Прејди на содржината

Класична кефеида

Од Википедија — слободната енциклопедија
Херцшпрунг-Раселов дијаграм што ја прикажува локацијата на неколку типови променливи ѕвезди надредени на приказ на различни класи на сјајност .

Класичните кефеиди — тип на променлива ѕвезда на Кефеидите. Тие се млади ѕвезди со променлива население I, кои покажуваат редовни радијални пулсирања со периоди од неколку дена до неколку недели и визуелни амплитуди кои се движат од неколку десетини од светлинската величина до околу 2 величини. Класичните кефеиди се познати и како кефеиди од население I, кефеиди од типот I и променливи делта кефеиди.

Постои добро дефинирана врска помеѓу сјајноста и периодот на пулсирање на класичната кефеидна променлива,[1][2] обезбедувајќи ги Кефеидите како остварливи стандардни свеќи за утврдување на галактичките и вонгалактичките скали на растојание.[3][4][5][6] Набљудувањата на вселенскиот телескоп „Хабл“ (ВТХ) на класичните кефеидни променливи овозможиле поцврсти ограничувања на Хабловиот закон, кој ја опишува стапката на проширување на набљудуваниот Универзум.[7] Класичните кефеиди исто така биле користени за да се разјаснат многу карактеристики на нашата галаксија, како што се локалната структура на спиралниот крак и оддалеченоста на Сонцето од галактичката рамнина.

Околу 800 класични кефеиди се познати во галаксијата Млечен Пат, од вкупно очекуваните над 6.000. Уште неколку илјади се познати во Магелановите Облаци, со повеќе откриени во други галаксии;[8] Вселенскиот телескоп „Хабл“ идентификувал некои во NGC 4603, која е оддалечена 100 милиони светлосни години.[9]

Својства

[уреди | уреди извор]
Развојна патека на 5 M☉Ѕвездата го преминува појасот на нестабилност за време на сина јамка што гори хелиум

Променливите на класичните кефеиди се 4-20 пати помасивни од Сонцето,[10] и околу 1.000 до 50.000 (над 200.000 за необичниот V810 Кентаур) пати посјајни.[11] Спектроскопски тие се светли џинови или суперџинови со ниска сјајност од спектрална класа F6 – K2. Температурата и спектралниот тип се разликуваат додека пулсираат. Нивните полупречници се неколку десетици до неколку стотини пати поголеми од оние на сонцето. Поголемиот број на сјајни кефеиди се поладни и поголеми и имаат подолги периоди. Заедно со температурните промени, нивните полупречници исто така се менуваат за време на секое пулсирање (на пр. за ~25% за подолг период l Кобилица), што резултира со варијации на осветленоста до две величини. Промените на осветленоста се поизразени при пократки бранови должини.[12]

Кефеидните променливи може да пулсираат во нормален режим, првиот призвук или ретко во мешан режим. Пулсирањата со призвук повисок од првиот се ретки. Се смета дека поголемиот дел од класичните кефеиди се фундаментални пулсатори, иако не е лесно да се разликува режимот од обликот на кривата на светлината. Ѕвездите кои пулсираат во призвук се посјајни и поголеми од пулсатор на нормален режим со истиот период.[13]

Кога ѕвездата со средна маса (ЅСМ) за прв пат се развива далеку од главната низа, таа многу бргу го поминува појасот на нестабилност додека водородната обвивка сè уште гори. Кога јадрото на хелиумот се пали во ЅСМ, може да изврши сина јамка и повторно да го премине појасот на нестабилност, еднаш додека се развива до високи температури и повторно еволуира назад кон асимптотичната џиновска гранка. Ѕвезда помасивна од околу 8–12 M☉ започнува да го гори своети јадрото на хелиумот пред да пристигне до гранката на црвенн џин и да стане црвен суперџин, но сепак може да изврши сина јамка низ појасот за нестабилност. Времетраењето, па дури и постоењето на сините јамки е многу чувствително на масата, металичноста и изобилството на хелиум на ѕвездата. Во некои случаи, ѕвездите може да го преминат појасот за нестабилност по четврти и петти пат кога ќе започне согорувањето на хелиумската школка. Брзината на промена на периодот на променливата на кефеидите, заедно со хемиските изобилства што може да се детектираат во спектарот, може да се користи за да се заклучи кое вкрстување прави одредена ѕвезда.[14]

