Cefeidele clasice

Cefeidele clasice ( în engleză  Cefeidele clasice ), Cefeidele de tipul I de populație , Cefeidele de tipul I , Cefeidele de tipul Delta Cephei  sunt un tip de stele variabile ( Cefeidele ). Ele aparțin primului tip de populație de galaxii, prezintă semne de pulsații radiale regulate cu perioade de la câteva zile până la câteva săptămâni, cu o amplitudine a luminozității de la câteva zecimi de magnitudine la 2 magnitudini.

S-a găsit o relație clară între luminozitatea unei Cefeide clasice și perioada sa de pulsație, [1] [2] ceea ce face posibilă folosirea Cefeidelor ca lumânări standard pentru a determina scara distanțelor în Galaxie și nu numai. [3] [4] [5] [6] Conform observațiilor cefeidelor clasice de pe telescopul Hubble , a fost posibilă rafinarea constantei din legea Hubble . [3] [4] [6] [7] [8] De asemenea, informațiile despre Cefeidele clasice sunt folosite pentru a determina caracteristicile Căii Lactee, cum ar fi structura spirală sau înălțimea Soarelui deasupra planului Galaxiei . [5]

Aproximativ 800 de Cefeide sunt cunoscute în Calea Lactee, iar numărul total așteptat este de 6000. Mai multe mii de Cefeide sunt cunoscute în Norii Magellanic . Obiecte similare au fost găsite și în alte galaxii; [9] Telescopul spațial Hubble a descoperit mai multe în galaxia NGC 4603 , la 100 de milioane de ani lumină distanță. [zece]

Proprietăți

Cefeidele clasice sunt de 4–20 de ori mai grele decât Soarele [11] și au luminozități cuprinse între 1000 și 50.000 (mai mult de 200.000 pentru V810 Centauri ) luminozități solare [12] . Aceste stele aparțin unor giganți strălucitori sau supergiganți de luminozitate scăzută de tip spectral F6 - K2. Temperatura și tipul spectral al unui obiect se modifică pe măsură ce acesta fluctuează. Razele sunt de câteva zeci sau sute de ori mai mari decât cea solară. Cefeidele mai strălucitoare sunt mai reci și mai mari și au, de asemenea, perioade mai lungi de pulsație. În cursul pulsațiilor, nu numai temperatura se schimbă, ci și raza (de exemplu, cu ~25% pentru o perioadă lungă l Car ), ceea ce duce la o schimbare a luminozității de până la două magnitudini. La lungimi de undă scurte, modificarea luminozității este mai pronunțată [13] .

Cefeidele pot pulsa în modul fundamental , primul ton sau în modul mixt. Pulsațiile în tonuri de deasupra primei sunt rare, dar prezintă și interes [2] . Majoritatea Cefeidelor clasice sunt considerate a pulsa în modul fundamental, deși tipul de pulsație este dificil de determinat din forma curbei luminii. Stelele care pulsează în ton sunt mai strălucitoare și mai mari decât cele care pulsează în modul fundamental cu aceeași perioadă [14] .

Când o stea cu masă intermediară părăsește secvența principală, traversează foarte repede banda de instabilitate, ardând în stratul de hidrogen. Pe măsură ce miezul heliului începe să ardă, steaua poate desena o buclă albastră și poate traversa din nou banda de instabilitate, prima dată când se deplasează către temperaturi mai ridicate și pe măsură ce se întoarce spre ramura gigant asimptotică . Stele cu mase de ordinul 8-12 M ⊙ sau mai mult încep procesul de ardere a heliului în miez înainte de a ajunge la ramura gigant roșie și devin supergiganți roșii, dar pot face și o buclă albastră atunci când trec prin banda de instabilitate. Durata și prezența buclelor albastre depinde în mare măsură de masa, metalitatea și conținutul de heliu al stelei. În unele cazuri, steaua poate traversa banda de instabilitate pentru a patra sau a cincea oară, când începe arderea heliului în plic. Rata de modificare a perioadei de pulsație a Cefeidelor, precum și abundența relativă a diverșilor compuși chimici (determinați din spectru) fac posibilă înțelegerea în ce moment trece steaua prin banda de instabilitate [15] .

