Cefeidă

Cefeide  - o clasă de stele variabile pulsante , al căror prototip a fost δ Cephei . Aceste stele sunt giganți galbeni și supergiganți , iar dintre stelele variabile, Cefeidele se disting printr-o dependență de luminozitate de perioadă bine studiată . Datorită acestei dependențe și luminozitate ridicată, Cefeidele sunt folosite ca lumânări standard  - conform observațiilor cefeidelor, se determină distanțe până la obiecte îndepărtate, inclusiv față de alte galaxii, iar la începutul secolului XX, cu ajutorul lor, existența obiectele din afara Căii Lactee a fost dovedită și a fost descoperită legea Hubble .

Cefeidele sunt împărțite în două clase principale - Cefeidele clasice și Cefeidele de tip II , care sunt, de asemenea, eterogene și sunt împărțite în subclase. Stelele acestor clase diferă foarte mult în mase și vârste, se află în stadii diferite de evoluție și aparțin unor populații stelare diferite și au, de asemenea, relații diferite între perioadă și luminozitate. Cu toate acestea, diferența de perioade și luminozități dintre clase nu este atât de mare și au fost identificate abia în 1952. În plus, mecanismul de pulsație pentru toate Cefeidele este același [1] [2] [3] . Se numește mecanism kappa , iar principiul său este similar cu un motor termic , unde un strat de heliu ionizat joacă rolul unei supape.

Caracteristici

Cefeidele sunt giganți și supergiganți de tipuri spectrale F, G și K timpuriu. Luminozitatea lor variază cu o amplitudine de 1–2 m , iar tipul spectral variază de la F5–F8 la maximum la F7–K1 la minim. Maximele luminozității, temperaturii și ratei de expansiune ale Cefeidelor coincid, dar nu se încadrează nici pe maxim, nici pe minim al razei. Curbele de lumină ale Cefeidelor se disting printr-o creștere destul de rapidă a luminozității și o decădere mai lentă [3] [4] [5] .

Perioadele de pulsație caracteristice ale Cefeidelor bine studiate variază de la 1 la 45 de zile, dar există și Cefeide cu perioade de pulsație mai lungi. În Galaxia noastră există obiecte cu o perioadă de 125 de zile (deși apartenența lor la Cefeidele clasice nu a fost confirmată), iar în alte galaxii sunt cunoscute obiecte cu perioade mai mari de 200 de zile, având toate semnele Cefeidelor . 3] [4] .

Curbele de lumină ale stelelor variabile RR Lyrae au o oarecare asemănare cu curbele de lumină cefeide și din acest motiv termenul de „cefeide cu perioadă scurtă” a fost folosit în trecut pentru stelele RR Lyrae. Există însă diferențe fizice mai fundamentale între stelele Cefeide și RR Lyrae, pe lângă perioade, astfel încât acest termen este considerat incorect și nu mai este folosit [6] .

Primele Cefeide au fost descoperite în 1783 și 1784: Eduard Pigott a descoperit variabilitatea luminozității în timp pentru η Eagle , iar în 1784 John Goodryke  pentru δ Cepheus [2] .

Clasificare

Majoritatea Cefeidelor pot fi atribuite unuia dintre cele două tipuri: Cefeidele clasice , care aparțin subsistemului plat al Galaxiei și aparțin populației stelare I , sau Cefeidelor de tip II , care aparțin subsistemului sferic al Galaxiei și populației II . Această împărțire a Cefeidelor în două clase principale a fost introdusă de Walter Baade în 1952. El a descoperit că Cefeidele nu se supun unei singure relații perioadă-luminozitate și a aflat că unele dintre distanțele determinate la acel moment folosind această metodă s-au dovedit a fi eronate: de exemplu, s-a dovedit că estimarea distanței până la Galaxia Andromeda a fost subestimat la jumătate [2] [3] [7] .

