Klasszikus kefeidák

A klasszikus cefeidák ( angolul  classical Cepheids ), az I. típusú populáció cefeidái , az I. típusú cefeidák, a Delta Cephei  típusú cefeidák a változócsillagok ( Cepheids ) típusai. A galaxisok első populációjának típusába tartoznak , szabályos radiális pulzáció jeleit mutatják, több naptól több hetes periódusig, fényességamplitúdója több tized magnitúdótól 2 magnitúdóig terjed.

Egyértelmű összefüggést találtak a klasszikus kefeidák fényereje és pulzálási periódusa között, [1] [2] ami lehetővé teszi, hogy a cefeidákat szabványos gyertyákként használják a távolságok skálájának meghatározására a Galaxisban és azon túl. [3] [4] [5] [6] A klasszikus cefeidák Hubble -teleszkópon végzett megfigyelései szerint a Hubble-törvényben sikerült finomítani az állandót . [3] [4] [6] [7] [8] A klasszikus kefeidákkal kapcsolatos információkat is felhasználják a Tejútrendszer jellemzőinek meghatározására, mint például a spirális szerkezet vagy a Nap magassága a Galaxis síkja felett . [5]

Körülbelül 800 cefeidát ismerünk a Tejútrendszerben, és a várható összlétszám 6000. A Magellán-felhőkben több ezer további cefeidát ismerünk . Hasonló objektumokat más galaxisokban is találtak; [9] A Hubble Űrteleszkóp több ilyet is felfedezett a 100 millió fényévnyire lévő NGC 4603 galaxisban . [tíz]

Tulajdonságok

A klasszikus cefeidák 4-20-szor nehezebbek, mint a Nap [11] , és 1000 és 50 000 közötti (több mint 200 000 a V810 Centauri esetében ) a napfény fényereje [12] . Ezek a csillagok az F6-K2 spektrális típusú fényes óriásokhoz vagy szuperóriásokhoz tartoznak. Egy objektum hőmérséklete és spektrális típusa változik, ahogy ingadozik. A sugarak több tízszer vagy százszor nagyobbak, mint a napé. A fényesebb cefeidák hidegebbek és nagyobbak, és hosszabb a pulzálási periódusuk. A pulzálás során nemcsak a hőmérséklet változik, hanem a sugár is (pl. hosszú periódusú autónál ~25%-kal ), ami akár két nagyságrendű fényerő-változáshoz vezet. Rövid hullámhosszon a fényerő változása kifejezettebb [13] .

A cefeidák pulzálhatnak alapmódban , első felhangban vagy kevert módban. Az első feletti felhangok lüktetései ritkák, de ezek is érdekesek [2] . A legtöbb klasszikus cefeidát alapmódban pulzálónak tekintik, bár a pulzálás típusát nehéz meghatározni a fénygörbe alakjából. A felhangban pulzáló csillagok világosabbak és nagyobbak, mint azok, amelyek alapmódban ugyanabban az időszakban pulzálnak [14] .

Amikor egy közepes tömegű csillag elhagyja a fősorozatot, nagyon gyorsan áthalad az instabilitási sávon, és a hidrogénrétegben ég el. Amikor a mag hélium égni kezd, a csillag kék hurkot húzhat , és ismét átlépheti az instabilitási sávot, először a magasabb hőmérséklet felé haladva, és amikor visszatér az aszimptotikus óriáság felé . A 8-12 M ⊙ vagy annál nagyobb tömegű csillagok megkezdik a hélium elégetését a magban, mielőtt elérnék a vörös óriás ágat, és vörös szuperóriásokká válnak, de kék hurkot is készíthetnek, amikor áthaladnak az instabilitási sávon. A kék hurkok időtartama és jelenléte nagymértékben függ a csillag tömegétől, fémességétől és héliumtartalmától. Egyes esetekben a csillag negyedszer vagy ötödször is áthaladhat az instabilitási sávon, amikor a hélium égni kezd a burokban. A cefeida pulzációs periódus változási sebessége, valamint a különböző kémiai vegyületek (spektrumból meghatározott) relatív bősége lehetővé teszi annak megértését, hogy a csillag mikor halad át az instabilitási sávon [15] .