Cefeidele clasice sunt stele de secvență principală din clasa spectrală B mai devreme decât B7, probabil stele târzii din clasa O înainte de a epuiza hidrogenul din miezul lor. Stele mai masive și mai fierbinți devin cefeide mai strălucitoare cu perioade mai lungi, deși stele tinere din galaxie, cu metalitate aproape solară, se crede că pierd o cantitate mare de masă până când ajung pe banda de instabilitate, perioadele lor de pulsație fiind de 50 de zile. sau mai putin. La o masă peste o anumită valoare, 20-50 M ⊙ în funcție de metalitate, giganții roșii în cursul evoluției se întorc la stadiul de supergigant albastru și nu trec prin stadiul buclei albastre, dar în același timp se vor comporta. ca hipergiganții galbeni instabile și cefeidele care nu pulsează corect. Stelele foarte masive nu se răcesc suficient pentru a ajunge la banda de instabilitate și nu se transformă în Cefeide. La metalitate scăzută, de exemplu în Norii Magellanic, stelele pot reține mai multă masă și se pot transforma în Cefeide mai strălucitoare, cu perioade de pulsație mai lungi [12] .

Curbe de lumină

Curba luminii Cepheid este de obicei asimetrică, cu o creștere rapidă la luminozitatea maximă urmată de o scădere lentă a luminozității la minim (cum ar fi Delta Cephei). Acest lucru se datorează diferenței de fază dintre variațiile de rază și temperatură și este considerat un semn al obiectelor care pulsează în modul fundamental (fundamental), care includ cefeidele de tip I. În unele cazuri, o curbă de lumină pseudo-sinusoidală netedă are un salt, o încetinire pe termen scurt a decăderii luminii sau chiar o creștere a luminii, care se crede că se datorează rezonanței dintre modul fundamental și al doilea ton. Saltul este observat cel mai adesea pe partea descendentă a curbei luminii pentru stele cu o perioadă de aproximativ 6 zile (de exemplu, Eta Eagle ). Pe măsură ce perioada crește, locația săriturii se schimbă la un maxim și poate duce la un maxim dublu, sau indistinguire de primul maxim, pentru vedetele cu o perioadă de aproximativ 10 zile (de exemplu, Zeta Gemini ). La perioade mai lungi, se poate observa un salt pe ramura ascendentă a curbei luminii (de exemplu , X Cygnus ), dar pentru perioade mai mari de 20 de zile, rezonanța dispare.

Un număr mai mic de cefeide clasice au o curbă de lumină aproape sinusoidală. Ele sunt numite s-Cefeide și au de obicei amplitudini mai mici și perioade mai scurte. Cele mai multe dintre ele sunt considerate a fi Cefeide ale primului ton (ex. X Săgetător ) sau tonuri superioare, deși unele stele neobișnuite par să pulseze în modul fundamental, dar au și o curbă de lumină sinusoidală (de exemplu S Chanterelles ). Se presupune că stelele care pulsează în prima nuanță au perioade scurte în Galaxia noastră, deși la metalități scăzute, ca în Norii Magellanic, perioada poate crește. Obiectele care pulsează în tonuri mai înalte și cefeidele care pulsa în două tonuri simultan sunt, de asemenea, mai frecvente în Norii Magellanic; au de obicei amplitudini mai mici si curbe de lumina oarecum neregulate. [2] [16]

Descoperire

La 10 septembrie 1784, Edward Pigott a descoperit variabilitatea stelei Eta Aquila , primul membru cunoscut al tipului clasic Cefeid. Cu toate acestea, acest tip de stea variabilă poartă numele Deltei Cephei, a cărei variabilitate a fost descoperită de John Goodryk o lună mai târziu. [17] Delta Cephei este, de asemenea, un obiect important pentru calibrarea relației perioadă-luminozitate, deoarece distanța până la această stea este una dintre cele mai de încredere dintre toate Cefeidele, deoarece Delta Cephei aparține unui grup de stele, [18] [19] și Există, de asemenea, paralaxe exacte pentru stea, măsurate cu telescoapele Hubble și Hipparcos . [douăzeci]