Cefeidele clasice

Cefeidele clasice sunt stele tinere din populația I care sunt concentrate în subsistemul plat al galaxiei și, de regulă, se găsesc în grupuri de stele deschise . Aceste Cefeide au mase de 3–18 M ⊙ , magnitudini absolute de la −0,5 m la −6 m , iar perioade cel mai adesea în intervalul de 5-10 zile [8] , iar vârsta lor este de 50-300 de milioane de ani. În stadiile inițiale ale evoluției, când aceste stele se aflau pe secvența principală , aveau un tip spectral B. Acest tip de Cefeid este bine studiat și are o relație perioadă-luminozitate destul de bine definită , și este de obicei folosit pentru a determina distanțe [3] [4] [9] [10] [11] .

Pentru Cefeidele clasice cu perioade de 6–20 de zile, curbele lor de lumină prezintă un mic salt în timpul scăderii luminozității, care pentru Cefeidele cu perioade de aproximativ 10 zile este aproape de maximul de luminozitate, ceea ce poate duce la prezența a două maxime. Acest fenomen se explică fie printr-o pulsație în două perioade cu o rezonanță de 1: 2, fie printr-un ecou din pulsațiile în sine. În literatura engleză, astfel de cefeide sunt numite bump cepheids (literalmente, „cefeide de impact”) [12] [13] .

Exemple de Cefeide clasice sunt η Vultur și δ Cephei - prima dintre Cefeidele descoperite în general, precum și Steaua Polară - aceasta din urmă este cea mai apropiată Cefeidă de Pământ, dar luminozitatea sa se modifică doar în intervalul de 0,06 m [9] ] [12] .

Cefeide de tip II

Cefeidele de tip II sunt stele vechi din populația II aparținând subsistemului sferic al Galaxiei . Ele se găsesc în principal în clustere de stele globulare și se supun unei relații perioadă - luminozitate diferită față de Cefeidele clasice: cu aceleași perioade, Cefeidele de tip II sunt de 1,5 m - adică de aproximativ 4 ori - mai slabe decât Cefeidele clasice [4] . Magnitudinele absolute ale unor astfel de stele variază de la 0 m la −3 m , iar perioadele sunt cel mai adesea 12–28 de zile [8] . Masele cefeidelor de tip II au fost măsurate doar indirect, din pulsațiile lor, și se crede că se află în intervalul 0,5–0,8 M ⊙ [14] . Vârsta acestor cefeide este de peste 10 miliarde de ani [3] [4] [15] .

Cefeidele de tip II sunt împărțite în 3 subclase [10] [11] [12] :

  • variabile de tip BL Hercules - cu perioade de la 1 la 5-8 zile,
  • variabile de tip W Fecioară - cu perioade de 10-20 de zile,
  • variabile de tip RV Taur – cu perioade mai mari de 20 de zile. Pe lângă o perioadă mai lungă, stelele acestei subclase se disting prin forma neregulată a curbelor luminii și sunt uneori considerate ca un tip intermediar de stele între Cefeide și Miride . Această subclasă, la rândul său, este împărțită în două subtipuri [16] :
    • RVa este luminozitatea medie a stelei pe perioada este constantă,
    • RVb este luminozitatea medie pentru perioada care variază cu o perioadă de 600-1500 de zile.

În trecut, când cefeidele de tip II nu erau încă subdivizate, termenii „variabile Virgo W” și „cefeide de tip II” erau folosiți în mod interschimbabil. Diviziunea a fost introdusă pe baza faptului că stelele din diferite subclase se află în stadii diferite de evoluție stelară [10] [11] .

Exemple de cefeide de tip II sunt prototipurile fiecăreia dintre cele trei subclase: BL Hercules , W Fecioară și RV Taur [12] [16] .

Cefeide anormale

Pe lângă cele două tipuri principale, sunt cunoscute așa-numitele „cefeide anomale”: ele se găsesc în galaxiile sferoidale pitice și au luminozități și perioade corespunzătoare unor valori intermediare între cefeidele de tip I și de tip II. Steaua BL Bootes a devenit prototipul acestei clase și, în consecință, astfel de stele au început să fie numite variabile de tip BL Bootes . Se presupune că astfel de obiecte au mase de ordinul a 1,5 M ⊙ [11] [17] . Termenul de „cefeide anormale” a fost folosit pentru a descrie cefeidele de tip W Fecioară pentru scurt timp după descoperirea lor, dar nu mai este folosit în acest sens [3] .

