Классические цефеиды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звёзд в наложении на различные классы светимости.

Классические цефеиды (англ. classical Cepheids), цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.

Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации[1][2], что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами[3][4][5][6]. По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла[3][4][6][7][8]. Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики[5].

В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках;[9] телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 млн световых лет от нас[10].

Свойства

[править | править код]
Эволюционный трек звезды с массой 5M⊙, пересекающий полосу нестабильности в течение гелиевой вспышки

Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца[11], и обладают светимостями от 1000 до 50 000 (более 200 000 для V810 Центавра) светимостей Солнца[12]. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее[13].

Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес[2]. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом[14].

Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходит горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов. Звёзды с массами порядка и более 8-12M⊙ начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности. Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности[15].

Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеидами с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее. При массе выше определённого значения, 20-50 M⊙ в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации[12].

Кривые блеска

[править | править код]
Кривая блеска Дельты Цефея

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла). По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички). Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать. Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска[2][16].

Открытие

[править | править код]
Кривые блеска W Стрельца и Эты Орла

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц[17]. Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению[18][19], а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos[20].

Зависимость период-светимость

[править | править код]
Основная статья: Зависимость период — светимость
Зависимость период—светимость для цефеид

Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период—светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках[21]. Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году[22]. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды. Зависимость светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга[23]. Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид[24]. В 2008 году астрономы ESO с точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда[25]. Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников[26].

Следующее соотношение для периода пульсации P цефеиды I типа населения и её абсолютной звёздной величины Mv было получено на основе данных о тригонометрических параллаксах, полученных космическим телескопом Хаббл для 10 ближайших к Солнцу классических цефеид:

где P измеряется в днях. [20][24] Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:

[24]

или

[27]

I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в инфракрасной и видимой частях спектра.

Цефеиды малых амплитуд

[править | править код]

Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPS in в Общем каталоге переменных звёзд.Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом[28]. Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне[29][30]

Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля[31][32].

Неопределённости оценки расстояния до цефеид

[править | править код]

Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе[4][7][12][33][34][35][36][37][38][39][40][41].

Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк[3][4][6][7][8]. Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной[6][8].

Примеры

[править | править код]

Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).