Класичните променливи на кефеидите биле ѕвезди од главната низа од типот В порано од околу В7, веројатно доцни ѕвезди од типот O, пред да снема водород во нивните јадра. Помасивните и пожешките ѕвезди се развиваат во посјајни кефеиди со подолги периоди, иако се очекува дека младите ѕвезди во нашата сопствена галаксија, со блиска сончева металичност, генерално ќе изгубат доволна маса до моментот кога првпат ќе стигнат до појасот на нестабилност дека ќе имаат периоди од 50 дена или помалку. Над одредена маса, 20–50 M☉ во зависност од металничноста, црвените суперџинови ќе се развијат назад во сини суперџинови наместо да извршат сина јамка, но тие ќе го прават тоа како нестабилни жолти хиперџинови наместо редовно пулсирачки променливи на кефеидите. Многу масивните ѕвезди никогаш не се ладат доволно за да стигнат до појасот на нестабилност и никогаш не стануваат кефеиди. При ниска металичност, на пример во Магелановите Облаци, ѕвездите можат да задржат поголема маса и да станат посјајни кефеиди со подолги периоди.

Светлосни кривини

[уреди | уреди извор]
Светлосна крива Делта Кефеј
Фазно преклопени UBVRI светлосни криви на Делта Кефеј, прототип на класичните кефеиди, што покажува големина наспроти фазата на пулсирање [15]

Светлосната крива на кефеидите е типично асиметрична со брз пораст до максимална светлина проследен со побавно паѓање на минимум (на пр. Делта Кефеј). Ова се должи на фазната разлика помеѓу полупречникот и температурните варијации и се смета за карактеристика на нормалниот режим, најчестиот тип на кефеиди од типот I. Во некои случаи, мазната псевдо-синусоидна светлосна крива покажува „судар“, кратко забавување на опаѓањето или дури и мало зголемување на осветленоста, што се смета дека се должи на резонанца помеѓу основниот и вториот призвук. Испакнатината најчесто се гледа на опаѓачката гранка за ѕвезди со периоди околу 6 дена (на пр. Ета Орел). Како што се зголемува периодот, местото на испакнатината се приближува до максимумот и може да предизвика двоен максимум или да не се разликува од примарниот максимум, за ѕвездите со периоди од околу 10 дена (на пр.Зета Близнаци). На подолги периоди испакнатината може да се види на растечката гранка на светлосната крива (на пр. X Лебед),[16] но за период подолг од 20 денови резонанцијата исчезнува.

Малцинство од класичните кефеиди покажуваат речиси симетрични синусоидни светлосни криви. Овие се нарекуваат с-кефеиди, обично имаат помали амплитуди и најчесто имаат кратки периоди. Се смета дека повеќето од нив се првиот призвук (на пр. X Стрелец), или повисоки, пулсатори, иако некои необични ѕвезди кои очигледно пулсираат во нормален режим, исто така, го покажуваат овој облик на светлосна крива (на пр. S Лисица). Ѕвездите кои пулсираат во првиот призвук се очекува да се појават единствено со кратки периоди во нашата галаксија, иако тие може да имаат нешто подолги периоди при помала металичност, на пример во Магелановите Облаци. Пулсаторите со повисок призвук и кефеидите кои пулсираат во два призвуци истовремено се исто така почести кај Магелановите Облаци, и тие обично имаат ниска амплитуда и донекаде неправилни кривини на светлина.[17]

Откритие

[уреди | уреди извор]
Историски светлосни криви на W Стрелец и Ета Орел

На 10 септември 1784 година, Едвард Пигот ја открил варијабилноста на Ета Орел, првиот познат претставник на класата класични кефеидни променливи ѕвезди. Сепак, истоименикот за класичните кефеиди е ѕвездата Делта Кефеј, која Џон Гудрике ја открил дека е променлива еден месец подоцна.[18] Делта Кефеј е исто така од особена важност како калибратор за односот период-светлина бидејќи нејзиното растојание е меѓу најпрецизно утврдените за кефеидите, делумно благодарение на нејзиното членство во ѕвездено јато [19][20] и достапноста на прецизниот вселенскиот телескоп „Хабл“ и паралаксите Хипаркос.[21]

Релација период-сјајност

[уреди | уреди извор]
Двете карактеристики на период-сјајност на класичните и тип II кефеиди

Сјајноста на класичниот кефеид е директно поврзана со нејзиниот период на варијација. Колку е подолг периодот на пулсирање, толку е посветла ѕвездата. Релацијата период-сјајност за класичните кефеиди била откриена во 1908 година од Хенриета Свон Левит во истражување на илјадници променливи ѕвезди во Магелановите Облаци.[22] Таа го објавила во 1912 година [23] со дополнителни докази. Откако ќе се калибрира односот период-сјајност, може да се утврди сјајноста на даден кефеид чиј период е познат. Нивното растојание потоа се наоѓа од нивната привидна осветленост. Односот период-сјајност била калибрирана од многу астрономи во текот на дваесеттиот век, почнувајќи од Херцшпрунг.[24] Калибрирањето на односот период-сјајност било проблематично; сепак, цврста галактичка калибрација била воспоставена од Бенедикт и сор. во 2007 година користејќи прецизни HST паралакси за 10 блиски класични кефеиди.[25] Исто така, во 2008 година, астрономите на ЕЈО го процениле со прецизност од 1% растојанието до кефеидот RS Крма, користејќи светлосно ехо од маглината во која е вградена.[26] Сепак, за ова последно откритие активно се дебатира во литературата.[27]

Следниве експериментални корелации помеѓу периодот P на кефеидите од I население и неговата средна апсолутна величина Mv биле воспоставени од тригонометриските паралакси на вселенскиот телескоп „Хабл„ за 10 блиски кефеиди:

со P измерено во денови.

Следниве односи може да се користат и за пресметување на растојанието d до класичните кефеиди:

[28]

I и V претставуваат блиска инфрацрвена и визуелна привидна средна величина, соодветно. Растојанието d е во парсеци.

Кефеиди со мал замав

[уреди | уреди извор]

Класичните кефеидни променливи со визуелни замави под 0,5 величини, речиси симетрични синусоидни светлосни криви и кратки периоди, се дефинирани како посебна група наречена кефеиди со мала амплитуда или мал замав. Тие го добиваат акронимот DCEPS во Општиот каталог на променливи ѕвезди. Периодите обично се помалку од 7 денови, иако сè уште се дебатира за точниот прекин.[29] Терминот s-кефеид се користи за кратки кефеиди со мала амплитуда со синусоидни светлосни криви кои се сметаат за први пулсатори на призвук. Тие се наоѓаат во близина на црвениот раб на појасот на нестабилност. Некои автори го користат s-кефеид како синоним за ѕвездите со мала амплитуда DECPS, додека други претпочитаат да го ограничат единствено на ѕвездите со првиот призвук.[30][31]

Кефеидите со мала амплитуда (DCEPS) ги вклучуваат Северница и FF Орел, иако и двете може да пулсираат во основниот режим. Потврдените први пулсатори за призвук вклучуваат BG Јужен Крст и BP Шестар.[32][33]

Несигурност при одредување на растојание

[уреди | уреди извор]

Главните меѓу несигурностите поврзани со скалата на растојанието на кефеидите се: природата на односот период-сјајност во различни проодни појаси, влијанието на металичноста и на нултата точка и на наклонот на тие односи, како и ефектите на фотометриската контаминација (мешање) и променлив (типично непознат) закон за изумирање на класичните кефеидни растојанија. За сите овие теми активно се дебатира во литературата.[34][35][36][37][38][39][40][41][42]