Relația perioadă-luminozitate

Luminozitatea Cefeidelor clasice este direct legată de perioada de pulsație a acestora. Cu cât perioada este mai lungă, cu atât luminozitatea stelei este mai mare. Relația perioadă-luminozitate pentru Cefeidele clasice a fost descoperită în 1908 de Henrietta Swan Leavitt , ca parte a unui studiu asupra a mii de stele variabile din Norii Magellanic. [21] Ea a publicat relația rezultată în 1912 [22] . După calibrarea dependenței, se poate seta luminozitatea unei cefeide arbitrare dacă se cunoaște perioada de pulsație a acesteia. Distanța până la Cefeid poate fi apoi determinată din datele de luminozitate aparentă. Dependența luminozității de perioada de pulsație a fost calibrată de mulți astronomi de-a lungul secolului al XX-lea, începând cu Einar Hertzsprung . [23] O astfel de calibrare este asociată cu o serie de dificultăți. O calibrare fiabilă a fost obținută de Benedict și colab., în 2007, din datele de paralaxă Hubble pentru 10 cefeide clasice din apropiere. [24] În 2008, astronomii ESO au determinat distanța până la Cepheid RS Puppis la 1% utilizând date despre ecoul luminos de la nebuloasa în care este încorporată steaua. [25] Cu toate acestea, această estimare este contestată de o serie de surse. [26]

Următoarea relație pentru perioada de pulsație P a unei cefeide ale populației I și magnitudinea sa absolută M v a fost derivată din datele trigonometrice de paralaxă obținute de telescopul spațial Hubble pentru 10 cefeide clasice cele mai apropiate de Soare:

unde P se măsoară în zile. [20] [24] Următoarea relație poate fi folosită și pentru a estima distanța d până la Cefeida clasică:

[24]

sau

[27]

I și V sunt valorile medii ale mărimii stelare aparente în părțile infraroșu și vizibile ale spectrului.

Cefeide de amplitudini mici

Cefeidele clasice cu amplitudini aparente mai mici de 0,5 magnitudine, curbe de lumină aproape simetrice și perioade scurte de pulsație sunt clasificate într-un grup separat numit Cefeide cu amplitudine mică. Pentru ei, în Catalogul General al Stelelor Variabile a fost introdusă abrevierea DCEPS în . De obicei, perioadele unor astfel de stele nu depășesc 7 zile, deși limita exactă este încă în discuție. [28] Denumirea s-Cepheid este folosită pentru cefeide cu o perioadă scurtă de pulsație și amplitudine scăzută a luminii cu o curbă de lumină sinusoidală. Se crede că astfel de obiecte pulsează în primul ton. Sunt situate lângă marginea roșie a benzii de instabilitate. Unii autori folosesc termenul s-cefeide ca sinonim pentru stelele DCEP cu amplitudine redusă, alții cred că această denumire poate fi aplicată doar stelelor care pulsează în prima nuanță. [29] [30]

Cefeidele cu amplitudine mică (DCEPS) includ Polaris și FF Aquila , deși ambele obiecte pot pulsa și în modul fundamental. Obiectele a căror ondulație în primul ton este ferm stabilită includ BG al Crucii de Sud și BP al Compasului . [31] [32]

Incertitudini de estimare a distanței cefeide

Principalele tipuri de incertitudine în estimarea distanței până la Cefeide sunt proprietățile dependenței luminozității de perioada în diferite benzi spectrale, efectul metalicității asupra punctului zero și panta acestei dependențe, efectul amestecării fotometrice a obiectelor și modificarea (de obicei după o lege prost cunoscută) absorbţiei. Toate aceste tipuri de efecte sunt discutate pe larg în literatură. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]

Datorită prezenței acestor incertitudini, valorile constantei Hubble obținute de la Cefeide variază de la 60 km/s/Mpc la 80 km/s/Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Eliminarea erorilor în determinarea constantei Hubble este una dintre cele mai importante sarcini ale astronomiei, deoarece o serie de parametri cosmologici ai Universului pot fi determinați din valoarea exactă a constanta Hubble. [6] [8]

Exemple

Unele Cefeide clasice prezintă variații de luminozitate care pot fi văzute pe scări de timp de câteva zile, chiar și cu ochiul liber. Astfel de obiecte includ Delta Cephei (pe cerul nordic), Zeta Gemeni și Eta Eagle (ușor de observat la tropice) și Beta Southern Pisces (pe cerul sudic).

