Klasické cefeidy

Klasické cefeidy ( anglicky  classic Cepheids ), Cefeidy I. typu populace , Cefeidy I. typu , Cefeidy typu Delta Cephei  jsou typem proměnných hvězd ( Cefeidy ). Patří k prvnímu typu populace galaxií, vykazují známky pravidelných radiálních pulsací s periodami od několika dnů do několika týdnů s amplitudou jasu od několika desetin magnitudy do 2 magnitud.

Byl nalezen jasný vztah mezi svítivostí klasické cefeidy a periodou její pulsace, [1] [2] , což umožňuje používat cefeidy jako standardní svíčky k určení měřítka vzdáleností v Galaxii i mimo ni. [3] [4] [5] [6] Podle pozorování klasických cefeid na Hubbleově dalekohledu bylo možné zpřesnit konstantu v Hubbleově zákoně . [3] [4] [6] [7] [8] Informace o klasických cefeidách se také používají k určení charakteristik Mléčné dráhy, jako je spirální struktura nebo výška Slunce nad rovinou Galaxie . [5]

V Mléčné dráze je známo asi 800 cefeid a očekávaný celkový počet je 6000. V Magellanových oblacích je známo několik tisíc dalších cefeid . Podobné objekty byly také nalezeny v jiných galaxiích; [9] Hubbleův vesmírný dalekohled jich objevil několik v galaxii NGC 4603 , vzdálené 100 milionů světelných let . [deset]

Vlastnosti

Klasické cefeidy jsou 4–20krát těžší než Slunce [11] a mají svítivost v rozmezí 1000 až 50 000 (více než 200 000 u V810 Centauri ) sluneční svítivosti [12] . Tyto hvězdy patří k jasným obrům nebo supergiantům nízké svítivosti spektrálního typu F6 - K2. Teplota a spektrální typ objektu se mění, jak kolísá. Poloměry jsou několik desítek nebo stovekkrát větší než sluneční. Jasnější cefeidy jsou chladnější a větší a mají také delší periody pulsací. V průběhu pulsací se mění nejen teplota, ale i poloměr (např. o ~25 % pro dlouhodobou l Car ), což vede ke změně jasnosti až o dvě magnitudy. Na krátkých vlnových délkách je změna jasu výraznější [13] .

Cefeidy mohou pulzovat v základním režimu , prvním podtónu nebo smíšeném režimu. Pulsace v podtónech nad první jsou vzácné, ale jsou také zajímavé [2] . Většina klasických cefeid je považována za pulsující v základním režimu, ačkoli typ pulsace je obtížné určit z tvaru světelné křivky. Hvězdy, které pulsují v podtónu, jsou jasnější a větší než ty, které pulsují v základním módu se stejnou periodou [14] .

Když hvězda střední hmotnosti opustí hlavní posloupnost, velmi rychle překročí pás nestability a shoří ve vrstvě vodíku. Když začne helium v ​​jádru hořet, hvězda může nakreslit modrou smyčku a znovu překročit pás nestability, poprvé, když se pohybuje směrem k vyšším teplotám a když se vrací směrem k asymptotické obří větvi . Hvězdy s hmotností řádově 8-12 M ⊙ nebo více začínají proces spalování hélia v jádře před dosažením větve červeného obra a stávají se červenými veleobry, ale mohou také vytvořit modrou smyčku, když procházejí pásem nestability. Trvání a přítomnost modrých smyček velmi závisí na hmotnosti, metalicitě a obsahu hélia ve hvězdě. V některých případech může hvězda překročit pás nestability počtvrté nebo pátý, když začne hořet helium v ​​obálce. Rychlost změny periody pulsace cefeid a také relativní množství různých chemických sloučenin (určené ze spektra) umožňuje pochopit, v jakém čase hvězda prochází pásem nestability [15] .