A klasszikus cefeidák a B7-nél korábbi B spektrumosztályú fősorozatú csillagok , valószínűleg késői O osztályú csillagok, mielőtt kimerítenék a magjukban lévő hidrogént. A tömegesebb és forróbb csillagok fényesebbé válnak A cefeidák hosszabb periódussal, bár a galaxison belüli, közel napelemes fémességű csillagokról azt gondolják, hogy nagy tömeget veszítenek, mire elérik az instabilitási sávot, pulzációs periódusuk 50 nap. vagy kevesebb. Egy bizonyos érték felett, fémességtől függően 20-50 M⊙ tömegnél a vörös óriások az evolúció során visszamennek a kék szuperóriás szakaszba, és nem mennek át a kék hurok szakaszon, ugyanakkor viselkednek. mint az instabil sárga hiperóriások és a nem megfelelően pulzáló cefeidák. A nagyon nagy tömegű csillagok nem hűlnek le eléggé ahhoz, hogy elérjék az instabilitási sávot, és nem válnak cefeidákká. Alacsony fémesség esetén, például a Magellán-felhőkben, a csillagok nagyobb tömeget tudnak megtartani, és fényesebb, hosszabb pulzációs periódusú kefeidákká alakulhatnak [12] .

Fénygörbék

A Cepheid fénygörbe általában aszimmetrikus, a maximális fényerő gyorsan emelkedik, majd a fényerő lassan csökken a minimumra (például Delta Cephei). Ez a sugár és a hőmérséklet ingadozása közötti fáziskülönbségnek köszönhető, és az alapvető (alapvető) üzemmódban pulzáló objektumok jelének tekinthető, köztük az I. típusú cefeidák. Egyes esetekben a sima, pszeudo-szinuszos fénygörbe ugrással, a fény csökkenésének rövid távú lelassulásával, vagy akár a fény növekedésével jár, amiről úgy gondolják, hogy az alapmód és a második felhang közötti rezonancia következménye. Az ugrás leggyakrabban a körülbelül 6 napos csillagok fénygörbéjének csökkenő részén látható (például Eta Eagle ). Az időszak növekedésével az ugrás helye a maximumra tolódik el, és kétszeres maximumhoz, vagy az első maximumtól megkülönböztethetetlenséghez vezethet a körülbelül 10 napos periódusú csillagok esetében (például Zeta Gemini ). Hosszabb periódusban a fénygörbe felszálló ágán ugrás látható (pl. X Cygnus ), de 20 napnál hosszabb időszakokra a rezonancia megszűnik.

Kisebb számú klasszikus cefeidának szinte szinuszos fénygörbéje van. Ezeket s-cefeidáknak nevezik, és általában kisebb amplitúdójuk és rövidebb periódusuk van. Legtöbbjüket az első felhangú (pl . X Nyilas ) vagy magasabb felhangú kefeidáknak tekintik, bár néhány szokatlan csillag alapvető módban pulzál, de szinuszos fénygörbéjük is van (pl . S Chanterelles ). Feltételezhető, hogy az első felhangban pulzáló csillagok rövid periódusúak Galaxisunkban, bár alacsony fémesség esetén, mint például a Magellán-felhőkben, az időszak megnövekedhet. A Magellán-felhőkben gyakoribbak a magasabb felhangokban lüktető tárgyak és a két felhangban egyszerre pulzáló cefeidák is; általában kisebb amplitúdójúak és némileg szabálytalan fénygörbék. [2] [16]

Felfedezés

1784. szeptember 10-én Edward Pigott felfedezte az Eta Aquila csillag variabilitását, amely a klasszikus cefeida típus első ismert tagja. Ez a fajta változócsillag azonban Delta Cephei nevéhez fűződik, melynek változékonyságát egy hónappal később John Goodryk fedezte fel. [17] A Delta Cephei a periódus-fényesség kapcsolat kalibrálásának is fontos tárgya, mivel a csillagtól való távolság az egyik legmegbízhatóbb a kefeidák között, mivel a Delta Cephei egy csillaghalmazhoz tartozik, [18] [19] ill . a csillagnak pontos parallaxisai is vannak, Hubble és Hipparcos távcsővel mérve . [húsz]