Denumire (nume) Constelaţie Deschidere Magnitudine aparentă maximă (m V ) [42] Magnitudine aparentă minimă (m V ) [42] Perioada (zi) [42] Clasa spectrală Notă
ηAql Vultur Edward Pigott , 1784 3m.48 _ _ 4m.39 _ _ 07.17664 F6 Ibv  
FF Aql Vultur Charles Morse Huffer , 1927 5m.18 _ _ 5m.68 _ _ 04.47 F5Ia-F8Ia  
TT Aql Vultur 6m.46 _ _ 7m.7 _ _ 13,7546 F6-G5  
U Aql Vultur 6m.08 _ _ 6m.86 _ _ 07.02393 F5I-II-G1  
T Ant Pompa 5 m.00 _ 5m.82 _ _ 05.898 G5 Posibil posedă un tovarăș inobservabil. Anterior se credea că obiectul este o cefeidă de tip II [43]
RT Aur Auriga 5 m.00 _ 5m.82 _ _ 03.73 F8Ibv  
l Mașină Chilă   3m.28 _ _ 4m.18 _ _ 35,53584 G5 Iab/Ib  
δCep Cepheus John Goodrick , 1784 3m.48 _ _ 4m.37 _ _ 05.36634 F5Ib-G2Ib stea dublă văzută cu binoclu
AX Cir Busolă   5m.65 _ _ 6m.09 _ _ 05.273268 F2-G2II binar spectroscopic, are un însoțitor de masă 5 M ⊙ de tip spectral B6
B.P. Cir Busolă   7m.31 _ _ 7m.71 _ _ 02.39810 F2/3II-F6 binar spectroscopic, are un însoțitor de masă 4,7 M ⊙ de tip spectral B6
BG Cru Crucea de Sud   5m.34 _ _ 5m.58 _ _ 03.3428 F5Ib-G0p  
R Cru Crucea de Sud   6m.40 _ _ 7m.23 _ _ 05.82575 F7Ib/II  
S cru Crucea de Sud   6m.22 _ _ 6m.92 _ _ 04.68997 F6-G1Ib-II  
T Cru Crucea de Sud   6m.32 _ _ 6m.83 _ _ 06.73331 F6-G2Ib  
X Cyg Lebădă   5m.85 _ _ 6m.91 _ _ 16,38633 G8Ib [44]  
SU Cyg Lebădă   6m.44 _ _ 7m.22 _ _ 03.84555 F2-G0I-II [45]  
β Dor Peștele de Sud   3m.46 _ _ 4m.08 _ _ 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Bijuterie Gemenii Johann Schmidt , 1825 3m.62 _ _ 4m.18 _ _ 10.15073 F7Ib la G3Ib  
V473 Lyr Lyra   5m.99 _ _ 6m.35 _ _ 01.49078 F6Ib-II  
R Mus A zbura   5m.93 _ _ 6m.73 _ _ 07.51 F7Ib-G2  
S Mus A zbura   5m.89 _ _ 6m.49 _ _ 09.66007 F6Ib-G0  
S Nor Pătrat   6m.12 _ _ 6m.77 _ _ 09.75411 F8-G0Ib cel mai strălucitor membru al clusterului NGC 6087
QZ Nor Pătrat   8m.71 _ _ 9m.03 _ _ 03.786008 F6I componentă a clusterului deschis NGC 6067
V340 Nici Pătrat   8m.26 _ _ 8m.60 _ _ 11,2888 G0Ib componentă a clusterului deschis NGC 6067
V378 Nici Pătrat   6m.21 _ _ 6m.23 _ _ 03.5850 G8Ib  
B.F.Oph Ophiuchus   6m.93 _ _ 7m.71 _ _ 04.06775 F8-K2 [46]  
RS Pup rautacios   6m.52 _ _ 7m.67 _ _ 41,3876 F8Iab  
S Sge Săgeată John Ellard Gore , 1885 5m.24 _ _ 6m.04 _ _ 08.382086 [47] F6Ib-G5Ib  
U Sgr Săgetător (în M25 )   6m.28 _ _ 7m.15 _ _ 06.74523 G1Ib [48]  
W Sgr Săgetător   4m.29 _ _ 5m.14 _ _ 07.59503 F4-G2Ib Dublu optic cu γ 2 Sgr
X Sgr Săgetător   4m.20 _ _ 4m.90 _ _ 07.01283 F5-G2II
V636Sco Scorpion (constelație)   6m.40 _ _ 6m.92 _ _ 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
R Tra Triunghiul de Sud   6m.4 _ _ 6m.9 _ _ 03.389 F7Ib/II [48]  
S Tra Triunghiul de Sud   6m.1 _ _ 6m.8 _ _ 06.323 F6II-G2  
α UMi ( Steaua Polară ) Ursa Mică Einar Hertzsprung , 1911 1m.86 _ _ 2m.13 _ _ 03.9696 F8Ib sau F8II  
AH Vel Naviga   5m.5 _ _ 5m.89 _ _ 04.227171 F7Ib-II  
S Vul Chanterelle   8m.69 _ _ 9m.42 _ _ 68.464 G0-K2(M1)  
T Vul Chanterelle   5m.41 _ _ 6m.09 _ _ 04.435462 F5Ib-G0Ib  
U Vul Chanterelle   6m.73 _ _ 7m.54 _ _ 07.990676 F6Iab-G2  
SV Vul Chanterelle   6m.72 _ _ 7m.79 _ _ 44.993 F7Iab-K0Iab  

