3Ib 
V473 LyrЛира 5 м .996 м. 3501.49078F6Ib-II 
R MusMusca 5 м 0,936 м 0,7307.51F7Ib-G2 
S MusMusca 5 м 0,896 м 0,4909.66007F6Ib-G0 
S NorНорма 6 м .126 м 0,7709.75411F8-G0Ibсамый яркий член открытого скопления NGC 6087
QZ NorНорма 8 м 0,719 м .0303.786008F6Iчлен открытого скопления NGC 6067
V340 NorНорма 8 м. 268 м .6011,2888G0Ibчлен открытого скопления NGC 6067
V378 NorНорма 6 м 0,216 м .2303,5850G8Ib 
BF OphЗмееносец 6 м 0,937 м 0,7104.06775F8-K2 [46] 
RS ЩенокЩенок 6 м 0,527 м 0,6741,3876F8Iab 
S SgeСагиттаДжон Эллард Гор , 1885 г.5 м .246 м .0408.382086 [47]F6Ib-G5Ib 
U SgrСтрелец (в M25 ) 6 м. 287 м .1506.74523G1Ib [48] 
W SgrСтрелец 4 м 0,295 м. 1407.59503F4-G2IbОптический дубль с γ 2 Sgr
X SgrСтрелец 4 м .204 м 0,9007.01283F5-G2II
V636 ScoСкорпион 6 м .406 м 0,9206.79671F7 / 8Ib / II-G5 
R TrATriangulum Australe 6 м. 46 м 0,903,389F7Ib / II [48] 
S TrATriangulum Australe 6 м 0,16 м. 806.323F6II-G2 
α UMi ( Полярная звезда )Малая МедведицаЭйнар Герцшпрунг , 1911 г.1 м 0,862 м .1303,9696F8Ib или F8II 
AH VelVela 5 м. 55 м 0,8904.227171F7Ib-II 
S VulVulpecula 8 м 0,699 м. 4268,464G0-K2 (M1) 
Т ВулVulpecula 5 м. 416 м .0904,435462F5Ib-G0Ib 
У ВулVulpecula 6 м 0,737 м 0,5407.990676F6Iab-G2 
SV VulVulpecula 6 м 0,727 м 0,7944,993F7Iab-K0Iab 

См. Также [ править ]

  • Переменная RR Лиры
  • Звездная пульсация
  • Цефеида типа II

Ссылки [ править ]

  1. ^ Udalski, A .; Сосински, И .; Шиманский, М .; 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 .
  2. ^ a b c 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 .
  3. ^ a b c 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 .
  4. ^ а б в г Тамманн, Г. А.; Sandage, A .; Рейндл, Б. (2008). «Поле расширения: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A & ARv..15..289T . DOI : 10.1007 / s00159-008-0012-у .
  5. ^ 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 .
  6. ^ a b c d e 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 .
  7. ^ a b c Ngeow, C .; Канбур, С.М. (2006). "Постоянная Хаббла от сверхновых 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 .
  8. ^ 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". ЗВЕЗДНАЯ ПУЛЬСАЦИЯ: ЗАДАЧИ ТЕОРИИ И НАБЛЮДЕНИЙ: Материалы международной конференции. Материалы конференции AIP . 1170 : 23–25. Bibcode : 2009AIPC.1170 ... 23M . DOI : 10.1063 / 1.3246452 .
  9. ^ Szabados, L. (2003). «Цефеиды: наблюдательные свойства, двойственность и GAIA». Спектроскопия GAIA: наука и технологии . 298 : 237. Bibcode : 2003ASPC..298..237S .
  10. ^ Ньюман, JA; Zepf, SE; Дэвис, М .; Freedman, WL; Madore, BF; Стетсон, ПБ; Silbermann, N .; Фелпс, Р. (1999). «Расстояние цефеид до NGC 4603 в Центавре». Астрофизический журнал . 523 (2): 506. arXiv : astro-ph / 9904368 . Bibcode : 1999ApJ ... 523..506N . DOI : 10.1086 / 307764 .
  11. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90 ... 82T .
  12. ^ а б в Тернер, Д.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 .
  13. ^ 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 .
  14. ^ Боно, G .; Gieren, WP; Маркони, М .; Фуке, П. (2001). «Об идентификации пульсационных режимов короткопериодических галактических цефеид». Астрофизический журнал . 552 (2): L141. arXiv : astro-ph / 0103497 . Bibcode : 2001ApJ ... 552L.141B . DOI : 10.1086 / 320344 .
  15. ^ Тернер, DG; Бердников, Л.Н. (2004). «О способе скрещивания долгопериодической цефеиды SV Vulpeculae» . Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Бибкод : 2004A & A ... 423..335T . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040163 .
  16. ^ Soszyñski, I .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Шимански, МК; Кубяк, М .; Pietrzyñski, G .; Wyrzykowski, Ł .; Szewczyk, O .; Улачик, К. (2010). "Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. VII. Классические цефеиды в Малом Магеллановом облаке". Acta Astronomica . 60 (1): 17. arXiv : 1003.4518 . Bibcode : 2010AcA .... 60 ... 17S .
  17. ^ Хоскин, М. (1979). «Гудрик, Пиготт и поиски переменных звезд». Журнал истории астрономии . 10 : 23–41. Bibcode : 1979JHA .... 10 ... 23H . DOI : 10.1177 / 002182867901000103 .
  18. ^ 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 .
  19. ^ 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 .
  20. ^ а б 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 .
  21. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Летопись обсерватории Гарвардского колледжа . 60 : 87. Bibcode : 1908AnHar..60 ... 87L .
  22. ^ Ливитт, Генриетта S .; Пикеринг, Эдвард С. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1. Bibcode : 1912HarCi.173 .... 1L .
  23. ^ Герцшпрунга, Эйнар (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus". Astronomische Nachrichten . 196 : 201. Bibcode : 1913AN .... 196..201H .
  24. ^ a b c 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 .
  25. ^ Kervella, P .; Mérand, A .; Szabados, L .; Fouqué, P .; Bersier, D .; Помпеи, Э .; Перрин, Г. (2008). "Долгопериодическая галактическая цефеида RS Puppis" . Астрономия и астрофизика . 480 : 167. arXiv : 0802.1501 . Bibcode : 2008A & A ... 480..167K . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078961 .
  26. ^ Бонд, HE; Спаркс, ВБ (2009). «Об определении геометрического расстояния до цефеиды RS Puppis по световым отголоскам». Астрономия и астрофизика . 495 (2): 371. arXiv : 0811.2943 . Бибкод : 2009A & A ... 495..371B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810280 .
  27. ^ Majaess, Даниэль; Тернер, Дэвид; Мони Бидин, Кристиан; Мауро, Франческо; Гейслер, Дуглас; Гирен, Вольфганг; Миннити, Данте; Шене, Андре-Николя; Лукас, Филипп; Борисова, Юра; Куртев, Радостн; Декань, Иштван; Сайто, Роберто К. (2011). «Новые доказательства в поддержку членства в TW Nor в Lyngå 6 и спиральном рукаве Центавра». Письма в астрофизический журнал . 741 (2): L27. arXiv : 1110.0830 . Bibcode : 2011ApJ ... 741L..27M . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 741/2 / L27 .
  28. ^ Samus, NN; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  29. ^ Тернер, DG; Ковтюх, В.В.; Удача, RE; Бердников, Л.Н. (2013). "Режим пульсации и расстояние цефеиды FF Aquilae". Письма в астрофизический журнал . 772 (1): L10. arXiv : 1306.1228 . Bibcode : 2013ApJ ... 772L..10T . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 772/1 / L10 .
  30. ^ Антонелло, E .; Poretti, E .; Редуцци, Л. (1990). «Отделение S-цефеид от классических цефеид и новое определение класса». Астрономия и астрофизика . 236 : 138. Bibcode : 1990A & A ... 236..138A .
  31. ^ Усенко, ИА; 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 об астрономии . 40 (12): 800. Bibcode : 2014AstL ... 40..800U . DOI : 10.1134 / S1063773714110061 .
  32. ^ Evans, NR; Szabó, R .; Дерекас, А .; Szabados, L .; Cameron, C .; Мэтьюз, JM; Сасселов, Д .; Кущниг, Р .; Роу, Дж. Ф.; Guenther, DB; Моффат, AFJ; Ручинский, С.М.; Вайс, WW (2015). «Наблюдения цефеид со спутником MOST: контраст между режимами пульсации». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (4): 4008. arXiv : 1411.1730 . Bibcode : 2015MNRAS.446.4008E . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu2371 .
  33. ^ Праздник, МВт; Catchpole, RM (1997). «Нулевая точка светимости периода цефеид из тригонометрических параллаксов HIPPARCOS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 286 (1): L1 – L5. Bibcode : 1997MNRAS.286L ... 1F . DOI : 10.1093 / MNRAS / 286.1.l1 .
  34. ^ 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 .
  35. ^ 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 .
  36. ^ Макри, Л. М.; Станек, KZ; Bersier, D .; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). "Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина 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 .
  37. ^ Боно, G .; Caputo, F .; Fiorentino, G .; Маркони, М .; Муселла, И. (2008). "Цефеиды во внешних галактиках. I. Мазерная галактика NGC 4258 и зависимость период-светимости и период-Везенхейта от металличности". Астрофизический журнал . 684 (1): 102–117. arXiv : 0805.1592 . Bibcode : 2008ApJ ... 684..102B . DOI : 10.1086 / 589965 .
  38. ^ 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 .
  39. ^ 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 .
  40. ^ 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): 43–47. arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.14822.x .
  41. ^ Majaess, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Acta Astronomica . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Bibcode : 2010AcA .... 60..121M .
  42. ^ а б в Бердников, Л.Н. (2008). "Онлайн-каталог данных VizieR: Фотоэлектрические наблюдения цефеид в UBV (RI) c (Бердников, 2008)". Он-лайн каталог данных VizieR: II / 285. Первоначально опубликовано в: 2008yCat.2285 .... 0B . 2285 : 0. Bibcode : 2008yCat.2285 .... 0B .
  43. ^ Тернер, DG; Бердников, Л.Н. (2003). «Природа цефеиды T Antliae» . Астрономия и астрофизика . 407 : 325. Bibcode : 2003A & A ... 407..325T . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030835 .
  44. ^ Томаселла, Лина; Мунари, Улисс; Цвиттер, Томаж (2010). "Многоканальный спектральный атлас пекулярных звезд с высоким разрешением, включая диапазоны длин волн RAVE, GAIA и HERMES". Астрономический журнал . 140 (6): 1758. arXiv : 1009.5566 . Bibcode : 2010AJ .... 140.1758T . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/6/1758 .
  45. ^ Андриевский, СМ; Удача, RE; Ковтюх, В.В. (2005). «Фазозависимое изменение основных параметров цефеид. III. Периоды от 3 до 6 дней» . Астрономический журнал . 130 (4): 1880. Bibcode : 2005AJ .... 130.1880A . DOI : 10.1086 / 444541 .
  46. ^ Kreiken, Е. А. (1953). «Плотность звезд разных спектральных типов. С 1 цифрой». Zeitschrift für Astrophysik . 32 : 125. Bibcode : 1953ZA ..... 32..125K .
  47. ↑ Ватсон, Кристофер (4 января 2010 г.). "S Sagittae" . Сайт AAVSO . Американская ассоциация наблюдателей за переменными звездами . Дата обращения 22 мая 2015 .
  48. ^ a b Houk, N .; Коули, AP (1975). "Каталог Мичиганского университета двумерных спектральных классов звезд HD. Том I. Склонения от −90_ до −53_ƒ0". Каталог двумерных спектральных типов звезд HD Мичиганского университета. Том I. Склонения от −90_ до −53_ƒ0 . Bibcode : 1975mcts.book ..... H .

Внешние ссылки [ править ]

  • Шкала расстояний до цефеид: история, Ник Аллен
  • Список классических цефеид в архиве данных по фотометрии цефеид Макмастера и радиальной скорости
  • Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд
  • Атлас переменных кривых блеска звезд OGLE - Классические цефеиды