Klasické cefeidy jsou hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy B starší než B7, pravděpodobně pozdní hvězdy třídy O, než vyčerpají vodík ve svém jádru. Masivnější a teplejší hvězdy se stávají jasnějšími cefeidami s delší periodou, ačkoli se předpokládá, že mladé hvězdy v galaxii s metalicitou blízkou slunečnímu záření ztratí velké množství hmoty, než dosáhnou pásu nestability, přičemž jejich pulzační periody jsou 50 dní. nebo méně. Při hmotnosti nad určitou hodnotu, 20-50 M ⊙ v závislosti na metalicitě, se červení obři v průběhu evoluce vrátí do stádia modrého veleobra a neprojdou stádiem modré smyčky, ale zároveň se budou chovat jako nestabilní žlutí hypergianti a nesprávně pulzující cefeidy. Velmi hmotné hvězdy se dostatečně neochladí, aby dosáhly pruhu nestability, a nemění se v cefeidy. Při nízké metalicitě, například v Magellanových oblacích, si hvězdy mohou udržet více hmoty a proměnit se v jasnější cefeidy s delší periodou pulsací [12] .

Světelné křivky

Světelná křivka cefeid je obvykle asymetrická, s rychlým nárůstem na maximální jas následovaný pomalým poklesem jasu na minimum (jako například Delta Cephei). To je způsobeno fázovým rozdílem mezi změnami poloměru a teploty a považuje se to za znak objektů pulzujících v základním (základním) režimu, mezi které patří cefeidy typu I. V některých případech má hladká pseudo-sinusová světelná křivka skok, krátkodobé zpomalení rozpadu světla nebo dokonce nárůst světla, což je považováno za důsledek rezonance mezi základním režimem a druhým podtónem. Nejčastěji je skok vidět na sestupné části světelné křivky u hvězd s periodou kolem 6 dnů (například Eta Eagle ). Se zvyšující se periodou se umístění skoku posouvá k maximu a může vést k dvojnásobnému maximu neboli k nerozeznání od prvního maxima u hvězd s periodou kolem 10 dnů (například Zeta Gemini ). Při delších obdobích je vidět skok na vzestupné větvi světelné křivky (např. X Cygnus ), ale po dobu delší než 20 dní rezonance mizí.

Menší počet klasických cefeid má téměř sinusovou světelnou křivku. Říká se jim s-cefeidy a mají obvykle menší amplitudy a kratší periody. Většina z nich je považována za cefeidy prvního podtónu (např. X Sagittarius ) nebo vyšších podtónů, ačkoli se zdá, že některé neobvyklé hvězdy pulzují v základním režimu, ale mají také sinusovou světelnou křivku (např . S ​​Lišky ). Předpokládá se, že hvězdy pulzující v prvním podtónu mají v naší Galaxii krátké periody, i když při nízké metalicitě, jako v Magellanových oblacích, se perioda může prodlužovat. Objekty pulzující ve vyšších tónech a cefeidy pulzující ve dvou tónech najednou jsou také běžnější v Magellanových oblacích; mají obvykle menší amplitudy a poněkud nepravidelné světelné křivky. [2] [16]

Objev

10. září 1784 objevil Edward Pigott proměnlivost hvězdy Eta Aquila , prvního známého člena klasického typu cefeid. Tento typ proměnných hvězd je však pojmenován po Deltě Cephei, jejíž proměnlivost o měsíc později objevil John Goodryk . [17] Delta Cephei je také důležitým objektem pro kalibraci vztahu perioda-svítivost, protože vzdálenost k této hvězdě je jedna z nejspolehlivějších ze všech cefeid, protože Delta Cephei patří do hvězdokupy, [18] [19] a tam jsou také přesné paralaxy pro hvězdu, měřený s Hubble a Hipparcos dalekohledy . [dvacet]

Vztah mezi obdobím a svítivostí

Svítivost klasických cefeid přímo souvisí s dobou jejich pulsace. Čím delší perioda, tím větší svítivost hvězdy. Vztah mezi periodou a svítivostí pro klasické cefeidy objevila v roce 1908 Henrietta Swan Leavittová jako součást studia tisíců proměnných hvězd v Magellanových oblacích. [21] Výsledný vztah zveřejnila v roce 1912 [22] . Po kalibraci závislosti lze nastavit svítivost libovolné cefeidy, pokud je známa doba její pulsace. Vzdálenost ke cefeidě pak lze určit z údajů zdánlivé jasnosti. Závislost svítivosti na periodě pulsace byla kalibrována mnoha astronomy v průběhu dvacátého století, počínaje Einarem Hertzsprungem . [23] Taková kalibrace je spojena s řadou obtíží. Spolehlivou kalibraci získali Benedict et al. v roce 2007 z dat Hubbleovy paralaxy pro 10 blízkých klasických cefeid. [24] V roce 2008 astronomové ESO určili vzdálenost k Cepheid RS Puppis s přesností na 1 % pomocí dat světelného echa z mlhoviny, ve které je hvězda zapuštěna. [25] Tento odhad však řada zdrojů zpochybňuje. [26]

Následující vztah pro periodu pulsace P populace I cefeid a její absolutní velikost Mv byl odvozen z trigonometrických dat paralaxy získaných Hubbleovým vesmírným dalekohledem pro 10 klasických cefeid nejblíže Slunci:

kde P se měří ve dnech. [20] [24] K odhadu vzdálenosti d od klasické cefeidy lze také použít následující vztah :

[24]

nebo

[27]

I a V jsou průměrné hodnoty zdánlivé hvězdné velikosti v infračervené a viditelné části spektra.

Cefeidy malých amplitud

Klasické cefeidy se zdánlivými amplitudovými amplitudami menšími než 0,5 magnitudy, téměř symetrickými světelnými křivkami a krátkými periodami pulsací jsou klasifikovány do samostatné skupiny nazývané cefeidy s nízkou amplitudou. Pro ně byla do Všeobecného katalogu proměnných hvězd zavedena zkratka DCEPS v. Obvyklá doba trvání takových hvězd nepřesahuje 7 dní, i když o přesné hranici se stále pochybuje. [28] Označení s-Cepheid se používá pro cefeidy s krátkou periodou pulsace a nízkou amplitudou světla se sinusovou světelnou křivkou. Předpokládá se, že takové předměty pulzují v prvním podtónu. Jsou umístěny poblíž červeného okraje pásu nestability. Někteří autoři používají termín s-cefeidy jako synonymum pro hvězdy DCEP s nízkou amplitudou, jiní se domnívají, že toto označení lze použít pouze pro hvězdy, které pulzují v prvním podtónu. [29] [30]

Cefeidy s nízkou amplitudou (DCEPS) zahrnují Polaris a FF Aquila , ačkoli oba objekty mohou pulzovat také v základním režimu. Mezi objekty, jejichž vlnění v prvním podtónu je pevně stanoveno, patří BG jižního kříže a BP kompasu . [31] [32]

Nejistoty odhadu vzdálenosti cefeid

Hlavními typy nejistot při odhadu vzdálenosti ke cefeidám jsou vlastnosti závislosti svítivosti na periodě v různých spektrálních pásmech, vliv metalicity na nulový bod a sklon této závislosti, vliv fotometrického míchání objektů a měnící se (obvykle podle málo známého zákona) absorpce. Všechny tyto typy účinků jsou široce diskutovány v literatuře. [4] [7] [12] [33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]

Kvůli přítomnosti těchto nejistot se hodnoty Hubbleovy konstanty získané z cefeid pohybují od 60 km/s/Mpc do 80 km/s/Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Odstranění chyb při určování Hubbleovy konstanty je jedním z nejdůležitějších úkolů astronomie, neboť z přesné hodnoty lze určit řadu kosmologických parametrů vesmíru. Hubbleova konstanta. [6] [8]

Příklady

Některé klasické cefeidy vykazují variace jasu, které lze vidět na časových škálách několika dnů, dokonce i pouhým okem. Mezi takové objekty patří Delta Cephei (na severní obloze), Zeta Gemini a Eta Eagle (snadno pozorovatelné v tropech) a Beta Southern Pisces (na jižní obloze).

Označení (jméno) Souhvězdí Otevírací Maximální zdánlivá velikost (m V ) [42] Minimální zdánlivá velikost (m V ) [42] Období (den) [42] Spektrální třída Poznámka
ηAql Orel Edward Pigott , 1784 3 m,48 _ _ 4 m,39 _ _ 07,17664 F6 Ibv  
FF Aql Orel Charles Morse Huffer , 1927 5m,18 _ _ 5 m,68 _ _ 04:47 F5Ia-F8Ia  
TT Aql Orel 6 m,46 _ _ 7m,7 _ _ 13,7546 F6-G5  
U Aql Orel 6m,08 _ _ 6 m,86 _ _ 07,02393 F5I-II-G1  
T Ant Čerpadlo 5 m,00 _ 5 m,82 _ _ 05,898 G5 Možná má nepozorovatelného společníka. Dříve se předpokládalo, že objekt je cefeid typu II [43]
RT Aur Auriga 5 m,00 _ 5 m,82 _ _ 03,73 F8Ibv  
l Auto Kýl   3 m,28 _ _ 4m,18 _ _ 35,53584 G5 lab/Ib  
δCep Cepheus John Goodrick , 1784 3 m,48 _ _ 4 m,37 _ _ 05,36634 F5Ib-G2Ib dvojitá hvězda viděná dalekohledem
AX Cir Kompas   5 m,65 _ _ 6 m,09 _ _ 05,273268 F2-G2II spektroskopická dvojhvězda, má společníka o hmotnosti 5 M ⊙ spektrálního typu B6
B.P. Cir Kompas   7m,31 _ _ 7 m,71 _ _ 02,39810 F2/3II-F6 spektroskopická dvojhvězda, má společníka o hmotnosti 4,7 M ⊙ spektrálního typu B6
BG Cru Jižní kříž   5 m,34 _ _ 5 m,58 _ _ 03,3428 F5Ib-G0p  
R Cru Jižní kříž   6 m,40 _ _ 7m,23 _ _ 05,82575 F7Ib/II  
S cru Jižní kříž   6m,22 _ _ 6 m,92 _ _ 04,68997 F6-G1Ib-II  
T Cru Jižní kříž   6m,32 _ _ 6 m,83 _ _ 06,73331 F6-G2Ib  
X Cyg Labuť   5 m,85 _ _ 6 m,91 _ _ 16,38633 G8Ib [44]  
SU Cyg Labuť   6m,44 _ _ 7m,22 _ _ 03,84555 F2-G0I-II [45]  
β Dor Jižní ryba   3 m,46 _ _ 4m,08 _ _ 09,8426 F4-G4Ia-II  
ζ Gem Dvojčata Johann Schmidt , 1825 3 m,62 _ _ 4m,18 _ _ 10,15073 F7Ib až G3Ib  
V473 Lyr Lyra   5 m,99 _ _ 6 m,35 _ _ 01,49078 F6Ib-II  
R Mus Létat   5 m,93 _ _ 6 m,73 _ _ 07.51 F7Ib-G2  
S Mus Létat   5 m,89 _ _ 6 m,49 _ _ 09.66007 F6Ib-G0  
S Nor Náměstí   6m.12 _ _ 6 m,77 _ _ 09,75411 F8-G0Ib nejjasnější člen kupy NGC 6087
QZ Nor Náměstí   8m,71 _ _ 9m,03 _ _ 03,786008 F6I součást otevřené hvězdokupy NGC 6067
V340 Nor Náměstí   8m,26 _ _ 8 m,60 _ _ 11,2888 G0Ib součást otevřené hvězdokupy NGC 6067
V378 Nor Náměstí   6m,21 _ _ 6m,23 _ _ 03,5850 G8Ib  
B.F.Oph Ophiuchus   6 m,93 _ _ 7 m,71 _ _ 04,06775 F8-K2 [46]  
RS Pup Záď   6m,52 _ _ 7 m,67 _ _ 41,3876 F8Iab  
S Sge Šipka John Ellard Gore , 1885 5m,24 _ _ 6m,04 _ _ 08,382086 [47] F6Ib-G5Ib  
U Sgr Střelec (v M25 )   6m,28 _ _ 7m,15 _ _ 06,74523 G1Ib [48]  
W Sgr Střelec   4m,29 _ _ 5m.14 _ _ 07,59503 F4-G2Ib Optický dvojitý s γ 2 Sgr
X Sgr Střelec   4 m,20 _ _ 4 m,90 _ _ 07.01283 F5-G2II
V636Sco Štír (souhvězdí)   6 m,40 _ _ 6 m,92 _ _ 06,79671 F7/8Ib/II-G5  
R Tra Jižní trojúhelník   6m.4 _ _ 6m,9 _ _ 03,389 F7Ib/II [48]  
S Tra Jižní trojúhelník   6m.1 _ _ 6m,8 _ _ 06,323 F6II-G2  
α UMi ( Polar Star ) Malý medvěd Einar Hertzsprung , 1911 1 m,86 _ _ 2m,13 _ _ 03,9696 F8Ib nebo F8II  
AH Vel Plachta   5m,5 _ _ 5 m,89 _ _ 04,227171 F7Ib-II  
S Vul Liška obecná   8 m,69 _ _ 9m,42 _ _ 68,464 G0-K2(M1)  
T Vul Liška obecná   5 m,41 _ _ 6 m,09 _ _ 04,435462 F5Ib-G0Ib  
U Vul Liška obecná   6 m,73 _ _ 7 m,54 _ _ 07,990676 F6Iab-G2  
SV Vul Liška obecná   6m,72 _ _ 7 m,79 _ _ 44,993 F7Iab-K0Iab  

Poznámky

  1. ↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cefeidy v Magellanových oblacích. IV. Katalog cefeid z Velkého Magellanova mračna  //  Acta Astronomica : deník. - 1999. - Sv. 49 . - str. 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. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. I. Klasické cefeidy ve velkém Magellanově oblaku  //  Acta Astronomica : deník. - 2008. - Sv. 58 . — S. 163 . — . - 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, Holandsko C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M.G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. Konečné výsledky z klíčového projektu Hubble Space Telescope k měření Hubbleovy konstanty  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 553 , č.p. 1 . - str. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. Expanzní pole: Hodnota H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : deník. - 2008. - Sv. 15 , č. 4 . — S. 289 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
  5. ↑ 1 2 Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Charakteristika galaxie podle cefeid  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 , č.p. 1 . - S. 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.  The Hubble Constant  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2010. - Sv. 48 . - str. 673-710 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . - . - arXiv : 1004.1856 .
  7. ↑ 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, SM Hubbleova konstanta ze supernov typu Ia kalibrovaná s lineárními a nelineárními vztahy mezi periodou cefeid a svítivostí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 642 , č.p. 1 . - P.L29-L32 . - doi : 10.1086/504478 . - . — 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  //  STELAR PULSATION: VÝZVY PRO TEORII A POZOROVÁNÍ: Sborník příspěvků z mezinárodní konference. AIP Conference Proceedings: journal. - 2009. - Sv. 1170 . - str. 23-25 ​​. - doi : 10.1063/1.3246452 . - .
  9. ↑ Szabados, L. Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA  //  GAIA Spectroscopy: Science and Technology : journal. - 2003. - Sv. 298 . — S. 237 . - .
  10. ↑ Newman, JA; Zepf, SE; Davis, M.; Freedman, WL; Madore, BF; Stetson, PB; Silbermann, N.; Phelps, R. A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 523 , č.p. 2 . — S. 506 . - doi : 10.1086/307764 . - . - arXiv : astro-ph/9904368 .
  11. ↑ Turner, David G. The Progenitors of Classical Cepheid Variables // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. - 1996. - T. 90 . - S. 82 . — .
  12. ↑ 1 2 3 Turner, DG Kalibrace PL pro cefeidy Mléčné dráhy a její důsledky pro stupnici vzdáleností  //  Astrofyzika a vesmírná věda : deník. - 2010. - Sv. 326 , č.p. 2 . - str. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - . - arXiv : 0912.4864 .
  13. ↑ Rodgers, A. W. Variace poloměru a typ populace proměnných cefeid  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1957. - Sv. 117 . - str. 85-94 . - doi : 10.1093/mnras/117.1.85 . - .
  14. ↑ Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P. On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 552 , č.p. 2 . — P.L141 . - doi : 10.1086/320344 . - . — arXiv : astro-ph/0103497 .
  15. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN O režimu křížení dlouhoperiodických Cepheid SV Lišky  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2004. - Sv. 423 . - str. 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. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. VII. Klasické cefeidy v malém Magellanově oblaku  //  Acta Astronomica : deník. - 2010. - Sv. 60 , č. 1 . — Str. 17 . — . - arXiv : 1003.4518 .
  17. ↑ Hoskin, M. Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars  //  Journal for the History of Astronomy  : journal. - 1979. - Sv. 10 . - str. 23-41 . - doi : 10.1177/002182867901000103 . — .