Note

  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cefeide în Norii Magellanic. IV. Catalogul Cefeidelor din Marele Nor Magellanic  //  Acta Astronomica : jurnal. - 1999. - Vol. 49 . - P. 223-317 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/9908317 .
  2. ↑ 1 2 3 Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. I. Cefeidele clasice în Norul Mare al Magellanului  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2008. - Vol. 58 . — P. 163 . — Cod biblic . - arXiv : 0808.2210 .
  3. ↑ 1 2 3 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Robert C.; Ford, Olanda C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M.G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. Rezultatele finale ale telescopului spațial Hubble Proiectul cheie pentru a măsura constanta Hubble  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2001. - Vol. 553 , nr. 1 . - P. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. Câmpul de expansiune: valoarea lui H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : jurnal. - 2008. - Vol. 15 , nr. 4 . — P. 289 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - Cod biblic . - arXiv : 0806.3018 .
  5. ↑ 1 2 Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Caracteristicile galaxiei conform cefeidelor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 , nr. 1 . - P. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - Cod . - arXiv : 0903.4206 .
  6. ↑ 1 2 3 4 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.  The Hubble Constant  // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii : jurnal. - 2010. - Vol. 48 . - P. 673-710 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . - Cod biblic . - arXiv : 1004.1856 .
  7. ↑ 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, SM Constanta Hubble din supernove de tip Ia calibrată cu relațiile dintre perioada cefeidă liniară și neliniară-luminozitate  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 642 , nr. 1 . - P.L29-L32 . - doi : 10.1086/504478 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0603643 .
  8. ↑ 1 2 3 Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. 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. Actele conferinței AIP: jurnal. - 2009. - Vol. 1170 . - P. 23-25 ​​. - doi : 10.1063/1.3246452 . - .
  9. ↑ Szabados, L. Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA  //  GAIA Spectroscopy: Science and Technology : journal. - 2003. - Vol. 298 . — P. 237 . - Cod .
  10. ↑ Newman, JA; Zepf, SE; Davis, M.; Freedman, WL; Madore, BF; Stetson, PB; Silbermann, N.; Phelps, R. A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 523 , nr. 2 . — P. 506 . - doi : 10.1086/307764 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9904368 .
  11. ^ Turner, David G. Progenitors of Classical Cepheid Variables // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1996. - T. 90 . - S. 82 . — Cod biblic .
  12. ↑ 1 2 3 Turner, DG Calibrarea PL pentru cefeidele din Calea Lactee și implicațiile sale pentru scara distanței  //  Astrofizică și știința spațială : jurnal. - 2010. - Vol. 326 , nr. 2 . - P. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - Cod biblic . - arXiv : 0912.4864 .
  13. ↑ Rodgers, A. W. Variația razei și tipul populației de variabile cefeide  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1957. - Vol. 117 . - P. 85-94 . - doi : 10.1093/mnras/117.1.85 . - Cod biblic .
  14. ↑ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2001. - Vol. 552 , nr. 2 . — P.L141 . - doi : 10.1086/320344 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0103497 .
  15. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN Despre modul de încrucișare al perioadei lungi Cepheid SV Chanterelles  (engleză)  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal. - 2004. - Vol. 423 . - P. 335-340 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040163 . - .
  16. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymañski, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. VII. Cefeidele clasice în Micul Nor Magellanic  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2010. - Vol. 60 , nr. 1 . — P. 17 . — Cod biblic . - arXiv : 1003.4518 .
  17. ↑ Hoskin, M. Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars  //  Journal for the History of Astronomy  : journal. - 1979. - Vol. 10 . - P. 23-41 . - doi : 10.1177/002182867901000103 . — Cod biblic .