Обозначение (название) Созвездие Открытие Максимальная видимая звёздная величина (mV)[42] Минимальная видимая звёздная величина (mV)[42] Период (сутки)[42] Спектральный класс Примечание
η Aql Орёл Эдуард Пиготт, 1784 3m.48 4m.39 07.17664 F6 Ibv  
FF Aql Орёл Чарльз Морс Хаффер, 1927 5m.18 5m.68 04.47 F5Ia-F8Ia  
TT Aql Орёл 6m.46 7m.7 13.7546 F6-G5  
U Aql Орёл 6m.08 6m.86 07.02393 F5I-II-G1  
T Ant Насос 5m.00 5m.82 05.898 G5 Вероятно, обладает ненаблюдаемым компаньоном. Ранее считалось, что объект является цефеидом II типа[43]
RT Aur Возничий 5m.00 5m.82 03.73 F8Ibv  
l Car Киль   3m.28 4m.18 35.53584 G5 Iab/Ib  
δ Cep Цефей Джон Гудрайк, 1784 3m.48 4m.37 05.36634 F5Ib-G2Ib двойная звезда, наблюдается в бинокль
AX Cir Циркуль   5m.65 6m.09 05.273268 F2-G2II спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 5 M⊙ спектрального класса B6
BP Cir Циркуль   7m.31 7m.71 02.39810 F2/3II-F6 спектроскопическая двойная, имеет компаньон массой 4.7 M⊙ спектрального класса B6
BG Cru Южный Крест   5m.34 5m.58 03.3428 F5Ib-G0p  
R Cru Южный Крест   6m.40 7m.23 05.82575 F7Ib/II  
S Cru Южный Крест   6m.22 6m.92 04.68997 F6-G1Ib-II  
T Cru Южный Крест   6m.32 6m.83 06.73331 F6-G2Ib  
X Cyg Лебедь   5m.85 6m.91 16.38633 G8Ib[44]  
SU Cyg Лебедь   6m.44 7m.22 03.84555 F2-G0I-II[45]  
β Dor Южная Рыба   3m.46 4m.08 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Gem Близнецы Иоганн Шмидт, 1825 3m.62 4m.18 10.15073 F7Ib to G3Ib  
V473 Lyr Лира   5m.99 6m.35 01.49078 F6Ib-II  
R Mus Муха   5m.93 6m.73 07.51 F7Ib-G2  
S Mus Муха   5m.89 6m.49 09.66007 F6Ib-G0  
S Nor Наугольник   6m.12 6m.77 09.75411 F8-G0Ib наиболее яркий представитель скопления NGC 6087
QZ Nor Наугольник   8m.71 9m.03 03.786008 F6I компонент рассеянного скопления NGC 6067
V340 Nor Наугольник   8m.26 8m.60 11.2888 G0Ib компонент рассеянного скопления NGC 6067
V378 Nor Наугольник   6m.21 6m.23 03.5850 G8Ib  
BF Oph Змееносец   6m.93 7m.71 04.06775 F8-K2[46]  
RS Pup Корма   6m.52 7m.67 41.3876 F8Iab  
S Sge Стрела Джон Эллард Гор, 1885 5m.24 6m.04 08.382086[47] F6Ib-G5Ib  
U Sgr Стрелец (in M25)   6m.28 7m.15 06.74523 G1Ib[48]  
W Sgr Стрелец   4m.29 5m.14 07.59503 F4-G2Ib Оптическая двойная с γ2 Sgr
X Sgr Стрелец   4m.20 4m.90 07.01283 F5-G2II
V636 Sco Скорпион (созвездие)   6m.40 6m.92 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
R TrA Южный Треугольник   6m.4 6m.9 03.389 F7Ib/II[48]  
S TrA Южный Треугольник   6m.1 6m.8 06.323 F6II-G2  
α UMi (Полярная звезда) Малая Медведица Эйнар Герцшпрунг, 1911 1m.86 2m.13 03.9696 F8Ib or F8II  
AH Vel Паруса   5m.5 5m.89 04.227171 F7Ib-II  
S Vul Лисичка   8m.69 9m.42 68.464 G0-K2(M1)  
T Vul Лисичка   5m.41 6m.09 04.435462 F5Ib-G0Ib  
U Vul Лисичка   6m.73 7m.54 07.990676 F6Iab-G2  
SV Vul Лисичка   6m.72 7m.79 44.993 F7Iab-K0Iab  