Period-Luminosity Relationship

A klasszikus kefeidák fényereje közvetlenül összefügg pulzációs periódusukkal. Minél hosszabb a periódus, annál nagyobb a csillag fényereje. A klasszikus kefeidák periódus-fényesség kapcsolatát 1908-ban Henrietta Swan Leavitt fedezte fel a Magellán-felhőkben található változócsillagok ezreinek vizsgálata során. [21] Az így létrejött kapcsolatot 1912-ben publikálta [22] . A függőség kalibrálása után beállítható egy tetszőleges cefeida fényessége, ha ismert a pulzálási periódusa. A látszólagos fényességi adatokból ezután meghatározható a cefeidától való távolság. A luminozitás pulzációs periódustól való függőségét a huszadik század során számos csillagász kalibrálta, kezdve Einar Hertzsprungtól . [23] Az ilyen kalibrálás számos nehézséggel jár. Benedict és munkatársai megbízható kalibrálást végeztek 2007-ben a Hubble parallaxis adataiból 10 közeli klasszikus cefeidára vonatkozóan. [24] 2008-ban az ESO csillagászai 1%-on belül meghatározták a Cepheid RS Puppis távolságát a csillagot beágyazó ködből származó fényvisszhang adatok alapján. [25] Ezt a becslést azonban számos forrás vitatja. [26]

A következő összefüggést az I populáció cefeida P pulzációs periódusára és M v abszolút nagyságára vonatkozóan a Hubble Űrteleszkóp által a Naphoz legközelebbi 10 klasszikus cefeidára kapott trigonometrikus parallaxis adatokból származtattuk:

ahol P -t napokban mérik. [20] [24] A következő összefüggés is használható a klasszikus kefeidától való d távolság becslésére:

[24]

vagy

[27]

I és V a látszólagos csillagmagasság átlagos értéke a spektrum infravörös és látható részén.

Kis amplitúdójú cefeidák

A 0,5 magnitúdónál kisebb látszólagos amplitúdójú, közel szimmetrikus fénygörbékkel és rövid pulzációs periódusú klasszikus cefeidákat egy külön csoportba sorolják, amelyeket alacsony amplitúdójú kefeidáknak neveznek. Számukra a DCEPS in rövidítés bekerült a Változócsillagok Általános katalógusába , az ilyen csillagok periódusa általában nem haladja meg a 7 napot, bár a pontos határ még kérdéses. [28] Az s-Cepheid elnevezést a rövid pulzációs periódusú és alacsony fényamplitúdójú, szinuszos fénygörbével rendelkező kefeidákra használják. Úgy gondolják, hogy az ilyen tárgyak az első felhangban pulzálnak. Az instabilitási sáv piros széle közelében helyezkednek el. Egyes szerzők az s-cepheids kifejezést az alacsony amplitúdójú DCEP csillagok szinonimájaként használják, mások úgy vélik, hogy ez a megjelölés csak az első felhangban pulzáló csillagokra alkalmazható. [29] [30]

Az alacsony amplitúdójú cefeidák (DCEPS) közé tartozik a Polaris és az FF Aquila , bár mindkét objektum alapmódban is pulzálhat. Azok az objektumok, amelyek hullámzása az első felhangban szilárdan megalapozott, közé tartozik a Déli Kereszt BG és az Iránytűk BP . [31] [32]

Cefeida távolságbecslés bizonytalanságai

A cefeidáktól való távolság becslésénél a bizonytalanság fő típusai a különböző spektrális sávokban a fényesség periódustól való függésének tulajdonságai, a fémesség nullpontra gyakorolt ​​hatása és ennek a függésnek a meredeksége, a tárgyak fotometriai keverésének hatása, ill. változó (általában egy kevéssé ismert törvény szerint) abszorpció. Mindezeket a hatástípusokat széles körben tárgyalja a szakirodalom. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]

Ezen bizonytalanságok jelenléte miatt a cefeidákból kapott Hubble-állandó értékei 60 km/s/Mpc és 80 km/s/Mpc között változnak. [3] [4] [6] [7] [8] A Hubble-állandó meghatározásában előforduló hibák kiküszöbölése a csillagászat egyik legfontosabb feladata, hiszen a pontos értékből az Univerzum számos kozmológiai paramétere meghatározható. a Hubble állandó. [6] [8]

Példák

Egyes klasszikus cefeidák fényességi ingadozásait mutatják, amelyek több napos időskálán is láthatók, még szabad szemmel is. Ilyen objektumok közé tartozik a Delta Cephei (az északi égbolton), a Zeta Gemini és az Eta Eagle (könnyen megfigyelhető a trópusokon) és a Beta Southern Pisces (a déli égen).