  18. ↑ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; DeBruijne, J.H.J.; Brown, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations  //  The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 117 , nr. 1 . - P. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  19. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2012. - Vol. 747 , nr. 2 . - P. 145 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . - Cod biblic . - arXiv : 1201.0993 .
  20. ↑ 1 2 Benedict, G. Fritz; McArthur, B.E.; Fredrick, LW; Harrison, T.E.; Slesnick, C.L.; Rhee, J.; Patterson, RJ; Skrutskie, M.F.; Franz, OG; Wasserman, LH; Jefferys, W.H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, PJ; Hemenway, P.D.; Duncombe, R.L.; Povestea, D.; Whipple, A.L.; Bradley, AJ Astrometria cu telescopul spațial Hubble: o paralaxă a calibratorului de distanță fundamentală δ Cephei  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 124 , nr. 3 . - P. 1695 . - doi : 10.1086/342014 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0206214 .
  21. ^ Leavitt, Henrietta S. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — Cod biblic .
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud  //  Harvard College Observatory Circular : journal. - 1912. - Vol. 173 . — P. 1 . — Cod biblic .
  23. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus  (germană)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1913. - Bd. 196 . — S. 201 . - Cod biblic .
  24. ↑ 1 2 3 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. Telescopul spațial Hubble Senzor de ghidare fină Paralaxele stelelor variabile cefeide galactice: Relații perioada-luminozitate  //  The Astronomical Journal  : journal. - Editura IOP , 2007. - Vol. 133 , nr. 4 . - P. 1810 . - doi : 10.1086/511980 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0612465 .
  25. ↑ Kervella, P.; Merand, A.; Szabados, L.; Fouque, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. The lung-period Galactic Cepheid RS Puppis  (engleză)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2008. - Vol. 480 . - P. 167 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . - . - arXiv : 0802.1501 .
  26. ↑ Bond, H.E.; Sparks, WB Despre determinarea geometrică a distanței la Cepheid RS Puppis din ecourile sale luminoase  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Vol. 495 , nr. 2 . — P. 371 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . - Cod biblic . - arXiv : 0811.2943 .
  27. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, creştin; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minnity, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Filip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dekany, Istvan; Saito, Roberto K. Noi dovezi care susțin calitatea de membru pentru TW Nor în Lyngå 6 și brațul spiralat Centaurus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2011. - Vol. 741 , nr. 2 . — P.L27 . - doi : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . - Cod biblic . - arXiv : 1110.0830 .
  28. ↑ Samus, N.N.; Durlevich, O.V. și colab. Catalogul de date VizieR Online: Catalogul general al stelelor variabile (Samus+ 2007–2013) // Catalogul de date VizieR Online: B/GCVS. Publicat inițial în: 2009yCat....102025S. - 2009. - T. 1 . - Cod biblic .
  29. ↑ Turner, DG; Kovtyukh, VV; Noroc, RE; Berdnikov, LN Modul de pulsație și distanța cefeidei FF Aquilae  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2013. - Vol. 772 , nr. 1 . — P.L10 . - doi : 10.1088/2041-8205/772/1/L10 . — Cod biblic . - arXiv : 1306.1228 .
  30. ↑ Antonello, E.; Portetti, E.; Reduzzi, L. Separarea S-Cefeidelor de Cefeidele clasice și o nouă definiție a clasei  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1990. - Vol. 236 . - P. 138 . - .
  31. ↑ Usenko, I.A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, LN; Kravtsov, VV Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA  )  // Astronomy Letters  : journal. - 2014. - Vol. 40 , nr. 12 . — P. 800 . - doi : 10.1134/S1063773714110061 . - .
  32. ↑ Evans, N.R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, JM; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, JF; Guenther, D.B.; Moffat, A.F.J.; Rucinski, S.M.; Weiss, WW Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes  (English)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 446 , nr. 4 . — P. 4008 . - doi : 10.1093/mnras/stu2371 . - . - arXiv : 1411.1730 .