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 1999. — Vol. 49. — P. 223—317. — Bibcode: 1999AcA....49..223U. — arXiv:astro-ph/9908317.
  2. ↑ 1 2 3 Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 2008. — Vol. 58. — P. 163. — Bibcode: 2008AcA....58..163S. — 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. Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 553, no. 1. — P. 47—72. — doi:10.1086/320638. — Bibcode: 2001ApJ...553...47F. — arXiv:astro-ph/0012376.
  4. ↑ 1 2 3 4 Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. The expansion field: The value of H 0 (англ.) // The Astronomy and Astrophysics Review[англ.] : journal. — 2008. — Vol. 15, no. 4. — P. 289. — doi:10.1007/s00159-008-0012-y. — Bibcode: 2008A&ARv..15..289T. — arXiv:0806.3018.
  5. ↑ 1 2 Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. Characteristics of the Galaxy according to Cepheids (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 398, no. 1. — P. 263—270. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. — Bibcode: 2009MNRAS.398..263M. — arXiv:0903.4206.
  6. ↑ 1 2 3 4 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. The Hubble Constant (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.] : journal. — 2010. — Vol. 48. — P. 673—710. — doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. — Bibcode: 2010ARA&A..48..673F. — arXiv:1004.1856.
  7. ↑ 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, S. M. The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 642, no. 1. — P. L29—L32. — doi:10.1086/504478. — Bibcode: 2006ApJ...642L..29N. — 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 (англ.) // STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND OBSERVATION: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings : journal. — 2009. — Vol. 1170. — P. 23—25. — doi:10.1063/1.3246452. — Bibcode: 2009AIPC.1170...23M.
  9. ↑ Szabados, L. Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA (англ.) // GAIA Spectroscopy: Science and Technology : journal. — 2003. — Vol. 298. — P. 237. — Bibcode: 2003ASPC..298..237S.
  10. ↑ Newman, J. A.; Zepf, S. E.; Davis, M.; Freedman, W. L.; Madore, B. F.; Stetson, P. B.; Silbermann, N.; Phelps, R. A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 523, no. 2. — P. 506. — doi:10.1086/307764. — Bibcode: 1999ApJ...523..506N. — arXiv:astro-ph/9904368.
  11. ↑ Turner, David G. The Progenitors of Classical Cepheid Variables // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada[англ.]. — 1996. — Т. 90. — С. 82. — Bibcode: 1996JRASC..90...82T.
  12. ↑ 1 2 3 Turner, D. G. The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale (англ.) // Astrophysics and Space Science[англ.] : journal. — 2010. — Vol. 326, no. 2. — P. 219—231. — doi:10.1007/s10509-009-0258-5. — Bibcode: 2010Ap&SS.326..219T. — arXiv:0912.4864.
  13. ↑ Rodgers, A. W. Radius variation and population type of Cepheid variables (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1957. — Vol. 117. — P. 85—94. — doi:10.1093/mnras/117.1.85. — Bibcode: 1957MNRAS.117...85R.
  14. ↑ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 552, no. 2. — P. L141. — doi:10.1086/320344. — Bibcode: 2001ApJ...552L.141B. — arXiv:astro-ph/0103497.
  15. ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Лисички (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2004. — Vol. 423. — P. 335—340. — doi:10.1051/0004-6361:20040163. — Bibcode: 2004A&A...423..335T.
  16. ↑ Soszyñski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 2010. — Vol. 60, no. 1. — P. 17. — Bibcode: 2010AcA....60...17S. — arXiv:1003.4518.
  17. ↑ Hoskin, M. Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars (англ.) // Journal for the History of Astronomy : journal. — 1979. — Vol. 10. — P. 23—41. — doi:10.1177/002182867901000103. — Bibcode: 1979JHA....10...23H.
  18. ↑ De Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 117, no. 1. — P. 354—399. — doi:10.1086/300682. — Bibcode: 1999AJ....117..354D. — arXiv:astro-ph/9809227.
  19. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2012. — Vol. 747, no. 2. — P. 145. — doi:10.1088/0004-637X/747/2/145. — Bibcode: 2012ApJ...747..145M. — arXiv:1201.0993.
  20. ↑ 1 2 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. Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 3. — P. 1695. — doi:10.1086/342014. — Bibcode: 2002AJ....124.1695B. — arXiv:astro-ph/0206214.
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. — 1908. — Т. 60. — С. 87. — Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud (англ.) // Harvard College Observatory Circular : journal. — 1912. — Vol. 173. — P. 1. — Bibcode: 1912HarCi.173....1L.
  23. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus (нем.) // Astronomische Nachrichten : magazin. — Wiley-VCH, 1913. — Bd. 196. — S. 201. — Bibcode: 1913AN....196..201H.
  24. ↑ 1 2 3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L. Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 133, no. 4. — P. 1810. — doi:10.1086/511980. — Bibcode: 2007AJ....133.1810B. — arXiv:astro-ph/0612465.
  25. ↑ Kervella, P.; Mérand, A.; Szabados, L.; Fouqué, P.; Bersier, D.; Pompei, E.; Perrin, G. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2008. — Vol. 480. — P. 167. — doi:10.1051/0004-6361:20078961. — Bibcode: 2008A&A...480..167K. — arXiv:0802.1501. Архивировано 24 сентября 2019 года.
  26. ↑ Bond, H. E.; Sparks, W. B. On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — Vol. 495, no. 2. — P. 371. — doi:10.1051/0004-6361:200810280. — Bibcode: 2009A&A...495..371B. — arXiv:0811.2943.
  27. ↑ 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. New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 741, no. 2. — P. L27. — doi:10.1088/2041-8205/741/2/L27. — Bibcode: 2011ApJ...741L..27M. — arXiv:1110.0830.
  28. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013) // VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. — 2009. — Т. 1. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  29. ↑ Turner, D. G.; Kovtyukh, V. V.; Luck, R. E.; Berdnikov, L. N. The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2013. — Vol. 772, no. 1. — P. L10. — doi:10.1088/2041-8205/772/1/L10. — Bibcode: 2013ApJ...772L..10T. — arXiv:1306.1228.
  30. ↑ .Antonello, E.; Poretti, E.; Reduzzi, L. The separation of S-Cepheids from classical Cepheids and a new definition of the class (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1990. — Vol. 236. — P. 138. — Bibcode: 1990A&A...236..138A.
  31. ↑ Usenko, I. A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, L. N.; Kravtsov, V. V. Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA) (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2014. — Vol. 40, no. 12. — P. 800. — doi:10.1134/S1063773714110061. — Bibcode: 2014AstL...40..800U.
  32. ↑ Evans, N. R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, J. M.; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, J. F.; Guenther, D. B.; Moffat, A. F. J.; Rucinski, S. M.; Weiss, W. W. Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2015. — Vol. 446, no. 4. — P. 4008. — doi:10.1093/mnras/stu2371. — Bibcode: 2015MNRAS.446.4008E. — arXiv:1411.1730.
  33. ↑ Feast, M. W.; Catchpole, R. M. The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1997. — Vol. 286, no. 1. — P. L1—L5. — doi:10.1093/mnras/286.1.l1. — Bibcode: 1997MNRAS.286L...1F.
  34. ↑ 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". arXiv:astro-ph/9909346.
  35. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 2001. — Vol. 51. — P. 221. — Bibcode: 2001AcA....51..221U. — arXiv:astro-ph/0109446.
  36. ↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 652, no. 2. — P. 1133—1149. — doi:10.1086/508530. — Bibcode: 2006ApJ...652.1133M. — arXiv:astro-ph/0608211.
  37. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 684, no. 1. — P. 102—117. — doi:10.1086/589965. — Bibcode: 2008ApJ...684..102B. — arXiv:0805.1592.
  38. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 2009. — Vol. 59, no. 4. — P. 403. — Bibcode: 2009AcA....59..403M. — arXiv:0909.0181.
  39. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 696, no. 2. — P. 1498—1501. — doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498. — Bibcode: 2009ApJ...696.1498M. — arXiv:0902.3747.
  40. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2009. — Vol. 396, no. 3. — P. 43—47. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x. — Bibcode: 2009MNRAS.396.1287S. — arXiv:0903.4088.
  41. ↑ Majaess, D. The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0 (англ.) // Acta Astronomica[англ.] : journal. — 2010. — Vol. 60, no. 2. — P. 121. — Bibcode: 2010AcA....60..121M. — arXiv:1006.2458.
  42. ↑ 1 2 3 Berdnikov, L. N. VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: II/285. Originally Published in: 2008yCat.2285....0B : journal. — 2008. — Vol. 2285. — P. 0. — Bibcode: 2008yCat.2285....0B.
  43. ↑ Turner, D. G.; Berdnikov, L. N. The nature of the Cepheid T Antliae (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2003. — Vol. 407. — P. 325. — doi:10.1051/0004-6361:20030835. — Bibcode: 2003A&A...407..325T.
  44. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaž. A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA, and HERMES Wavelength Ranges (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 140, no. 6. — P. 1758. — doi:10.1088/0004-6256/140/6/1758. — Bibcode: 2010AJ....140.1758T. — arXiv:1009.5566.
  45. ↑ Andrievsky, S. M.; Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V. Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 130, no. 4. — P. 1880. — doi:10.1086/444541. — Bibcode: 2005AJ....130.1880A.
  46. ↑ Kreiken, E. A. The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1953. — Vol. 32. — P. 125. — Bibcode: 1953ZA.....32..125K.
  47. ↑ Watson, Christopher. S Стрелы. AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers (4 января 2010). Дата обращения: 22 мая 2015. Архивировано 12 декабря 2020 года.
  48. ↑ 1 2 Houk, N.; Cowley, A. P. University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0 (англ.) // University of Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0 : journal. — 1975. — Bibcode: 1975mcts.book.....H.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Классические_цефеиды&oldid=137933957