Cefeide bimodale

Cefeidele bi- și multimodale sunt stele care pulsează în două sau mai multe perioade diferite. Dacă perioadele sunt apropiate, atunci apar bătăi în pulsațiile Cefeidelor . Aproximativ jumătate dintre cefeide cu perioade de la 2 la 4 zile sunt bimodale [12] [13] [18] [19] .

Relația dintre perioadă și luminozitate

Valorile parametrilor [3]

Gama spectrală
B −2,40 −0,73
V −2,87 −1,01
RC _ −2,97 −1,30
R −3,13 −1,32
eu C −3,07 −1,46
eu −3,18 −1,60
J −3,37 −1,69
H −3,52 −1,85
K −3,52 −1,94

În 1908, Henrietta Leavitt a descoperit relația dintre perioada de schimbare a luminozității și luminozitatea Cefeidelor din Norii Magellanic . Stelele de acolo erau evident la aceeași distanță, ceea ce înseamnă că luminozitățile lor puteau fi comparate direct [20] . În 1913, Einar Hertzsprung a stabilit că Cefeidele din Norii Magellanic sunt aceleași ca în vecinătatea Soarelui , iar dependența descoperită anterior a perioadei și a luminozității este aceeași peste tot [2] . În același timp, Hertzsprung a introdus însăși denumirea „Cepheid” - după numele stelei δ Cephei [21] .

De atunci, parametrii dependenței au fost rafinați în mod repetat. În 1997, empiric, pe baza datelor Hipparcos , s-a obținut următoarea formulă pentru Cefeidele clasice:

unde este mărimea absolută  medie în domeniul spectral V și  este perioada de pulsație în zile [22] .

În plus, în 1996, s-au obținut dependențe pentru diferite game spectrale, care au o formă similară:

unde  sunt câțiva parametri numerici, pentru diferite game spectrale luând valorile date în tabelul [3] [4] .

Între timp, chiar și cu date suficient de precise, mărimile și perioadele stelare nu se potrivesc perfect în dependența de mai sus. Este influențată și de poziția Cefeidei pe banda de instabilitate , care poate fi exprimată prin indicele de culoare . În 2007, a fost propusă următoarea formulă folosind indicele de culoare [9] :

Relația dintre perioadă și luminozitate se explică prin faptul că atât perioada cât și luminozitatea unei Cefeide cresc odată cu creșterea masei. În plus, cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât durata de viață totală a acesteia și vârsta sa în momentul în care devine cefeidă sunt mai scurte. Astfel, toți cei patru parametri sunt legați [2] [23] .

Fizica fenomenului

Mecanism de pulsație

De obicei, stelele sunt în echilibru termodinamic , adică presiunea internă a gazului în stea și propria sa greutate sunt echilibrate. Dacă este încălcat, în special, steaua se extinde sau se contractă, tinde să revină la o stare de echilibru și în ea încep oscilațiile. Perioada unor astfel de oscilații, perioada proprie , este legată de densitatea medie a stelei după cum urmează [4] :

unde  este constanta gravitațională . De exemplu, pentru Soare, care are o densitate medie de 1,4 g/cm 3 , perioada va fi ceva mai mică de o oră [4] . Posibilitatea unor astfel de pulsații a fost prezisă în 1879 de către fizicianul german August Ritter , iar în 1894 Aristarkh Belopolsky a descoperit schimbări în viteza radială a Cefeidelor. Inițial s-a presupus că aceste schimbări sunt cauzate de prezența sateliților masivi invizibili, dar apoi s-a dovedit că ele sunt explicate prin pulsații radiale [9] .

Dacă dintr-un motiv oarecare o stea obișnuită își pierde echilibrul, atunci va începe să oscileze, dar aceste oscilații se vor stinge rapid. Observațiile variabilelor pulsatoare, în special cefeidele, arată că oscilațiile lor nu se degradează, ceea ce înseamnă că trebuie să aibă un fel de sursă de energie. În 1917, Arthur Eddington a înaintat o ipoteză care explica de unde provine energia - sursa de energie din ea se numește „mecanismul kappa” sau „supapă Eddington” și este similară cu un motor termic [24] . Această presupunere a fost confirmată în 1953, când Serghei Zhevakin a descoperit linii de heliu ionizat în spectrele Cefeidelor  - el a fost cel care a jucat rolul unei supape în ipoteza Eddington [4] [25] .

Mecanismul în sine este următorul: Cefeidele au un strat de heliu ionizat cu o grosime de 1–2% din raza stelei. He III (heliu dublu ionizat) este mai puțin transparent decât He II (heliu ionizat individual), iar cu cât temperatura este mai mare, cu atât heliul devine dublu ionizat. Din această cauză, stratul de heliu devine mai puțin transparent, începe să prindă energie și în același timp să se încălzească, ceea ce face ca steaua să se extindă. La expansiune, temperatura stratului de heliu scade din nou, are loc recombinarea parțială a He III și transformarea sa în He II, iar acesta devine mai transparent, trecând energia radiantă în straturile exterioare. Din această cauză, presiunea din straturile interioare ale stelei scade, sub influența gravitației steaua se contractă din nou, iar procesul se repetă [4] . Stelele cu mase diferite au distribuții diferite de temperatură în interiorul lor și, cu cât steaua este mai masivă, cu atât mai aproape de suprafață este atinsă temperatura necesară implementării procesului descris, care este de 35000–55000 K [9] .

Oscilațiile pot continua doar dacă perioada lor coincide cu perioada propriei oscilații a stelei. Odată cu creșterea masei, densitatea stelei scade și perioada de oscilații și luminozitate crește, ceea ce este motivul dependenței dintre perioada și luminozitatea observate [23] .

Nu numai cefeidele pot susține mecanismul de pulsație kappa, dar parametrii stelelor care pot pulsa sunt limitați. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, ele formează o bandă de instabilitate [4] [23] .

Mecanismul kappa este cauza principală a pulsațiilor, dar mai sunt alte două minore. Esența primului dintre ele este că stratul de heliu ionizat are o temperatură mai scăzută decât straturile învecinate, datorită căreia o parte din energie trece la acesta, sporind mecanismul kappa - acest fenomen se numește mecanism gamma. Al doilea se numește mecanism-r sau mecanism-rază și constă în faptul că atunci când o stea este comprimată, aria ei scade, din care este radiată energie. Densitatea de energie din interiorul stelei crește, ceea ce duce la expansiunea cochiliilor [9] [26] .

Cefeidele ca etapă a evoluției

În cursul evoluției , stelele își schimbă parametrii, precum și poziția lor pe diagrama Hertzsprung-Russell . Când hidrogenul se epuizează în interiorul stelelor ca urmare a fuziunii, acestea încep să crească în dimensiune și să se răcească, coborând din secvența principală și trecând la stadiul subgigant . În acest moment, stelele masive pot traversa banda de instabilitate și pot deveni temporar Cefeide - în acest stadiu, o astfel de tranziție durează 10 2 -10 4 ani, ceea ce este foarte scurt după standardele astronomice. După aceea, steaua se duce la ramura giganților roșii , iar dacă masa sa este suficient de mare, atunci heliul din ea intră treptat într-o reacție termonucleară , din cauza căreia steaua merge la așa-numita buclă albastră . În funcție de masa sa, o stea cu buclă albastră poate traversa banda de instabilitate de până la două ori și poate rămâne acolo mult mai mult decât prima dată când a trecut. În unele cazuri, steaua poate trece prin bucla albastră de două ori și, în consecință, vor exista patru tranziții ale benzii de instabilitate în această etapă [5] [9] [23] .

Cefeidele de tip II sunt stele de masă mică care evoluează diferit. Dintre acestea, se disting trei subclase, care corespund diferitelor etape ale evoluției stelelor. După ce heliul se aprinde în miezul unei stele cu masă mică , trece în ramura orizontală - luminozitățile stelelor de pe ea sunt aproape aceleași, iar temperaturile depind de masă și metalitate . Ramura orizontală se intersectează cu banda de instabilitate , iar stelele de la intersecția acestor două regiuni pulsează - acestea sunt cunoscute ca variabile RR Lyrae [5] . Cu toate acestea, dacă steaua lovește partea cu temperatură ridicată a ramurii orizontale, atunci nu va pulsa în acel moment. Când rămâne fără heliu în miezul său, va începe să se extindă și să se răcească, va cădea în ramura gigant asimptotică , la un moment dat va ajunge în banda de instabilitate și va începe să pulseze - în acest caz, steaua va deveni un BL Hercules tip variabilă [11] [14] .

Dacă steaua cade pe partea cu temperatură scăzută a ramurii orizontale , atunci ramura gigant asimptotică nu se intersectează cu banda de instabilitate . Cu toate acestea, pentru stelele de la capătul ramului gigant asimptotic, poate apărea o schimbare de la o sursă de hidrogen stratificată la o sursă de heliu și invers, datorită căreia temperatura stelei poate crește pentru scurt timp, iar steaua însăși poate trece printr-un buclă albastră. Dacă steaua trece în același timp de fâșia de instabilitate și începe să pulseze, atunci ea devine o variabilă de tip W Fecioară [11] [14] [27] [28] .

După sfârșitul ramurilor gigantice asimptotice, stelele cu masă mică își pierd învelișul și devin pitice albe , dar înainte de asta temperatura lor la suprafață crește, ceea ce duce și la trecerea stelei printr-o bandă de instabilitate. Vedetele care trec prin trupă în această etapă devin RV Taurus [11] [14] [16] .

Perioada unei stele este asociată nu numai cu luminozitatea, ci și cu poziția sa pe banda de instabilitate: la luminozități egale, o stea mai rece va avea o perioadă de pulsație mai lungă decât una mai fierbinte. Datorită faptului că tranziția benzii de instabilitate în timpul etapei subgigant se desfășoară foarte rapid după standardele astronomice, observațiile sistematice pe termen lung fac posibilă înregistrarea schimbărilor în perioadele Cefeidelor. O creștere a perioadei înseamnă că temperatura fotosferei scade și steaua din diagramă se deplasează spre dreapta, în timp ce o scădere a perioadei înseamnă o creștere a temperaturii fotosferei și mișcare spre stânga [23] .

Distribuția perioadei a Cefeidelor

În Calea Lactee , cele mai comune cefeide clasice cu o perioadă de pulsație de aproximativ 5 zile. În același timp, în Norii Magellanic Mari și Mici, perioadele de vârf sunt de 3,2 și, respectiv, 1,6 zile. Această diferență se datorează faptului că metalicitatea acestor sateliți este mai mică decât cea a Căii Lactee, respectiv, de 2,2 și respectiv 4,8 ori [9] .

Temperatura maximă care va fi atinsă pe bucla albastră depinde de masa stelei și de conținutul de elemente grele - cu cât masa este mai mare și cu cât metalicitatea este mai mică, cu atât temperatura maximă va fi mai mare și depinde de aceasta dacă steaua de pe bucla albastră cade în banda de instabilitate. Cu cât metalicitatea galaxiei este mai mică, cu atât masa minimă de stele care pot deveni Cefeide este mai mică. Deoarece perioada unei cefeide depinde de masa sa, perioada minimă depinde și de metalitate. În același timp, stelele cu masă mică sunt cele mai frecvente, astfel încât Cefeidele cu perioadă minimă vor fi cele mai numeroase [9] .

Semnificație pentru astronomie

Datorită relației binecunoscute și repetabile dintre perioadă și luminozitate, cefeidele sunt folosite ca lumânări standard în astronomie. Ele pot fi utilizate pentru a găsi distanțe în intervalul de la 100 pc la 20 Mpc, pentru cele mai multe dintre acestea măsurătorile de distanță prin metoda paralaxei oferă o precizie foarte scăzută. Astfel, Cefeidele sunt importante pentru determinarea distanțelor față de obiecte îndepărtate și stabilirea unei scale de distanță în astronomie [23] .