Megnevezés (név) csillagkép Nyítás Maximális látszólagos magnitúdó (m V ) [42] Minimális látszólagos magnitúdó (m V ) [42] Időszak (nap) [42] Spektrális osztály jegyzet
ηAql Sas Edward Pigott , 1784 3 p.48 _ _ 4 p.39 _ _ 07.17664 F6 Ibv  
FF Aql Sas Charles Morse Huffer , 1927 5 m.18 _ _ 5 m,68 _ _ 04.47 F5Ia-F8Ia  
TT Aql Sas 6 p.46 _ _ 7 m,7 _ _ 13,7546 F6-G5  
U Aql Sas 6 p.08 _ _ 6 m,86 _ _ 07.02393 F5I-II-G1  
T Ant Szivattyú 5 p.00 _ 5 m,82 _ _ 05.898 G5 Valószínűleg van egy megfigyelhetetlen társa. Korábban azt hitték, hogy az objektum egy II. típusú kefeida [43]
RT Aur Auriga 5 p.00 _ 5 m,82 _ _ 03.73 F8Ibv  
l Autó Tőkesúly   3 p.28 _ _ 4 p.18 _ _ 35,53584 G5 Iab/Ib  
δCep Cepheus John Goodrick , 1784 3 p.48 _ _ 4 p.37 _ _ 05.36634 F5Ib-G2Ib távcsövön keresztül látható kettős csillag
AXE Cir Iránytű   5 m,65 _ _ 6 p.09 _ _ 05.273268 F2-G2II spektroszkópiai bináris, 5 M ⊙ tömegű , B6 spektrális típusú társával
B.P. Cir Iránytű   7 p.31 _ _ 7 m,71 _ _ 02.39810 F2/3II-F6 spektroszkópiai bináris, 4,7 M ⊙ tömegű , B6 spektrális típusú társával
BG Cru Déli kereszt   5 p.34 _ _ 5 m,58 _ _ 03.3428 F5Ib-G0p  
R Cru Déli kereszt   6 p.40 _ _ 7 p.23 _ _ 05.82575 F7Ib/II  
S cru Déli kereszt   6 m.22 _ _ 6 m,92 _ _ 04.68997 F6-G1Ib-II  
T Cru Déli kereszt   6 p.32 _ _ 6 m,83 _ _ 06.73331 F6-G2Ib  
X Cyg Hattyú   5 m,85 _ _ 6 p.91 _ _ 16,38633 G8Ib [44]  
SU Cyg Hattyú   6 p.44 _ _ 7 p.22 _ _ 03.84555 F2-G0I-II [45]  
β Dor Déli halak   3 p.46 _ _ 4 p.08 _ _ 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Gem Ikrek Johann Schmidt , 1825 3 m,62 _ _ 4 p.18 _ _ 10.15073 F7Ib - G3Ib  
V473 Lyr Lyra   5 m,99 _ _ 6 p.35 _ _ 01.49078 F6Ib-II  
R Mus Légy   5 m,93 _ _ 6 m,73 _ _ 07.51 F7Ib-G2  
S Mus Légy   5 m,89 _ _ 6 p.49 _ _ 09.66007 F6Ib-G0  
S Nor Négyzet   6 m.12 _ _ 6 m,77 _ _ 09.75411 F8-G0Ib az NGC 6087 klaszter legfényesebb tagja
QZ Nor Négyzet   8 p.71 _ _ 9 p.03 _ _ 03.786008 F6I az NGC 6067 nyílt fürt összetevője
V340 Nor Négyzet   8 p.26 _ _ 8 p.60 _ _ 11.2888 G0Ib az NGC 6067 nyílt fürt összetevője
V378 Nor Négyzet   6 p.21 _ _ 6 m.23 _ _ 03.5850 G8Ib  
B.F.Oph Ophiuchus   6 m,93 _ _ 7 m,71 _ _ 04.06775 F8-K2 [46]  
RS Pup zord   6 m.52 _ _ 7 m,67 _ _ 41,3876 F8Iab  
S Sge Nyíl John Ellard Gore , 1885 5 m.24 _ _ 6 p.04 _ _ 08.382086 [47] F6Ib-G5Ib  
U Sgr Nyilas (az M25 -ben )   6 p.28 _ _ 7 p.15 _ _ 06.74523 G1Ib [48]  
W Sgr Nyilas   4 p.29 _ _ 5 m.14 _ _ 07.59503 F4-G2Ib Optikai kettős γ 2 Sgr
X Sgr Nyilas   4 p.20 _ _ 4 p.90 _ _ 07.01283 F5-G2II
V636Sco Skorpió (csillagkép)   6 p.40 _ _ 6 m,92 _ _ 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
R Tra Déli háromszög   6 m.4 _ _ 6 m,9 _ _ 03.389 F7Ib/II [48]  
S Tra Déli háromszög   6 m.1 _ _ 6 m,8 _ _ 06.323 F6II-G2  
α UMi ( Polar Star ) Ursa Minor Einar Hertzsprung , 1911 1 p.86 _ _ 2 p.13 _ _ 03.9696 F8Ib vagy F8II  
AH Vel Vitorla   5 m,5 _ _ 5 m,89 _ _ 04.227171 F7Ib-II  
S Vul Rókagomba   8 p.69 _ _ 9 p.42 _ _ 68.464 G0-K2(M1)  
T Vul Rókagomba   5 m.41 _ _ 6 p.09 _ _ 04.435462 F5Ib-G0Ib  
U Vul Rókagomba   6 m,73 _ _ 7 p.54 _ _ 07.990676 F6Iab-G2  
SV Vul Rókagomba   6 m,72 _ _ 7 m,79 _ _ 44.993 F7Iab-K0Iab  

Jegyzetek

  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. Az optikai gravitációs lencsés kísérlet. Cefeidák a Magellán-felhőkben. IV. Cefeidák katalógusa a nagy Magellán-felhőből  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 1999. - 1. évf. 49 . - P. 223-317 . - . — 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. Az optikai gravitációs lencsék kísérlete. Az OGLE-III változócsillagok katalógusa. I. Klasszikus kefeidák a nagy Magellán-felhőben  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 2008. - Vol. 58 . - 163. o . — Iránykód . - 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, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M.G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. A Hubble Űrteleszkóp kulcsfontosságú projektjének végső eredményei a Hubble-állandó mérésére  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , sz. 1 . - 47-72 . o . - doi : 10.1086/320638 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. The expansion field: The value of H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : folyóirat. - 2008. - Vol. 15 , sz. 4 . - 289. o . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - Iránykód . - arXiv : 0806.3018 .
  5. ↑ 1 2 Majaess, DJ; Turner, főigazgatóság; Lane, DJ A galaxis jellemzői a kefeidák szerint  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398. sz . 1 . - 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
  6. ↑ 1 2 3 4 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.  A Hubble-konstans  // Astronomy and Astrophysics éves áttekintése : folyóirat. - 2010. - 20. évf. 48 . - P. 673-710 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . - Iránykód . - arXiv : 1004.1856 .
  7. ↑ 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, SM Az Ia típusú szupernóvák Hubble-állandója a lineáris és nemlineáris cefeida periódus-fényesség összefüggésekkel kalibrálva  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 642 , sz. 1 . -P.L29- L32 . - doi : 10.1086/504478 . - Iránykód . — 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. AIP konferencia anyaga: folyóirat. - 2009. - 1. évf. 1170 . - P. 23-25 ​​. - doi : 10.1063/1.3246452 . - Iránykód .
  9. ↑ Szabados, L. Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA  //  GAIA Spectroscopy: Science and Technology : Journal. - 2003. - 1. évf. 298 . - 237. o . - .
  10. ↑ Newman, JA; Zepf, SE; Davis, M.; Freedman, WL; Madore, BF; Stetson, PB; Silbermann, N.; Phelps, R. A cepheida távolság az NGC 4603-tól a Centaurusban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 523 , sz. 2 . — 506. o . - doi : 10.1086/307764 . - . - arXiv : astro-ph/9904368 .
  11. ↑ Turner, David G. A klasszikus cefeidváltozók elődei // A Kanadai Királyi Csillagászati ​​Társaság folyóirata. - 1996. - T. 90 . - S. 82 . — Iránykód .
  12. ↑ 1 2 3 Turner, DG A Tejút-kefeidák PL-kalibrációja és következményei a távolságskálára  //  Asztrofizika és űrtudomány : folyóirat. - 2010. - 20. évf. 326. sz . 2 . - P. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - Iránykód . - arXiv : 0912.4864 .
  13. ↑ Rodgers, A. W. A cefeida változók sugárvariációja és populációtípusa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 1957. - Vol. 117 . - 85-94 . o . - doi : 10.1093/mnras/117.1.85 . - Iránykód .
  14. ↑ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. A rövid periódusú galaktikus cefeidák pulzációs módú azonosításáról  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 552 , sz. 2 . — P.L141 . - doi : 10.1086/320344 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0103497 .
  15. ↑ Turner, főigazgatóság; Berdnikov, LN On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Chanterelles  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2004. - 20. évf. 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. Az optikai gravitációs lencsék kísérlete. Az OGLE-III változócsillagok katalógusa. VII. Klasszikus kefeidák a kis Magellán-felhőben  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 2010. - 20. évf. 60 , sz. 1 . — 17. o . — . - arXiv : 1003.4518 .
  17. ↑ Hoskin, M. Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars  //  Journal for the History of Astronomy  : folyóirat. - 1979. - 1. évf. 10 . - P. 23-41 . - doi : 10.1177/002182867901000103 . — Iránykód .
  18. ↑ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; DeBruijne, J. H. J.; Barna, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations  //  The Astronomical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117. sz . 1 . - P. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  19. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. Új bizonyítékok a Keystone Calibrator Delta Cephei klasztertagságának támogatására  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2012. - Vol. 747 , sz. 2 . - 145. o . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . - Iránykód . - 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.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, AJ Csillagászat a Hubble Űrteleszkóppal: A δ Cephei alapvető távolságkalibrátor parallaxisa  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124. sz . 3 . - 1695. o . - doi : 10.1086/342014 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0206214 .
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S. 1777 változók a Magellán-felhőkben // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — Iránykód .
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. 25 változócsillag időszaka a kis Magellán-felhőben  //  Harvard College Observatory Circular : Journal. - 1912. - 1. évf. 173 . — 1. o . — Iránykód .
  23. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus  (német)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1913. - Bd. 196 . — S. 201 . - Iránykód .
  24. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; lakoma, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. Hubble Űrteleszkóp finomirányító érzékelője A galaktikus cefeidák változócsillagainak parallaxisai: Period-Luminosity Relations  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133. sz . 4 . - 1810. o . - doi : 10.1086/511980 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0612465 .
  25. ↑ Kervella, P.; Merand, A.; Szabados, L.; Fouque, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2008. - Vol. 480 . - 167. o . - doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . - . - arXiv : 0802.1501 .
  26. ↑ Bond, H.E.; Sparks, WB A Cepheid RS Puppis mértani távolságának meghatározásáról fényvisszhangjából  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2009. - 1. évf. 495 , sz. 2 . - 371. o . - doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . - . - arXiv : 0811.2943 .
  27. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, keresztény; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minnity, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dékány, István; Saito, Roberto K. Új bizonyítékok támogatják a TW Nor tagságát a Lyngå 6-ban és a Centaurus spirálkarban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 741 , sz. 2 . — P.L27 . - doi : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . - Iránykód . - arXiv : 1110.0830 .
  28. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalog of Variable Stars (Samus+ 2007–2013) // VizieR Online Data Catalog: B/GCVS. Eredeti közzététel: 2009yCat....102025S. - 2009. - T. 1 . - Iránykód .
  29. ↑ Turner, főigazgatóság; Kovtyukh, VV; Szerencse, RE; Berdnikov, LN The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 772 , sz. 1 . — P.L10 . - doi : 10.1088/2041-8205/772/1/L10 . — Iránykód . - arXiv : 1306.1228 .
  30. ↑ Antonello, E.; Portetti, E.; Reduzzi, L. Az S-cefeidák elkülönítése a klasszikus cefeidáktól és az osztály új meghatározása  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1990. - 1. évf. 236 . - 138. o . - Iránykód .
  31. ↑ Usenko, I.A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, LN; Kravtsov, VV Cefeidák spektroszkópiai vizsgálata Circinusban (AV Cir, BP Cir) és Triangulum Australeban (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA  )  // Astronomy Letters  : Journal. - 2014. - Kt. 40 , sz. 12 . — 800. o . - doi : 10.1134/S1063773714110061 . - Iránykód .
  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 műhold: Contrast between pulsation modes  (angol)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 446 , sz. 4 . - 4008. o . - doi : 10.1093/mnras/stu2371 . - . - arXiv : 1411.1730 .
  33. ↑ Ünnep, M.W.; Catchpole, RM The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1997. - Vol. 286. sz . 1 . - P.L1-L5 . - doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 . - Iránykód .