  18. ↑ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; DeBruijne, J.H.J.; Brown, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census blízkých OB asociací  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 117 , č. 1 . - str. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  19. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. Členství v klastru podporující nové důkazy pro kalibrátor Keystone Delta Cephei  //  The Astrophysical Journal  : časopis. - IOP Publishing , 2012. - Sv. 747 , č.p. 2 . - str. 145 . - doi : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . - . - 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.; Příběh, D.; Whipple, A. L.; Bradley, AJ Astrometry with the Hubble Space Telescope: Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 124 , č. 3 . - str. 1695 . - doi : 10.1086/342014 . - . - arXiv : astro-ph/0206214 .
  21. ↑ Leavitt, Henrietta S. 1777 variables in the Magellanic Clouds // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — .
  22. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. Období 25 proměnných hvězd v malém Magellanově mračnu  //  Harvard College Observatory Circular: journal. - 1912. - Sv. 173 . — P. 1 . — .
  23. ↑ Hertzsprung, Ejnar. Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus  (německy)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1913. - Bd. 196 . — S. 201 . - .
  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. Hubbleův vesmírný teleskop Jemné navádění senzorové paralaxy proměnných hvězd galaktických cefeid: Vztahy mezi periodou a svítivostí  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 133 , č. 4 . - str. 1810 . - doi : 10.1086/511980 . - . — arXiv : astro-ph/0612465 .
  25. ↑ Kervella, P.; Merand, A.; Szabados, L.; Fouque, P.; Bersier, D.; Pompeje, E.; Perrin, G. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2008. - Sv. 480 . - str. 167 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . - . - arXiv : 0802.1501 .
  26. ↑ Bond, H.E.; Sparks, WB O určování geometrické vzdálenosti k Cepheid RS Puppis od jejích světelných ozvěn  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Sv. 495 , č.p. 2 . — S. 371 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . - . - arXiv : 0811.2943 .
  27. ↑ Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, křesťan; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minnity, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Filip; Borisová, Jura; Kurtev, Radostn; Děkany, Ištván; Saito, Roberto K. Nové důkazy podporující členství pro TW Nor v Lyngå 6 a Kentaurus Spiral Arm  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 741 , č.p. 2 . — P.L27 . - doi : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . - . - arXiv : 1110.0830 .
  28. ↑ Samus, N.N.; Durlevich, O. V. a kol. Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus+ 2007–2013) // Online katalog dat VizieR: B/GCVS. Původně vydáno v: 2009yCat....102025S. - 2009. - T. 1 . - .
  29. ↑ Turner, DG; Kovtyukh, VV; Štěstí, RE; Berdnikov, LN Pulzační režim a vzdálenost cefeidy FF Aquilae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Sv. 772 , č.p. 1 . — P.L10 . - doi : 10.1088/2041-8205/772/1/L10 . — . - arXiv : 1306.1228 .
  30. ↑ Antonello, E.; Portetti, E.; Reduzzi, L. Oddělení S-cefeid od klasických cefeid a nová definice třídy  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1990. - Sv. 236 . - str. 138 . - .
  31. ↑ Usenko, I.A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, LN; Kravtsov, VV Spektroskopické studie cefeid v Circinu (AV Cir, BP Cir) a Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA  )  // Astronomy Letters  : journal. - 2014. - Sv. 40 , č. 12 . — S. 800 . - doi : 10.1134/S1063773714110061 . - .
  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 Pozorování cefeid s družicí MOST: Kontrast mezi režimy pulsace  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 446 , č.p. 4 . — S. 4008 . - doi : 10.1093/mnras/stu2371 . - . - arXiv : 1411,1730 .
  33. ↑ Svátek, M.W.; Catchpole, RM Období cefeid - nulový bod svítivosti z trigonometrických paralax HIPPARCOS  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1997. - Sv. 286 , č.p. 1 . - P.L1-L5 . - doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 . - .
  34. ↑ Stanek, KZ & Udalski, A. (1999), The Optical Gravitational Lensing Experiment. Zkoumání vlivu míšení na stupnici vzdálenosti cefeid s cefeidami ve velkém Magellanově mračnu, arΧiv : 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. Cefeidy v Galaxii IC1613: Žádná závislost vztahu mezi obdobím a svítivostí na metalicitě  //  Acta Astronomica : deník. - 2001. - Sv. 51 . — S. 221 . - . - arXiv : astro-ph/0109446 .
  36. ↑ Macri, LM; Staněk, K.Z.; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ Nová vzdálenost cefeid k hostitelské galaxii Maser NGC 4258 a její důsledky pro Hubbleovu konstantu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 652 , č.p. 2 . - S. 1133-1149 . - doi : 10.1086/508530 . - . — arXiv : astro-ph/0608211 .
  37. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. Cefeidy ve vnějších galaxiích. I. Galaxie Maser-Hostitel NGC 4258 a závislost mezi periodou a svítivostí a vztahy mezi periodou a Wesenheitem  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Sv. 684 , č.p. 1 . - str. 102-117 . - doi : 10.1086/589965 . - . - arXiv : 0805.1592 .
  38. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. Cefeidy typu II jako svíčky na extragalaktické vzdálenosti  //  Acta Astronomica : deník. - 2009. - Sv. 59 , č. 4 . — S. 403 . - . - arXiv : 0909.0181 .
  39. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. Vztah mezi sklonem mezi obdobím cefeid a svítivostí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Sv. 696 , č.p. 2 . - S. 1498-1501 . - doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . - . - arXiv : 0902.3747 .
  40. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Wood, PR Vliv metalicity na velikosti cefeid a vzdálenost k M33  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 396 , č.p. 3 . - str. 43-47 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x . - . - arXiv : 0903.4088 .
  41. ↑ Majaess, D. Cefeidy Kentaura A (NGC 5128) a důsledky pro H0  //  Acta Astronomica : deník. - 2010. - Sv. 60 , č. 2 . — S. 121 . — . - arXiv : 1006.2458 .
  42. ↑ 1 2 3 Berdnikov, LN VizieR Online katalog dat: Fotoelektrická pozorování cefeid v UBV(RI)c (Berdnikov, 2008  )  // VezieR Online katalog dat: II/285. Původně vydáno v: 2008yCat.2285....0B : journal. - 2008. - Sv. 2285 . — P. 0 . — .
  43. ↑ Turner, DG; Berdnikov, LN Povaha cepheid T Antliae  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2003. - Sv. 407 . — S. 325 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030835 . - .
  44. ↑ Tomasella, Lina; Munari, Ulise; Zwitter, Tomáš. Spektrální atlas zvláštních hvězd s vysokým rozlišením a mnoha epochami včetně rozsahů vlnových délek RAVE, GAIA a HERMES  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 140 , č. 6 . — S. 1758 . - doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1758 . - . - arXiv : 1009,5566 .
  45. ↑ Andrievsky, SM; Štěstí, RE; Kovtyukh, VV Fázově závislá variace základních parametrů cefeid. III. Období mezi 3 a 6 dny  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 130 , č. 4 . — S. 1880 . - doi : 10.1086/444541 . - .
  46. ↑ Kreiken, EA Hustota hvězd různých spektrálních typů. S 1 postavou  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - 1953. - Sv. 32 . — S. 125 . - .
  47. ↑ Watson, Christopher. S Šipky . webové stránky AAVSO . Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd (4. ledna 2010). Staženo 22. 5. 2015. Archivováno z originálu 12. 12. 2020.
  48. ↑ 1 2 Houk, N.; Cowley, AP University of Michigan Katalog dvourozměrných spektrálních typů pro HD hvězdy. Svazek I. Deklinace -90_ až -53_ƒ0  //  Katalog dvourozměrných spektrálních typů pro HD hvězdy University of Michigan. Svazek I. Deklinace -90_ až -53_ƒ0 : časopis. - 1975. - .

Odkazy

 proměnné hvězdy
Sopečný
Pulzující
rotující
Kataklyzmatické
zákrytové dvojhvězdy
Seznamy
Kategorie: Proměnné hvězdy