Классическая переменная цефеид - Classical Cepheid variable

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела с указанием расположения нескольких типов переменные звезды накладывается на отображение различных классы светимости.

Классические цефеиды (также известен как Популяция I цефеиды, Цефеиды типа I, или Переменные дельта-цефеиды) являются разновидностью Цефеида переменная звезда. Они есть население I переменные звезды 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 отношения между классической цефеидной переменной яркость и период пульсации,[1][2] обеспечение цефеид как жизнеспособных стандартные свечи для установления галактического и шкалы внегалактических расстояний.[3][4][5][6] Космический телескоп Хаббла (HST) наблюдения классических переменных цефеид 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 мире известно около 800 классических цефеид. Млечный Путь галактика из ожидаемого числа более 6000. Еще несколько тысяч известны в Магеллановы облака, с более известными в других галактиках;[9] то Космический телескоп Хаббла идентифицировал некоторых в NGC 4603, что составляет 100 миллионов световых лет далекий.[10]

Свойства

Эволюционный трек 5M☉ звезда пересекает полоса нестабильности во время горения гелия синяя петля

Классические переменные цефеиды в 4–20 раз массивнее Солнца,[11] и от 1000 до 50 000 (более 200 000 для необычных V810 Центавра (!) раз ярче.[12] Спектроскопически это яркие гиганты или сверхгиганты низкой светимости. спектральный класс 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 изменением температуры их радиусы также изменяются во время каждой пульсации (например, на ~ 25% для более длительного периода l Автомобиль ), что приводит к вариациям яркости до двух величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн.[13]

Цефеидные переменные могут пульсировать в основной режим, первый обертон, реже смешанный режим. 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 средней массы (IMS) сначала развивается от главная последовательность, он очень быстро пересекает полосу неустойчивости, пока водородная оболочка еще горит. Когда гелиевый сердечник воспламеняется в IMS, он может выполнить синяя петля и снова пересекает полосу нестабильности, один раз развиваясь до высоких температур, а затем снова возвращаясь к асимптотическая ветвь гигантов. Звезды более массивные, чем примерно 8–12M☉ начать сжигание гелия в активной зоне до достижения Красный гигант филиал и стать красные сверхгиганты, но по-прежнему может выполнить синий цикл через полосу нестабильности. Продолжительность и даже наличие синих петель очень чувствительны к массе, металличность, и содержание гелия в звезде. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки.[нужна 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 цефеид относились к типу B главная последовательность звезды раньше, чем около B7, возможно, звезды 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 полоса нестабильности что у них будут периоды 50 дней или меньше. Свыше определенной массы 20–50M☉ в зависимости от металличности красные сверхгиганты будут эволюционировать обратно в голубых сверхгигантов, 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

Дельта Цефеи световая кривая

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым ростом до максимума блеска 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, происходит из-за резонанса между основным и вторым обертонами. Шишка чаще всего наблюдается на нисходящей ветви для звезд с периодом около 6 дней (например, Эта Аквила ). По мере увеличения периода положение выпуклости приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от основного максимума для звезд с периодами около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). На более длительных периодах можно увидеть бугорок на восходящей ветви кривой блеска (например, X Cygni ), но на период 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 первым обертоном (например, X Стрелец ) или более высокие пульсаторы, 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][16]

Открытие

Исторические кривые блеска W Стрелец и Эта Аквила

10 сентября 1784 г. Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Эта Аквила, первый известный представитель класса классических переменных цефеид. Однако тезка классических цефеид - звезда Дельта Цефеи, переменная обнаружена 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 членству в звездное скопление[18][19] и наличие точных Космический телескоп Хаббла и Hipparcos параллаксы.[20]

Соотношение период-светимость

Основная статья: Соотношение период-светимость
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. Соотношение период-светимость для классических цефеид было открыто в 1908 г. Генриетта Суон Ливитт в исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановы облака.[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 кажущейся яркости. Взаимосвязь периода и светимости была откалибрована многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Hertzsprung.[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] Также в 2008 г. ESO астрономы оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Puppis, с помощью легкое эхо из туманности, в которую он встроен.[25] Однако последнее открытие активно обсуждается в литературе.[26]

Следующие экспериментальные корреляции между периодом популяций I цефеид п и это значит абсолютная величина Mv была создана из Космический телескоп Хаббла тригонометрические параллаксы для 10 ближайших цефеид:

с участием п измеряется в днях.[20][24] Следующие соотношения также можно использовать для расчета расстояния d классическим цефеидам:

[24]

или

[27]

я и V представляют собой среднюю видимую звездную величину в ближней инфракрасной и видимой областях 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. 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 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.[29][30]

Цефеиды малой амплитуды (DCEPS) включают: Полярная звезда и FF Aquilae, хотя оба могут пульсировать в основной моде. Подтвержденные пульсаторы первого обертона включают: BG Crucis и Б.П. Чирчини.[31][32]

Неопределенности в расстояниях, определенных цефеидами

Основными из неопределенностей, связанных со шкалой расстояний до цефеид, являются: характер зависимости периода от светимости в различных полосах пропускания, влияние металличность как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также на эффекты фотометрического загрязнения (смешения) и меняющегося (обычно неизвестного) закона поглощения на классические расстояния 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 для Постоянная 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 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 записывать с помощью тренировки невооруженным глазом наблюдение, в том числе прототип Дельта Цефеи на крайнем севере, Zeta Geminorum и Эта Аквила идеально подходит для наблюдений в тропиках (около эклиптики и, следовательно, зодиака) и на крайнем юге Бета Дорадус. Ближайший член класса - Полярная звезда (Полярная звезда ), расстояние до которого обсуждается и текущая изменчивость которого составляет приблизительно 0,05 величины.[6]

Обозначение (имя)СозвездиеОткрытиеМаксимум Видимая величина (мV)[42]Минимум Видимая величина (мV)[42]Период (дней)[42]Спектральный классКомментарий
η AqlAquilaЭдвард Пиготт, 17843м.484м.3907.17664F6 Ibv 
FF AqlAquilaЧарльз Морс Хаффер, 19275м.185м.6804.47F5Ia-F8Ia 
TT AqlAquila6м.467м.713.7546F6-G5 
U AqlAquila6м.086м.8607.02393F5I-II-G1 
T AntAntlia5м.005м.8205.898G5возможно, у него есть невидимый спутник. Ранее считалось цефеидой II типа[43]
RT AurВозничий5м.005м.8203.73F8Ibv 
l АвтомобильКарина 3м.284м.1835.53584G5 Iab / Ib 
δ CepЦефейДжон Гудрик, 17843м.484м.3705.36634F5Ib-G2Ibдвойная звезда, видимая в бинокль
AX CirCircinus 5м.656м.0905.273268F2-G2IIспектроскопическая двойная с 5M☉ B6 компаньон
BP CirCircinus 7м.317м.7102.39810F2 / 3II-F6спектроскопическая двойная с 4.7M☉ B6 компаньон
BG CruCrux 5м.345м.5803.3428F5Ib-G0p 
R CruCrux 6м.407м.2305.82575F7Ib / II 
S CruCrux 6м.226м.9204.68997F6-G1Ib-II 
T CruCrux 6м.326м.8306.73331F6-G2Ib 
X CygЛебедь 5м.856м.9116.38633G8Ib[44] 
SU CygЛебедь 6м.447м.2203.84555F2-G0I-II[45] 
β ДорДорадо 3м.464м.0809.8426F4-G4Ia-II 
ζ GemБлизнецыЮлиус Шмидт, 18253м.624м.1810.15073F7Ib в G3Ib 
V473 LyrЛира 5м.996м.3501.49078F6Ib-II 
R MusMusca 5м.936м.7307.51F7Ib-G2 
S MusMusca 5м.896м.4909.66007F6Ib-G0 
S NorНорма 6м.126м.7709.75411F8-G0Ibсамый яркий участник открытого кластера NGC 6087
QZ NorНорма 8м.719м.0303.786008F6Iучастник открытого кластера NGC 6067
V340 NorНорма 8м.268м.6011.2888G0Ibучастник открытого кластера NGC 6067
V378 NorНорма 6м.216м.2303.5850G8Ib 
BF OphЗмееносец 6м.937м.7104.06775F8-K2[46] 
RS ЩенокЩенок 6м.527м.6741.3876F8Iab 
S SgeСагиттаДжон Эллард Гор, 18855м.246м.0408.382086[47]F6Ib-G5Ib 
U SgrСтрелец (в M25 ) 6м.287м.1506.74523G1Ib[48] 
W SgrСтрелец 4м.295м.1407.59503F4-G2IbОптический двойной с γ2 Sgr
X SgrСтрелец 4м.204м.9007.01283F5-G2II
V636 ScoСкорпион 6м.406м.9206.79671F7 / 8Ib / II-G5 
R TrATriangulum Australe 6м.46м.903.389F7Ib / II[48] 
S TrATriangulum Australe 6м.16м.806.323F6II-G2 
α UMi (Полярная звезда )Малая МедведицаЭйнар Герцшпрунг, 19111м.862м.1303.9696F8Ib или F8II 
AH VelVela 5м.55м.8904.227171F7Ib-II 
S VulVulpecula 8м.699м.4268.464G0-K2 (M1) 
Т ВулVulpecula 5м.416м.0904.435462F5Ib-G0Ib 
У ВулVulpecula 6м.737м.5407.990676F6Iab-G2 
SV VulVulpecula 6м.727м.7944.993F7Iab-K0Iab 

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Удальский, А .; 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. ^ а б c Сошинский, И .; 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. ^ а б 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. Дои:10.1086/320638.
  4. ^ а б c d 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 и ARv..15..289T. Дои:10.1007 / s00159-008-0012-y.
  5. ^ а б Majaess, D. J .; Тернер, Д. Г .; Лейн, Д. Дж. (2009). «Характеристики Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009МНРАС.398..263М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x.
  6. ^ а б c d е 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. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101829.
  7. ^ а б 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. Дои:10.1086/504478.
  8. ^ а б c Macri, Lucas M .; 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. Дои:10.1063/1.3246452.
  9. ^ Сабадош Л. (2003). «Цефеиды: наблюдательные свойства, двойственность и GAIA». Спектроскопия GAIA: наука и технологии. 298: 237. Bibcode:2003ASPC..298..237S.
  10. ^ Newman, J. A .; Zepf, S.E .; Дэвис, М .; Freedman, W. L .; Madore, B. F .; Стетсон, П. Б .; 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. Дои:10.1086/307764.
  11. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90 ... 82 зуб..
  12. ^ а б c 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. Дои:10.1007 / s10509-009-0258-5.
  13. ^ Роджерс, А. В. (1957). «Радиус вариации и тип популяции переменных цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 117: 85–94. Bibcode:1957МНРАС.117 ... 85Р. Дои:10.1093 / mnras / 117.1.85.
  14. ^ Bono, G .; Gieren, W. P .; 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. Дои:10.1086/320344.
  15. ^ Тернер, Д. Г .; Бердников, Л. Н. (2004). «О способе скрещивания долгопериодической цефеиды SV Vulpeculae». Астрономия и астрофизика. 423: 335–340. Bibcode:2004A & A ... 423..335T. Дои:10.1051/0004-6361:20040163.
  16. ^ Soszyñski, I .; Полесский, Р .; Удальский, А .; Szymañski, M.K .; 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. Дои:10.1177/002182867901000103.
  18. ^ De Zeeuw, P.T .; Hoogerwerf, R .; De Bruijne, J.H.J .; Brown, A.G.A .; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих ассоциаций OB». Астрономический журнал. 117 (1): 354–399. arXiv:Astro-ph / 9809227. Bibcode:1999AJ .... 117..354D. Дои: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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 747/2/145.
  20. ^ а б Бенедикт, Дж. Фриц; McArthur, B.E .; Fredrick, L.W .; Harrison, T. E .; Slesnick, C.L .; Rhee, J .; Паттерсон, Р. Дж .; Скруцкие, М. Ф .; Franz, O.G .; Вассерман, Л. Х .; Jefferys, W. H .; Nelan, E .; Van Altena, W .; Shelus, P.J .; Hemenway, P.D .; Duncombe, R.L .; Рассказ, Д .; Whipple, A. L .; Брэдли, А. Дж. (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. Дои:10.1086/342014.
  21. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа. 60: 87. Bibcode:1908АнХар..60 ... 87л.
  22. ^ Leavitt, Henrietta S .; Пикеринг, Эдвард С. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа. 173: 1. Bibcode:1912 ХарСи.173 .... 1л.
  23. ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus". Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN .... 196..201H.
  24. ^ а б c Бенедикт, Дж. 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. Дои: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:2008 A&A ... 480..167K. Дои:10.1051/0004-6361:20078961.
  26. ^ Bond, H.E .; Спаркс, В. Б. (2009). «Об определении геометрического расстояния до цефеиды RS Puppis по световым отголоскам». Астрономия и астрофизика. 495 (2): 371. arXiv:0811.2943. Bibcode:2009A & A ... 495..371B. Дои: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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 741/2 / L27.
  28. ^ Samus, N. N .; 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, Д. Г .; Ковтюх, В. В .; Удача, Р. Э .; 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. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 772/1 / L10.
  30. ^ Антонелло, Э .; Poretti, E .; Редуцци, Л. (1990). «Отделение S-цефеид от классических цефеид и новое определение класса». Астрономия и астрофизика. 236: 138. Bibcode:1990А и А ... 236..138А.
  31. ^ 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 об астрономии. 40 (12): 800. Bibcode:2014AstL ... 40..800U. Дои:10.1134 / S1063773714110061.
  32. ^ Evans, N.R .; Szabó, R .; Дерекас, А .; Szabados, L .; Cameron, C .; Matthews, J.M .; Сасселов, Д .; Кущниг, Р .; Rowe, J. F .; Guenther, D. B .; Moffat, A. F. J .; Rucinski, S.M .; Вайс, В. В. (2015). «Наблюдения цефеид со спутником MOST: контраст между режимами пульсации». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 446 (4): 4008. arXiv:1411.1730. Bibcode:2015МНРАС.446.4008Е. Дои:10.1093 / mnras / stu2371.
  33. ^ Feast, M.W .; Кэтчпол Р. М. (1997). "Нулевая точка периодической светимости цефеид по тригонометрическим параллаксам HIPPARCOS". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 286 (1): L1 – L5. Bibcode:1997МНРАС.286Л ... 1Ф. Дои:10.1093 / mnras / 286.1.l1.
  34. ^ Stanek, K. Z .; 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. ^ Удальский, А .; 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. ^ Macri, L.M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Гринхилл, Л. Дж .; Рид, М. Дж. (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. Дои:10.1086/508530.
  37. ^ Bono, 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. Дои: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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 696/2/1498.
  40. ^ Scowcroft, V .; Bersier, D .; Mold, J. R .; Вуд, П. Р. (2009). «Влияние металличности на звездные величины цефеид и расстояние до M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 396 (3): 43–47. arXiv:0903.4088. Bibcode:2009МНРАС.396.1287С. Дои: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 c 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, Д. Г .; Бердников, Л. Н. (2003). "Природа цефеиды T Antliae". Астрономия и астрофизика. 407: 325. Bibcode:2003A & A ... 407..325T. Дои: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. Дои:10.1088/0004-6256/140/6/1758.
  45. ^ Андриевский, С. М .; Удача, Р. Э .; 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. Дои:10.1086/444541.
  46. ^ Крайкен, Э. А. (1953). «Плотность звезд разных спектральных типов. С 1 цифрой». Zeitschrift für Astrophysik. 32: 125. Bibcode:1953ЗА ..... 32..125К.
  47. ^ Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). "S Sagittae". Сайт AAVSO. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 22 мая 2015.
  48. ^ а б Houk, N .; Коули, А. П. (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