  33. ↑ Sărbătoarea, M.W.; Catchpole, RM The Cepheid period-luminozity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical paralaxes  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 286 , nr. 1 . - P.L1-L5 . - doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 . - Cod biblic .
  34. ↑ Stanek, KZ & Udalski, A. (1999), The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigarea influenței amestecării pe scara distanței cefeidelor cu cefeide în norul mare al Magellanic, arΧiv : astro-ph/9909346 . 
  35. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cefeidele din galaxie IC1613: nicio dependență a relației perioada-luminozitate de metalicitate  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2001. - Vol. 51 . — P. 221 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0109446 .
  36. ↑ Macri, LM; Stanek, K.Z.; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ O nouă distanță cefeidă până la galaxia Maser-gazdă NGC 4258 și implicațiile sale pentru constanta Hubble  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 652 , nr. 2 . - P. 1133-1149 . - doi : 10.1086/508530 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0608211 .
  37. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. Cefeide în galaxiile externe. I. Galaxia Maser-gazdă NGC 4258 și dependența de metalicitate a perioadei-luminozitate și a relațiilor perioadă-Wesenheit  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2008. - Vol. 684 , nr. 1 . - P. 102-117 . - doi : 10.1086/589965 . - Cod biblic . - arXiv : 0805.1592 .
  38. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. Cefeide de tip II ca lumânări la distanță extragalactică  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2009. - Vol. 59 , nr. 4 . — P. 403 . - . - arXiv : 0909.0181 .
  39. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2009. - Vol. 696 , nr. 2 . - P. 1498-1501 . - doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . - Cod biblic . - arXiv : 0902.3747 .
  40. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mucegai, JR; Wood, PR Efectul metalicității asupra magnitudinii cefeidelor și distanța până la M33  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice  : jurnal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 396 , nr. 3 . - P. 43-47 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x . - . - arXiv : 0903.4088 .
  41. ↑ Majaess, D. The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2010. - Vol. 60 , nr. 2 . — P. 121 . — Cod biblic . - arXiv : 1006.2458 .
  42. ↑ 1 2 3 Berdnikov, LN Catalogul de date online VizieR: Observații fotoelectrice ale cefeidelor în UBV(RI)c (Berdnikov, 2008  )  // Catalog de date on-line VizieR: II/285. Publicat inițial în: 2008yCat.2285....0B : jurnal. - 2008. - Vol. 2285 . — P. 0 . — Cod biblic .
  43. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN Natura cefeidei T Antliae  (engleză)  // Astronomie și astrofizică  : jurnal. - 2003. - Vol. 407 . — P. 325 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030835 . - Cod biblic .
  44. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulise; Zwitter, Tomaz. Un atlas spectral de înaltă rezoluție, cu mai multe epoci, de stele deosebite, inclusiv intervalele de lungimi de undă RAVE, GAIA și HERMES  //  The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2010. - Vol. 140 , nr. 6 . — P. 1758 . - doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1758 . - Cod biblic . - arXiv : 1009.5566 .
  45. ↑ Andrievsky, SM; Noroc, RE; Kovtyukh, VV Variația dependentă de fază a parametrilor fundamentali ai cefeidelor. III. Perioade între 3 și 6 zile  (engleză)  // The Astronomical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2005. - Vol. 130 , nr. 4 . — P. 1880 . - doi : 10.1086/444541 . - Cod biblic .
  46. ↑ Kreiken, EA Densitatea stelelor de diferite tipuri spectrale. Cu 1 cifră  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - 1953. - Vol. 32 . — P. 125 . - Cod biblic .
  47. ↑ Watson, Christopher. S Săgeți . Site-ul AAVSO . Asociația Americană a Observatorilor Stelelor Variabile (4 ianuarie 2010). Preluat la 22 mai 2015. Arhivat din original la 12 decembrie 2020.
  48. ↑ 1 2 Houk, N.; Cowley, Universitatea AP din Michigan Catalog de tipuri spectrale bidimensionale pentru stelele HD. Volumul I. Declinații -90_ la -53_ƒ0  //  Catalogul Universității din Michigan de tipuri spectrale bidimensionale pentru stelele HD. Volumul I. Declinaţii -90_ la -53_ƒ0 : jurnal. - 1975. - Cod biblic .

Link -uri

 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile