Класичні цефеїди

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Діаграма Герцшпрунга—Рассела. Цефеїди — вище центру.

Класичні цефеїди (також відомі як цефеїди 1-го покоління, цефеїди 1-го типу, або змінні типу Дельти Цефея) — тип змінних зір із класу цефеїд. Це зорі першого покоління, що пульсують із періодами від кількох днів до кількох тижнів. Амплітуда змін їх візуального блиску лежить у межах від кількох десятих зоряної величини до 2 величин.

Існує добре визначена залежність між світністю класичних цефеїд і періодом їхніх пульсацій[1][2], що робить їх надійними стандартними свічками для визначення галактичних і міжгалактичних відстаней[3][4][5][6]. Спостереження зір цього типу за допомогою телескопа Габбл дозволили уточнити значення сталої Габбла[3][4][6][7][8]. Також їх використовують для уточнення численних характеристик галактики Чумацький Шлях, такі як, наприклад, висота Сонця над галактичною площиною й місцева спіральна структура Галактики[5].

У галактиці Чумацький Шлях відомо близько 800 класичних цефеїд, а їх очікувана кількість перевищує 6 000. Також відомо кілька їх тисяч у Магелланових Хмарах та інших галактиках[9]. Телескоп Габбл вирізнив кількадесят класичних цефеїд у галактиці NGC 4603, відстань до якої становить 100 мільйонів світлових років[10].

Характеристики[ред. | ред. код]

Маса класичних цефеїд становить від 4 до 20 мас Сонця[11], а їх світність — приблизно від 1000 до 50 000 сонячних (у незвичайної зорі V810 Центавра — більш ніж 200 000)[12]. Вони можуть належати до спектральних класів F6 — K2 і бути яскравими гігантами або тьмяними надгігантами. Їх радіус лежить у межах від декількох десятків до декількох сотень сонячних. Чим більша світність зорі, тим вона більша й холодніша. Під час пульсацій змінюється й температура поверхні цефеїд, і їхній радіус (наприклад, у довгоперіодичної зорі I Кіля — на 25%), що призводить до зміни блиску на величину до 2m. Змінність помітніша на коротших хвилях[13].

Цефеїди можуть пульсувати в режимі нормальних коливань, перших обертонів, і рідше — у змішаному режимі. Пульсації на обертонах, вищих за перший, бувають рідко, але становлять значний науковий інтерес[2]. Вважають, що більшість класичних цефеїд пульсують в режимі нормальних коливань, хоча визначити режим за формою кривої блиску нелегко. Зорі, що пульсують на обертонах, мають більший розмір та більшу світність, ніж зорі з таким самим періодом, які пульсують в режимі нормальних коливань[14].

Зорі, що зараз є класичними цефеїдами, раніше були зорями головної послідовності спектрального класу B (приблизно до B7, можливо, й пізніх підкласів класу O). Масивніші та гарячіші зорі стають яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Припускають, що молоді зорі в нашій Галактиці, металічність яких близька до сонячної, до часу досягнення смуги нестабільності втратять так багато речовини, що їх періоди будуть 50 днів або менше. Зорі з нижчою металічністю, наприклад у Магеланових Хмарах, можуть втримати більше речовини й стати яскравішими цефеїдами з довшими періодами. Зорі популяції I із масою понад 20 сонячних, на думку астрономів, ніколи не досягають смуги нестабільності, а отже не стають цефеїдами[12].

Коли зоря помірної маси вперше залишає головну послідовність, вона перетинає смугу нестабільності дуже стрімко, поки гідрогенова оболонка згоряє. Коли ж у зорі з помірною масою запалюється гелієве ядро, вона описує на діаграмі Герцшпрунга—Рассела «блакитну петлю» й перетинає смугу нестабільності знову, спочатку при переході до вищих температур, а згодом при русі назад, у бік асимптотичного відгалуження гігантів. У деяких випадках зорі можуть перетинати смугу нестабільності вчетверте й уп'яте, коли починає горіти гелієва оболонка. За швидкістю зміни періоду цефеїди, а також за спектральними даними про вміст хімічних елементів, можна визначити вкотре зоря перетинає смугу нестабільності[15].

Криві блиску[ред. | ред. код]

Крива блиску Дельти Цефея

Зазвичай цефеїди мають асиметричні криві блиску зі швидким підняттям до максимуму, після якого йде повільне падіння до мінімуму (наприклад, Дельта Цефея). Це результат розбіжності фаз змін радіусу та температури і ознака того, що зоря пульсує в режимі нормальних коливань — найбільш типовому для цефеїд I типу. В деяких випадках на гладкій кривій блиску з'являється «горбик», де світність повільніше падає або навіть трохи зростає. Вважають, що він виникає через резонанс між нормальними коливаннями й другими обертонами. Найчастіше він буває на ділянці падіння блиску в зір з періодом десь 6 днів (наприклад, Ета Орла). При збільшенні періоду «горбик» переміщується в напрямку максимуму й може спричиняти подвійний максимум або ж зливатися з первинним максимумом у зір з періодом близько 10 днів (наприклад, Мекбуда). У зір з довшими періодами «горбик» може лежати на ділянці підняття блиску (наприклад X Лебедя), але якщо період довший від 20 днів, то резонанс зникає.

Невелика частка класичних цефеїд мають майже симетричні синусоїдальні криві блиску. Їх називають s-цефеїдами. Зазвичай вони мають менші амплітуди й часто короткі періоди. Гадають, що більшість з них пульсує на першому (наприклад, X Стрільця) або вищих обертонах, хоча подібну форму кривої блиску мають і деякі незвичні зорі, що, найімовірніше, пульсують на основному тоні (приміром, S Лисички). Очікують, що в нашій Галактиці пульсатори на перших обертонах мають лише короткі періоди, а в галактиках із меншою металічністю (наприклад, Магеланових Хмарах) можуть мати дещо довші. Також у Магеланових Хмарах частіше трапляються пульсатори на вищих обертонах і цефеїди, що пульсують на двох обертонах одночасно. Вони зазвичай мають дещо неправильні криві блиску з низькими амплітудами.[2][16]

Відкриття[ред. | ред. код]

Історичні криві блиску W Стрільця та Ети Орла

10 вересня 1784 року Едвард Піґотт помітив змінність Ети Орла, першої відомої представниці класичних цефеїд. Однак своєю назвою цей клас зір завдячує Дельті Цефея, змінність якої відкрив Джон Ґудрайк через кілька місяців. Дельта Цефея також є важливим калібратором співвідношення між періодом і світністю, оскільки відстань до неї є однією з найточніше визначених з-поміж інших цефеїд. Точно встановити відстань допомогла її належність до складу зоряного скупчення[17][18], а також точні вимірювання її паралакса телескопами Габбл та Гіппаркос[19].

Залежність між періодом і світністю[ред. | ред. код]

Залежність між періодом та світністю для цефеїд

Світність класичних цефеїд тісно пов'язана з їх періодом змінності. Чим довший період пульсацій, тим яскравіша зоря. Залежність між періодом та світністю класичних цефеїд відкрила Генрієтта Свон Лівітт 1908 року, коли досліджувала тисячі зір у Магелланових Хмарах[20]. Вона опублікувала цю роботу 1912 року[21]. Якщо відома залежність світності від періоду, то можна для цефеїди з відомим періодом встановити світність. Потім можна знайти до неї відстань за видимою зоряною величиною. Впродовж ХХ століття відношення між періодом та світністю калібрували багато астрономів, починаючи з Ейнара Герцшпрунга[22]. Однак калібрування було досить складним завданням. Цю задачу в межах галактики вдалось вирішити 2007 року, використавши точні HST-паралакси для 10 близьких цефеїд[23]. Крім того, 2008 року астрономи Європейської південної обсерваторії обчислили з точністю в межах 1% відстань до цефеїди RS Корми, використовуючи відбиття її світла від туманності, де вона розташована.[24] Але цей результат став предметом жвавих дискусій[25].

За спостереженнями тригонометричного паралакса 10 близьких цефеїд, зробленими телескопом «Габбл», встановлено таку залежність їх абсолютної величини від періоду:

де  — період у добах[19][23]. Відстань до класичних цефеїд () можна розрахувати за такими рівняннями:

[23]

або

[26]

де та  — видимі зоряні величини в ближньому інфрачервоному та видимому діапазоні відповідно.

Похибки визначення відстані за цефеїдами[ред. | ред. код]

Головні джерела похибки для відстані, визначеної за цефеїдами, — відмінність залежності світності від періоду у різних фотометричних смугах, вплив металічності на нульову точку та нахил кривої цієї залежності, а також домішки світла від сторонніх джерел та проблематичність визначення величини міжзоряного поглинання світла на таких відстанях. Всі ці проблеми активно досліджуються[12][4][7][27][28][29][30][31][32][33][34][35].

Ця похибка призводить до низької точності визначення сталої Габбла, оцінки якої варіюють від 60 до 80 (км/с)/Мпк[3][4][6][7][8]. Уточнення її значення — одна з найактуальніших задач астрономії, оскільки від цього залежить точність визначення інших космологічних параметрів Всесвіту[6][8].

Приклади[ред. | ред. код]

Серед цефеїд є яскраві зорі, змінність яких легко спостерігати неозброєним оком, зокрема, Дельта Цефея, Ета Орла, Дзета Близнят та Бета Золотої Риби. Найближчою класичною цефеїдою є Полярна зоря, хоча точна відстань до неї дискусійна[6].

Назва Сузір'я Відкриття Максимальна видима величина (mV)[36] Мінімальна видима величина (mV)[36] Період (доби)[36] Спектральний клас Примітка
η Aql Орел Едвард Піґотт, 1784 3m,48 4m,39 07,17664 F6 Ibv  
FF Aql Орел 5m,18 5m,68 04,47 F5Ia—F8Ia  
TT Aql Орел 6m,46 7m,7 13,7546 F6—G5  
U Aql Орел 6m,08 6m,86 07,02393 F5I-II—G1  
T Ant Насос 5m,00 5m,82 05,898 G5 Можливо, має невидиму компоненту. Раніше вважалася цефеїдою II типу[37].
RT Aur Візничий 5m,00 5m,82 03,73 F8Ibv  
l Car Кіль   3m,28 4m,18 35,53584 G5 Iab/Ib  
δ Cep Цефей Джон Ґудрайк, 1784 3m,48 4m,37 05,36634 F5Ib—G2Ib Подвійна зоря, подвійність якої видно в бінокль.
AX Cir Циркуль   5m,65 6m,09 05,273268 F2—G2II Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 5 сонячних.
BP Cir Циркуль   7m,31 7m,71 02,39810 F2/3II—F6 Спектрально-подвійна зоря з супутником класу B6 із масою 4,7 сонячних.
BG Cru Південний Хрест   5m,34 5m,58 03,3428 F5Ib—G0p  
R Cru Південний Хрест   6m,40 7m,23 05,82575 F7Ib/II  
S Cru Південний Хрест   6m,22 6m,92 04,68997 F6—G1Ib-II  
T Cru Південний Хрест   6m,32 6m,83 06,73331 F6—G2Ib  
X Cyg Лебідь   5m,85 6m,91 16,38633 G8Ib[38]  
SU Cyg Лебідь   6m,44 7m,22 03,84555 F2—G0I-II[39]  
β Dor Золота Риба   3m,46 4m,08 09,8426 F4—G4Ia-II  
ζ Gem Близнята   3m,62 4m,18 10,15073 F7Ib—G3Ib  
R Mus Муха   5m,93 6m,73 07,51 F7Ib—G2  
S Mus Муха   5m,89 6m,49 09,66007 F6Ib—G0  
S Nor Косинець   6m,12 6m,77 09,75411 F8—G0Ib Найяскравіша зоря розсіяного скупчення NGC 6087
QZ Nor Косинець   8m,71 9m,03 03,786008 F6I У розсіяному скупченні NGC 6067
V340 Nor Косинець   8m,26 8m,60 11,2888 G0Ib У розсіяному скупченні NGC 6067
V378 Nor Косинець   6m,21 6m,23 03,5850 G8Ib  
BF Oph Змієносець   6m,93 7m,71 04,06775 F8—K2[40]  
RS Pup Корма   6m,52 7m,67 41,3876 F8Iab  
S Sge Стріла John Ellard Gore, 1885 5m,24 6m,04 08,382086[41] F6Ib—G5Ib  
U Sgr Стрілець (у скупченні M25)   6m,28 7m,15 06,74523 G1Ib[42]  
W Sgr Стрілець   4m,29 5m,14 07,59503 F4—G2Ib Утворює оптично-подвійну з γ Sgr
X Sgr Стрілець   4m,20 4m,90 07,01283 F5—G2II
V636 Sco Скорпіон   6m,40 6m,92 06,79671 F7/8Ib/II—G5  
R TrA Південний Трикутник   6m,4 6m,9 03,389 F7Ib/II[42]  
S TrA Південний Трикутник   6m,1 6m,8 06,323 F6II—G2  
α UMi (Полярна зоря) Мала Ведмедиця   1m,86 2m,13 03,9696 F8Ib або F8II  
AH Vel Вітрила   5m,5 5m,89 04,227171 F7Ib-II  
T Vul Лисичка   5m,41 6m,09 04,435462 F5Ib—G0Ib  

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud. Acta Astronomica. 49: 223. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode:1999AcA....49..223U.
  2. ↑ а б в Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud. Acta Astronomica. 58: 163. arXiv:0808.2210. Bibcode:2008AcA....58..163S.
  3. ↑ а б в Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal. 553: 47. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638.
  4. ↑ а б в г Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). The expansion field: The value of H 0. The Astronomy and Astrophysics Review. 15 (4): 289. arXiv:0806.3018. Bibcode:2008A&ARv..15..289T. doi:10.1007/s00159-008-0012-y.
  5. ↑ а б Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). Characteristics of the Galaxy according to Cepheids. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398: 263. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  6. ↑ а б в г д Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). The Hubble Constant. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 673. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA&A..48..673F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829.
  7. ↑ а б в Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006). The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations. The Astrophysical Journal. 642: L29. arXiv:astro-ph/0603643. Bibcode:2006ApJ...642L..29N. doi:10.1086/504478.
  8. ↑ а б в Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts. STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND OBSERVATION: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings. 1170: 23. Bibcode:2009AIPC.1170...23M. doi:10.1063/1.3246452.
  9. ↑ Szabados, L. (2003). Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA. GAIA Spectroscopy: Science and Technology. 298: 237. Bibcode:2003ASPC..298..237S.
  10. ↑ Madore B. F. A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1999. — Vol. 523, Iss. 2. — P. 506–520. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/307764 — arXiv:astro-ph/9904368
  11. ↑ Turner, David G. (1996). The Progenitors of Classical Cepheid Variables. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90...82T.
  12. ↑ а б в Turner D. G. The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale // Astrophys. Space Sci. — Springer Science+Business Media, 2010. — Vol. 326, Iss. 2. — P. 219–231. — ISSN 0004-640X; 1572-946X — doi:10.1007/S10509-009-0258-5 — arXiv:0912.4864
  13. ↑ Rodgers, A. W. (1957). Radius variation and population type of cepheid variables. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85. Bibcode:1957MNRAS.117...85R. doi:10.1093/mnras/117.1.85.
  14. ↑ M. Marconi On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2001. — Vol. 552, Iss. 2. — P. 141–145. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/320344 — arXiv:astro-ph/0103497
  15. ↑ Turner D. G. On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2004. — Vol. 423, Iss. 1. — P. 335–340. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20040163
  16. ↑ Soszyñski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2010). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud. Acta Astronomica. 60: 17. arXiv:1003.4518. Bibcode:2010AcA....60...17S.
  17. ↑ De Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (1999). A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. The Astronomical Journal. 117: 354. arXiv:astro-ph/9809227. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682.
  18. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei. The Astrophysical Journal. 747 (2): 145. arXiv:1201.0993. Bibcode:2012ApJ...747..145M. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.
  19. ↑ а б Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H.; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Duncombe, R. L.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J. (2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei. The Astronomical Journal. 124 (3): 1695. arXiv:astro-ph/0206214. Bibcode:2002AJ....124.1695B. doi:10.1086/342014.
  20. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). 1777 variables in the Magellanic Clouds. Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..60...87L.
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud. Harvard College Observatory Circular. 173: 1. Bibcode:1912HarCi.173....1L.
  22. ↑ Hertzsprung, Ejnar (1913). Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus. Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN....196..201H.
  23. ↑ а б в Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. (2007). Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations. The Astronomical Journal. 133 (4): 1810. arXiv:astro-ph/0612465. Bibcode:2007AJ....133.1810B. doi:10.1086/511980.
  24. ↑ P. Kervella, A. Mérand, D. Bersier et al. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis. I. A geometric distance from its light echoes // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 480, Iss. 1. — P. 167–178. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078961 — arXiv:0802.1501
  25. ↑ Bond, H. E.; Sparks, W. B. (2009). On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes. Astronomy and Astrophysics. 495 (2): 371. arXiv:0811.2943. Bibcode:2009A&A...495..371B. doi:10.1051/0004-6361:200810280.
  26. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minniti, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dékány, Istvan; Saito, Roberto K. (2011). New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm. The Astrophysical Journal Letters. 741 (2): L27. arXiv:1110.0830. Bibcode:2011ApJ...741L..27M. doi:10.1088/2041-8205/741/2/L27.
  27. ↑ Feast, M. W.; Catchpole, R. M. (1997). The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286: L1. Bibcode:1997MNRAS.286L...1F. doi:10.1093/mnras/286.1.l1.
  28. ↑ Stanek, K. Z.; Udalski, A. (1999). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud: 9346. arXiv:astro-ph/9909346. Bibcode:1999astro.ph..9346S.
  29. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity. Acta Astronomica. 51: 221. arXiv:astro-ph/0109446. Bibcode:2001AcA....51..221U.
  30. ↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant. The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530.
  31. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations. The Astrophysical Journal. 684: 102. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ...684..102B. doi:10.1086/589965.
  32. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles. Acta Astronomica. 59: 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA....59..403M.
  33. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation. The Astrophysical Journal. 696 (2): 1498. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ...696.1498M. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498.
  34. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. (2009). The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 396 (3): 1287. Bibcode:2009MNRAS.396.1287S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x.
  35. ↑ Majaess, D. (2010). The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0. Acta Astronomica. 60: 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA....60..121M.
  36. ↑ а б в Berdnikov, L. N. (2008). VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008). VizieR On-line Data Catalog: II/285. Originally published in: 2008yCat.2285....0B. 2285: 0. Bibcode:2008yCat.2285....0B.
  37. ↑ Turner D. G. The nature of the Cepheid T Antliae // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2003. — Vol. 407, Iss. 1. — P. 325–334. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20030835
  38. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaž (2010). A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA , and HERMES Wavelength Ranges. The Astronomical Journal. 140 (6): 1758. arXiv:1009.5566. Bibcode:2010AJ....140.1758T. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1758.
  39. ↑ Andrievsky, S. M.; Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V. (2005). Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days. The Astronomical Journal. 130 (4): 1880. Bibcode:2005AJ....130.1880A. doi:10.1086/444541.
  40. ↑ Kreiken, E. A. (1953). The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure. Zeitschrift für Astrophysik. 32: 125. Bibcode:1953ZA.....32..125K.
  41. ↑ Watson, Christopher (4 January 2010). S Sagittae. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Архів оригіналу за 12 Грудня 2020. Процитовано 22 травня 2015.
  42. ↑ а б Houk, N.; Cowley, A. P. (1975). University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0. University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0. Bibcode:1975mcts.book.....H.

Посилання[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Класичні_цефеїди&oldid=39884240