Овие нерешени прашања резултирале со наведени вредности за Хабловата константа кои се движат помеѓу 60 km/s/mpc и 80 km/s/mpc. Решавањето на ова несовпаѓање е еден од најважните проблеми во астрономијата бидејќи космолошките параметри на Универзумот може да бидат ограничени со давање прецизна вредност на Хабловата константа.[6]

Примери

[уреди | уреди извор]

Неколку класични кефеиди имаат варијации кои можат да се снимаат со обучено набљудување со голо око од ноќ до ноќ, вклучувајќи го прототипот Делта Кефеј на далечниот север, Зета Близнаци и Ета Орел идеални за набљудување околу тропските предели (во близина на еклиптиката, а со тоа и зодијакот) а на крајниот југ Бета Златна Рипка. Најблискиот член на класата е Ѕвездата Северна (Поларна Ѕвезда) чие растојание се дебатира и чија денешна варијабилност е приближно 0,05 со светлинска величина.

Ознака (име) Соѕвездие Откривање Максимум привидна величина (mV)[43] Минимум привидна величина (mV)[43] Период (денови)[43] Спектрална класа Забелешка
η Орел Орел Едвард Пигот, 1784 3m.48 4m.39 07.17664 F6 Ibv  
FF Орел Орел Чарлс Хуфер, 1927 5m.18 5m.68 04.47 F5Ia-F8Ia  
TT Орел Орел 6m.46 7m.7 13.7546 F6-G5  
U Орел Орел 6m.08 6m.86 07.02393 F5I-II-G1  
T Пумпа Пумпа 5m.00 5m.82 05.898 G5 можеби има невиден придружник. Претходно се сметало дека е кефеид од типот II [44]
RT Кочијаш Кочијаш 5m.00 5m.82 03.73 F8Ibv  
l Кобилица Кобилица   3m.28 4m.18 35.53584 G5 Iab/Ib  
δ Кефеј Кефеј Џон Гудрик, 1784 3m.48 4m.37 05.36634 F5Ib-G2Ib двојна ѕвезда, видлива со двоглед
AX Шестар Шестар   5m.65 6m.09 05.273268 F2-G2II спектроскопски двојна со Сончева маса 5 и B6 придружник
BP Шестар Шестар   7m.31 7m.71 02.39810 F2/3II-F6 спектроскопски двојна со Сончева маса 4,7 и B6 придружник
BG Јужен Крст Јужен Крст   5m.34 5m.58 03.3428 F5Ib-G0p  
R Јужен Крст Јужен Крст   6m.40 7m.23 05.82575 F7Ib/II  
S Јужен Крст Јужен Крст   6m.22 6m.92 04.68997 F6-G1Ib-II  
T Јужен Крст Јужен Крст   6m.32 6m.83 06.73331 F6-G2Ib  
X Лебед Лебед   5m.85 6m.91 16.38633 G8Ib[45]  
SU Лебед Лебед   6m.44 7m.22 03.84555 F2-G0I-II[46]  
β Златна Рипка Златна Рипка   3m.46 4m.08 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Близнаци Близнаци Јохан Шмид, 1825 3m.62 4m.18 10.15073 F7Ib to G3Ib  
V473 Лира Близнаци   5m.99 6m.35 01.49078 F6Ib-II  
R Мува Мува   5m.93 6m.73 07.51 F7Ib-G2  
S Мува Мува   5m.89 6m.49 09.66007 F6Ib-G0  
S Рамнило Рамнило   6m.12 6m.77 09.75411 F8-G0Ib најсветлиот член на отворениот кластер NGC 6087
QZ Рамнило Рамнило   8m.71 9m.03 03.786008 F6I член на отворен кластер NGC 6067
V340 Рамнило Рамнило   8m.26 8m.60 11.2888 G0Ib член на отворен кластер NGC 6067
V378 Рамнило Рамнило   6m.21 6m.23 03.5850 G8Ib  
BF Змијоносец Змијоносец   6m.93 7m.71 04.06775 F8-K2[47]  
RS Крма Крма   6m.52 7m.67 41.3876 F8Iab  
S Стрелец Стрелец Џон Елард Гор, 1885 5m.24 6m.04 08.382086[48] F6Ib-G5Ib  
U Стрелец Стрелец   6m.28 7m.15 06.74523 G1Ib[49]  
W Стрелец Стрелец   4m.29 5m.14 07.59503 F4-G2Ib Оптички двојник со γ2 Sgr
X Стрелец Стрелец   4m.20 4m.90 07.01283 F5-G2II
V636 Скорпија Скорпија   6m.40 6m.92 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
R Јужен Триаголник Јужен Триаголник   6m.4 6m.9 03.389 F7Ib/II[49]  
S Јужен Триаголник Јужен Триаголник   6m.1 6m.8 06.323 F6II-G2  
α UMi (Северница) Мала Мечка Ејнар Херцшпрунг, 1911 1m.86 2m.13 03.9696 F8Ib or F8II  
AH Едро Едро   5m.5 5m.89 04.227171 F7Ib-II  
S Лисица Лисица   8m.69 9m.42 68.464 G0-K2(M1)  
T Лисица Лисица   5m.41 6m.09 04.435462 F5Ib-G0Ib  
U Лисица Лисица   6m.73 7m.54 07.990676 F6Iab-G2  
SV Лисица Лисица   6m.72 7m.79 44.993 F7Iab-K0Iab  
SU Касиопеја Касиопеја   5m.88 6m.30 01.9 F5II  

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  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: 223–317. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode:1999AcA....49..223U.
  2. ↑ 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. ↑ 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. (2001). „Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant“. The Astrophysical Journal. 553 (1): 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638.
  4. ↑ 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. ↑ 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 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
  6. ↑ 6,0 6,1 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). „The Hubble Constant“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA&A..48..673F. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829.
  7. ↑ 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 (1): L29–L32. arXiv:astro-ph/0603643. Bibcode:2006ApJ...642L..29N. doi:10.1086/504478.
  8. ↑ Szabados, L. (2003). „Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA“. GAIA Spectroscopy: Science and Technology. 298: 237. Bibcode:2003ASPC..298..237S.
  9. ↑ Newman, J. A.; Zepf, S. E.; Davis, M.; Freedman, W. L.; Madore, B. F.; Stetson, P. B.; Silbermann, N.; Phelps, R. (1999). „A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus“. The Astrophysical Journal. 523 (2): 506. arXiv:astro-ph/9904368. Bibcode:1999ApJ...523..506N. doi:10.1086/307764.
  10. ↑ Turner, David G. (1996). „The Progenitors of Classical Cepheid Variables“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90...82T.
  11. ↑ Turner, D. G. (2010). „The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale“. Astrophysics and Space Science. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap&SS.326..219T. doi:10.1007/s10509-009-0258-5.
  12. ↑ Rodgers, A. W. (1957). „Radius variation and population type of cepheid variables“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 117: 85–94. Bibcode:1957MNRAS.117...85R. doi:10.1093/mnras/117.1.85.
  13. ↑ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. (2001). „On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids“. The Astrophysical Journal. 552 (2): L141. arXiv:astro-ph/0103497. Bibcode:2001ApJ...552L.141B. doi:10.1086/320344.
  14. ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2004). „On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae“. Astronomy and Astrophysics. 423: 335–340. Bibcode:2004A&A...423..335T. doi:10.1051/0004-6361:20040163.
  15. ↑ Engle, Scott G.; Guinan, Edward F.; Harper, Graham M.; Neilson, Hilding R.; Remage Evans, Nancy (2014). „The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep“. The Astrophysical Journal. 794 (1): 80. arXiv:1409.8628. Bibcode:2014ApJ...794...80E. doi:10.1088/0004-637X/794/1/80.
  16. ↑ Kovtyukh, V. V.; и др. (January 2005), „Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. II. Periods Longer than 10 Days“, The Astronomical Journal, 129 (1): 433–453, Bibcode:2005AJ....129..433K, doi:10.1086/426339.
  17. ↑ 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 (1): 17. arXiv:1003.4518. Bibcode:2010AcA....60...17S.
  18. ↑ Hoskin, M. (1979). „Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars“. Journal for the History of Astronomy. 10: 23–41. Bibcode:1979JHA....10...23H. doi:10.1177/002182867901000103.
  19. ↑ 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 (1): 354–399. arXiv:astro-ph/9809227. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 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. (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.
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 variables in the Magellanic Clouds“. Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..60...87L.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ Hertzsprung, Ejnar (1913). „Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus“. Astronomische Nachrichten. 196: 201. Bibcode:1913AN....196..201H.
  25. ↑ 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.
  26. ↑ Kervella, P.; Mérand, A.; Szabados, L.; Fouqué, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. (2008). „The long-period Galactic Cepheid RS Puppis“. Astronomy and Astrophysics. 480 (1): 167–178. arXiv:0802.1501. Bibcode:2008A&A...480..167K. doi:10.1051/0004-6361:20078961.
  27. ↑ 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.
  28. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minniti, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip (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.
  29. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-Line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  30. ↑ Turner, D. G.; Kovtyukh, V. V.; Luck, R. E.; Berdnikov, L. N. (2013). „The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae“. The Astrophysical Journal Letters. 772 (1): L10. arXiv:1306.1228. Bibcode:2013ApJ...772L..10T. doi:10.1088/2041-8205/772/1/L10.
  31. ↑ Antonello, E.; Poretti, E.; Reduzzi, L. (1990). „The separation of S-Cepheids from classical Cepheids and a new definition of the class“. Astronomy and Astrophysics. 236: 138. Bibcode:1990A&A...236..138A.
  32. ↑ Usenko, I. A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, L. N.; Kravtsov, V. V. (2014). „Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)“. Astronomy Letters. 40 (12): 800. Bibcode:2014AstL...40..800U. doi:10.1134/S1063773714110061.
  33. ↑ Evans, N. R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, J. M.; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, J. F. (2015). „Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 446 (4): 4008. arXiv:1411.1730. Bibcode:2015MNRAS.446.4008E. doi:10.1093/mnras/stu2371.
  34. ↑ 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 (1): L1–L5. Bibcode:1997MNRAS.286L...1F. doi:10.1093/mnras/286.1.l1.
  35. ↑ Stanek. „The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud“. arXiv:astro-ph/9909346.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ 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): 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530.
  38. ↑ 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 (1): 102–117. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ...684..102B. doi:10.1086/589965.
  39. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). „Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles“. Acta Astronomica. 59 (4): 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA....59..403M.
  40. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). „Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation“. The Astrophysical Journal. 696 (2): 1498–1501. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ...696.1498M. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498.
  41. ↑ 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): 43–47. arXiv:0903.4088. Bibcode:2009MNRAS.396.1287S. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x.
  42. ↑ Majaess, D. (2010). „The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0“. Acta Astronomica. 60 (2): 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA....60..121M.
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 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.
  44. ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. (2003). „The nature of the Cepheid T Antliae“. Astronomy and Astrophysics. 407: 325–334. Bibcode:2003A&A...407..325T. doi:10.1051/0004-6361:20030835.
  45. ↑ 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. S2CID 119188449.
  46. ↑ 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.
  47. ↑ Kreiken, E. A. (1953). „The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure“. Zeitschrift für Astrophysik. 32: 125. Bibcode:1953ZA.....32..125K.
  48. ↑ Watson, Christopher (4 January 2010). „S Sagittae“. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Посетено на 22 May 2015.
  49. ↑ 49,0 49,1 Houk, N.; Cowley, A. P. (1975). University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90° to −53.0°. Bibcode:1975mcts.book.....H.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Пулсирачки
Кефеиди и
кефеидни
Синобели со
зачеточен спектар
Долгопериодични
Други
Избувни
Протоѕвезда и ПГН
Џинови и
суперџинови
Избувна двојна ѕвезда
Други
Катаклизмични
Вртечки
Несферни
Ѕвездени дамки
Магнетни полиња
Еклиптички
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Класична_кефеида&oldid=5274209“