  34. ↑ Stanek, KZ & Udalski, A. (1999), The Optical Gravitational Lensing Experiment. A keveredés hatásának vizsgálata a cefeidák távolsági skálájára a cefeidákkal a nagy Magellán-felhőben, arΧiv : astro-ph/9909346 . 
  35. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. Az optikai gravitációs lencsés kísérlet. Cefeidák a galaxisban IC1613: A periódus és a fényesség közötti kapcsolat nem függ a fémességtől  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 2001. - 20. évf. 51 . - 221. o . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0109446 .
  36. ↑ Macri, LM; Stanek, K.Z.; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ Új cefeida távolság az NGC 4258 Maser-gazdagalaxistól és következményei a Hubble-konstansra  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 652 , sz. 2 . - P. 1133-1149 . - doi : 10.1086/508530 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0608211 .
  37. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. Cefeidák a külső galaxisokban. I. A Maser-Host galaxis NGC 4258 és a periódus-fényesség és periódus-Wesenheit kapcsolatok fémességfüggése  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 684 , sz. 1 . - 102-117 . o . - doi : 10.1086/589965 . - Iránykód . - arXiv : 0805.1592 .
  38. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. II. típusú cefeidák mint extragalaktikus távolsági gyertyák  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 2009. - 1. évf. 59 , sz. 4 . - 403. o . - Iránykód . - arXiv : 0909.0181 .
  39. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. A cefeida periódus-fényesség kapcsolatának lejtőjéről  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 696 , sz. 2 . - P. 1498-1501 . - doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . - Iránykód . - arXiv : 0902.3747 .
  40. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Wood, PR A fémesség hatása a cefeidák magnitúdóira és az M33 távolságára  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 396. sz . 3 . - 43-47 . o . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x . - . - arXiv : 0903.4088 .
  41. ↑ Majaess, D. A Centaurus A kefeidái (NGC 5128) és a H0 következményei  //  Acta Astronomica : folyóirat. - 2010. - 20. évf. 60 , sz. 2 . — 121. o . — Iránykód . - arXiv : 1006.2458 .
  42. ↑ 1 2 3 Berdnikov, LN VizieR online adatkatalógus: Cefeidák fotoelektromos megfigyelései az UBV(RI)c-ben (Berdnikov, 2008  )  // VizieR On-line Data Catalog: II/285. Eredeti közzététel: 2008yCat.2285....0B : Journal. - 2008. - Vol. 2285 . — P. 0 . — Iránykód .
  43. ↑ Turner, főigazgatóság; Berdnikov, LN The nature of the Cepheid T Antliae  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2003. - 1. évf. 407 . — 325. o . - doi : 10.1051/0004-6361:20030835 . - .
  44. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulise; Zwitter, Tomaz. Különleges csillagok nagy felbontású, több korszakos spektrális atlasza, beleértve a RAVE, a GAIA és a HERMES hullámhossz-tartományokat  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 140 , sz. 6 . - 1758. o . - doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1758 . - Iránykód . - arXiv : 1009.5566 .
  45. ↑ Andrievszkij, SM; Szerencse, RE; Kovtyukh, VV A cefeidák alapvető paramétereinek fázisfüggő variációja. III. Periods between 3 and 6 Days  (angol)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 130 , sz. 4 . - 1880. o . - doi : 10.1086/444541 . - Iránykód .
  46. ↑ Kreiken, EA A különböző spektrumtípusú csillagok sűrűsége. 1 ábrával  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1953. - 1. évf. 32 . — 125. o . - Iránykód .
  47. ↑ Watson, Christopher. S Nyilak . AAVSO honlapja . American Association of Variable Star Observers (2010. január 4.). Letöltve: 2015. május 22. Az eredetiből archiválva : 2020. december 12.
  48. ↑ 1 2 Houk, N.; Cowley, AP University of Michigan A HD csillagok kétdimenziós spektrumtípusainak katalógusa. I. kötet. Eltérés -90_ -53_ƒ0  //  University of Michigan Catalog of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. I. kötet. Deklinációk -90_ -53_ƒ0 : napló. - 1975. - .

Linkek

 változó csillagok
Kitörő
Lüktető
forgó
Kataklizmikus
elhomályosító binárisok
Listák
Kategória: Változócsillagok