În 1916–1918, pe baza lucrării Henriettei Leavitt și Einar Hertzsprung , Harlow Shapley a folosit pentru prima dată cefeidele ca lumânări standard. După ce a rafinat relația dintre luminozitate și perioadă, a estimat distanțele până la clusterele globulare din apropiere ; apoi, folosind succesiv alte criterii, a determinat distanțele (de ordinul a sute de mii de ani lumină ) până la grupuri mai îndepărtate, a aflat dimensiunea Căii Lactee și a determinat că Soarele se află la marginea galaxiei [2] ] [3] . În 1925-1926, Edwin Hubble a descoperit mai multe Cefeide în galaxia Andromeda și a calculat distanța acestora, dovedind astfel pentru prima dată existența unor obiecte în afara galaxiei noastre. Ulterior, pe baza rezultatelor observațiilor privind mișcarea Cefeidelor, s-a determinat forma brațelor spiralate ale Căii Lactee și viteza de rotație a obiectelor din aceasta. În același timp, majoritatea Cefeidelor au luminozități foarte mari, astfel încât cele situate în galaxiile învecinate sunt ușor accesibile pentru observare și, datorită acestui fapt, Cefeidele sunt folosite pentru a găsi distanțe față de alte galaxii , ceea ce face posibilă determinarea constantei Hubble și la obiecte chiar mai strălucitoare - supernove . Expansiunea accelerată a Universului a fost descoperită și datorită Cefeidelor: s-a dovedit că distanțele determinate fotometric până la cele mai îndepărtate galaxii nu corespund ratelor de îndepărtare a acestora [2] [23] .

Datele despre cefeide și acuratețea lor sunt foarte importante: de exemplu, o eroare în determinarea luminozității absolute a cefeidelor cu 1 m duce la o eroare în determinarea distanțelor de 1,58 ori, iar aceeași eroare va fi în valoarea constantei Hubble, determinată de distanța până la Cefeide [3] . Determinarea precisă a dependenței perioadei-luminozitate este îngreunată de faptul că această dependență este influențată, de exemplu, de metalicitatea stelei și de poziția sa actuală pe banda de instabilitate [23] [29] [30] [31] , și, în special, din acest motiv, estimările constantei Hubble variază de la 60 la 80 km s −1 Mpc −1 [32] .

Note

  1. ↑ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Caracteristicile galaxiei conform cefeidelor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 . - P. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - Cod . - arXiv : 0903.4206 .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cepheids  / Y. N. Efremov  // Space Physics: A Little Encyclopedia / Editorial Board: R. A. Sunyaev (chief editor) and others - Ed. a II-a. - M  .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 710-712. — 70.000 de exemplare.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Samus N. N. Stele variabile . Cefeidele clasice. Tipuri OKPP: DCEP, DCEPS, CEP(B) . Moștenire astronomică . Data accesului: 15 iulie 2020.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  5. ↑ 1 2 3 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Astronomie fundamentală . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  6. ↑ Samus N. N. Stele variabile . Variabile de tip RR Lyrae. Tipuri OKPZ: RRAB, RRC, RR(B) . Moștenire astronomică . Data accesului: 15 iulie 2020.
  7. ↑ I. Stewart. Matematica Cosmosului: Cum descifrează știința modernă universul . - 2018. - S. 332. - 542 str. — ISBN 9785961452280 .
  8. ↑ 1 2 Dale E. Gary. Stele pulsate și variabile . Universitatea de Știință și Tehnologie din New Jersey . Data accesului: 15 iulie 2020.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Scott Gerard. Viețile secrete ale Cefeidelor . Universitatea Villanova (2014). Data accesului: 15 iulie 2020.
  10. ↑ 1 2 3 Wallerstein, George. Cefeidele populației II și stelele înrudite  //  Publicațiile Societății Astronomice din Pacific  : jurnal. - 2002. - Vol. 114 , nr. 797 . - P. 689-699 . - doi : 10.1086/341698 . - Cod .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Catalogul OGLE-III al stelelor variabile. II. Cefeide de tip II și cefeide anormale în norul mare al Magellanului  //  Acta Astronomica : jurnal. - 2008. - Vol. 58 . — P. 293 . - Cod biblic . - arXiv : 0811.3636 .
  12. ↑ 1 2 3 4 5 David Dragă. Variabila cefeida . Enciclopedia Științei . Data accesului: 15 iulie 2020.
  13. ↑ 12 Cefeide clasice . OGLE Atlasul curbelor variabile ale luminii stelelor . Data accesului: 15 iulie 2020.
  14. ↑ 1 2 3 4 Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L. The Binary Type II Cepheids IX CAS și TX Del  (engleză)  // Astronomical Journal  : journal. - 1989. - Septembrie ( vol. 98 ). — P. 981 . - doi : 10.1086/115190 . — Cod biblic .
  15. ↑ Cercetarea noastră: Cefeide de tip II ca indicatori de distanță cu serii de timp VVV . Instituto Milenio de Astrofisika . Data accesului: 15 iulie 2020.
  16. ↑ 1 2 3 David Dragă. Vedeta RV Tauri . Enciclopedia Științei . Data accesului: 15 iulie 2020.
  17. ↑ Samus N. N. Stele variabile . Cefeide ale componentei sferice. Tipuri OKPZ: CWA, CWB, BLBOO . Moștenire astronomică . Data accesului: 15 iulie 2020.
  18. ↑ Publicații . Revista „Variable Stars” . Astronet . Data accesului: 15 iulie 2020.
  19. ↑ Beat Cepheid . Referință Oxford . Data accesului: 15 iulie 2020.
  20. ↑ Henrietta Leavitt . 1777 de variabile în Norii Magellanic // Observatorul din Analele Colegiului Harvard. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — Cod biblic .
  21. ↑ Fernie, JD Relația perioada-luminozitate: o revizuire istorică  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  : jurnal  . - 1969. - Decembrie ( vol. 81 , nr. 483 ). — P. 707 . - doi : 10.1086/128847 . - Cod biblic .
  22. ↑ Sărbătoarea, M.W.; Catchpole, RM Perioada cefeidă-luminozitate punct zero din paralaxele trigonometrice HIPPARCOS  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 1997. - Vol. 286 , nr. 1 . - P.L1-L5 .
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Rastorguev A. S. Cefeide - faruri stelare ale Universului . Institutul Astronomic de Stat PK Sternberg . Data accesului: 15 iulie 2020.
  24. ↑ Eddington, AS Teoria pulsației variabilelor   cefeide // Observatorul. - 1917. - Vol. 40 . — P. 290 . - Cod biblic .
  25. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : magazine  . - 1984. - Vol. 68 . — P. 519 . — Cod biblic .
  26. ↑ M. Heydari-Malayeri. mecanism gamma . Un dicționar etimologic de astronomie și astrofizică . Data accesului: 15 iulie 2020.
  27. ↑ Groenewegen, MAT; Jurkovic, M.I. (2017). „Luminozități și exces de infraroșu în tipul II și cefeide anormale în norii Magellanic mari și mici”. Astronomie și Astrofizică . 603 :A70. arXiv : 1705.00886 . Cod biblic : 2017A &A...603A..70G . DOI : 10.1051/0004-6361/201730687 .
  28. ↑ van Loon, J. Th. De dependența de metalicitate a vântului de la supergiganții roșii și stelele Asimptotic Giant Branch  // Evoluția stelare la metalicitate scăzută: pierderi de masă, explozii, Cosmologie ASP Conference Series. — 2006.
  29. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., 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 .
  30. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Câmpul de expansiune: valoarea lui H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : jurnal. - 2008. - Vol. 15 , nr. 4 . - P. 289-331 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - Cod biblic . - arXiv : 0806.3018 .
  31. ↑ Turner, David G. Calibrarea PL pentru Cefeidele Căii Lactee și implicațiile sale pentru scara distanței  //  Astrofizică și știință spațială : jurnal. - 2010. - Vol. 326 , nr. 2 . - P. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - Cod biblic . - arXiv : 0912.4864 .
  32. ↑ Stele variabile cefeide și determinarea distanței . Australia Telescope National Facility . Data accesului: 15 iulie 2020.

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile