✖


Jump to content

Классическая переменная цефеид

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, показывающая расположение нескольких типов переменных звезд, наложенных на изображение различных классов светимости .

Классические цефеиды — это тип цефеиды переменной звезды . Это молодые I популяции переменные звезды , которые демонстрируют регулярные радиальные пульсации с периодами от нескольких дней до нескольких недель и визуальными амплитудами от нескольких десятых звездной величины до примерно 2 звездных величин. Классические цефеиды также известны как цефеиды популяции I , цефеиды типа I и переменные дельта-цефеид .

Существует четко определенная связь классической переменной цефеиды между светимостью и периодом пульсации. [1] [2] обеспечение цефеид в качестве жизнеспособных стандартных свечей для установления галактических и внегалактических шкал расстояний . [3] [4] [5] [6] Наблюдения классических переменных цефеид с помощью космического телескопа Хаббла (HST) позволили установить более жесткие ограничения на закон Хаббла , который описывает скорость расширения наблюдаемой Вселенной . [3] [4] [6] [7] [8] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик нашей галактики, таких как местная структура спиральных рукавов и расстояние Солнца от галактической плоскости . [5]

известно около 800 классических цефеид В галактике Млечный Путь из ожидаемого общего числа более 6000. Еще несколько тысяч известны в Магеллановых Облаках , еще больше обнаружено в других галактиках; [9] обнаружил Космический телескоп Хаббл некоторые из них в NGC 4603 , которая находится на расстоянии 100 миллионов световых лет . [10]

Характеристики

[ редактировать ]
Эволюционный трек звезды 5 M ☉, пересекающей полосу нестабильности горения гелия во время синей петли

Классические переменные цефеид в 4–20 раз массивнее Солнца. [11] и примерно в 1000–50 000 (более 200 000 для необычного V810 Centauri ) раз ярче. [12] Спектроскопически это яркие гиганты или сверхгиганты малой светимости спектрального класса F6 – K2. Температура и спектральный класс изменяются по мере пульсации. Их радиусы от нескольких десятков до нескольких сотен раз больше, чем у Солнца. Более светящиеся цефеиды холоднее, крупнее и имеют более длительный период существования. Вместе с изменением температуры в ходе каждой пульсации изменяются и их радиусы (например, на ~25% для более долгопериодной l Car ), что приводит к изменениям блеска до двух звездных величин. Изменения яркости более выражены на более коротких длинах волн. [13]

Переменные цефеид могут пульсировать в основном режиме , первом обертоне или, реже, в смешанном режиме. Пульсации на обертоне выше первого редки, но интересны. [2] Считается, что большинство классических цефеид являются пульсаторами фундаментальной моды, хотя отличить моду по форме кривой блеска непросто. Звезды, пульсирующие в обертоне, ярче и крупнее пульсатора основной моды с тем же периодом. [14]

Когда звезда промежуточной массы (IMS) впервые эволюционирует от главной последовательности , она очень быстро пересекает полосу нестабильности, пока водородная оболочка еще горит. Когда гелиевое ядро ​​воспламеняется в IMS, оно может совершить синюю петлю и снова пересечь полосу нестабильности, один раз развиваясь до высоких температур, а затем снова эволюционируя обратно к асимптотической гигантской ветви . Звезды с массой более 8–12 M ☉ начинают гореть гелием в ядре еще до того, как достигают ветви красных гигантов , и становятся красными сверхгигантами , но все равно могут совершать синюю петлю через полосу нестабильности. Продолжительность и даже существование синих петель очень чувствительны к массе, металличности и содержанию гелия в звезде. В некоторых случаях звезды могут пересекать полосу нестабильности в четвертый и пятый раз, когда начинается горение гелиевой оболочки. [ нужна ссылка ] Скорость изменения периода переменной цефеиды, а также содержание химических веществ, обнаруживаемых в спектре, можно использовать для определения того, какое пересечение совершает конкретная звезда. [15]

Классическими переменными цефеид были звезды главной последовательности типа B раньше, чем примерно B7, возможно, поздние звезды O, до того, как в их ядрах закончился водород. Более массивные и горячие звезды развиваются в более яркие цефеиды с более длительными периодами, хотя ожидается, что молодые звезды в нашей галактике с металличностью, близкой к солнечной, обычно потеряют достаточную массу к тому времени, когда они впервые достигнут полосы нестабильности , чтобы у них были периоды. 50 дней и менее. При массе выше определенной, 20–50 M ☉ в зависимости от металличности, красные сверхгиганты будут эволюционировать обратно в синие сверхгиганты, а не выполнять синюю петлю, но они будут делать это как нестабильные желтые гипергиганты , а не как регулярно пульсирующие переменные цефеиды. Очень массивные звезды никогда не охлаждаются настолько, чтобы достичь полосы нестабильности, и никогда не становятся цефеидами. При низкой металличности, например в Магеллановых облаках, звезды могут сохранять большую массу и становиться более яркими цефеидами с более длительными периодами. [12]

Кривые блеска

[ редактировать ]
Дельты Цефеи Кривая блеска
Сложенные по фазе кривые блеска UBVRI Дельты Цефеи, прототипа классических цефеид, показывающие зависимость величины от фазы пульсации. [16]

Кривая блеска цефеид обычно асимметрична с быстрым подъемом до максимального блеска, за которым следует более медленное падение до минимума (например, Дельта Цефеи ). Это происходит из-за разности фаз между изменениями радиуса и температуры и считается характерным для пульсатора основной моды, наиболее распространенного типа цефеид I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска демонстрирует «выпуклость», кратковременное замедление снижения или даже небольшое повышение яркости, что, как полагают, происходит из-за резонанса между основным и вторым обертоном. Выступ чаще всего наблюдается на нисходящей ветви звезд с периодами около 6 дней (например, Эта Орла ). По мере увеличения периода расположение выступа приближается к максимуму и может вызвать двойной максимум или стать неотличимым от первичного максимума для звезд, имеющих периоды около 10 дней (например, Zeta Geminorum ). В более длительные периоды выпуклость можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Cygni ), [17] но на сроке более 20 дней резонанс исчезает.

Меньшая часть классических цефеид демонстрирует почти симметричные синусоидальные кривые блеска. Их называют s-цефеидами, они обычно имеют более низкие амплитуды и короткие периоды. Большинство из них считаются пульсаторами первого обертона (например, X Стрельца ) или выше, хотя некоторые необычные звезды, по-видимому, пульсирующие в основной моде, также демонстрируют такую ​​форму кривой блеска (например, S Vulpeculae ). Ожидается, что звезды, пульсирующие в первом обертоне, будут встречаться в нашей галактике только с короткими периодами, хотя они могут иметь несколько более длинные периоды при более низкой металличности, например, в Магеллановых Облаках. В Магеллановых Облаках также чаще встречаются более высокообертонные пульсаторы и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах одновременно, и они обычно имеют малоамплитудные и несколько нерегулярные кривые блеска. [2] [18]

Открытие

[ редактировать ]
Исторические кривые блеска W Стрельца и Эта Орла

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. Однако тезкой классических цефеид является звезда Дельта Цефеи , изменчивость которой обнаружил Джон Гудрик месяц спустя. [19] Дельта Цефеи также имеет особое значение как калибратор отношения период-светимость, поскольку расстояние до нее является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти благодаря ее принадлежности к звездному скоплению. [20] [21] и наличие точных параллаксов космического телескопа Хаббл и Hipparcos . [22]

Отношение период-светимость

[ редактировать ]
Основная статья: Связь периода и светимости
Две характеристики периода светимости классических цефеид и цефеид II типа

Светимость классической цефеиды напрямую связана с периодом ее изменения. Чем дольше период пульсации, тем ярче звезда. Зависимость период-светимость классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . [23] Она опубликовала его в 1912 году. [24] с дополнительными доказательствами. После калибровки соотношения период-светимость можно установить светимость данной цефеиды, период которой известен. Расстояние до них затем определяют по их видимой яркости. Соотношение период-светимость калибровалось многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Герцшпрунга . [25] Калибровка соотношения период-светимость была проблематичной; однако Бенедикт и др. установили надежную галактическую калибровку. 2007 г. с использованием точных параллаксов HST для 10 близлежащих классических цефеид. [26] Также в 2008 году астрономы ESO оценили с точностью до 1% расстояние до цефеиды RS Корма , используя световые эхо от туманности, в которой она находится. [27] Однако последний вывод активно обсуждается в литературе. [28]

Следующие экспериментальные корреляции цефеид популяции I между периодом P и ее средней абсолютной величиной M v были установлены на основе космического телескопа Хаббл тригонометрических параллаксов для 10 близлежащих цефеид:

[26]

где P измеряется в днях.

Следующие соотношения также можно использовать для расчета расстояния d до классических цефеид:

[26]

или

[29]

I и V представляют средние видимые величины в ближнем инфракрасном и визуальном диапазоне соответственно. Расстояние d измеряется в парсеках .

Цефеиды малой амплитуды

[ редактировать ]

Классические переменные цефеид с визуальными амплитудами ниже 0,5 звездной величины, почти симметричными синусоидальными кривыми блеска и короткими периодами были выделены в отдельную группу, названную цефеидами малой амплитуды. В GCVS они получают аббревиатуру DCEPS. Менструации обычно составляют менее 7 дней, хотя точный срок все еще обсуждается. [30] Термин s-цефеиды используется для короткопериодных цефеид с небольшой амплитудой и синусоидальными кривыми блеска, которые считаются пульсаторами первого обертона. Они находятся вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют s-цефеиду как синоним звезд DECPS малой амплитуды, в то время как другие предпочитают ограничивать его только звездами первого обертона. [31] [32]

Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Aquilae , хотя обе могут пульсировать в основном режиме. Подтвержденные первые обертонные пульсаторы включают BG Crucis и BP Circini . [33] [34]

Неопределенности в расстояниях, определяющих цефеиды

[ редактировать ]

Главными среди неопределенностей, связанных со шкалой расстояний цефеид, являются: природа соотношения период-светимость в различных полосах пропускания, влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешивания) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон затухания на классических расстояниях цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [4] [7] [12] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42] [43]

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что указанные значения постоянной Хаббла находятся в диапазоне от 60 до 80 км/с/Мпк. [3] [4] [6] [7] [8] Разрешение этого несоответствия является одной из главных проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной можно ограничить, указав точное значение постоянной Хаббла. [6] [8]

Примеры

[ редактировать ]

Некоторые классические цефеиды имеют вариации, которые можно зарегистрировать с помощью ночного тренированного наблюдения невооруженным глазом , в том числе прототип Дельта Цефеи на крайнем севере, Дзета Близнецов и Эта Орла, идеально подходящие для наблюдения в тропиках (около эклиптики и, следовательно, зодиака). и на крайнем юге Бета Дорадус . Ближайшим представителем класса является Полярная звезда ( Полярная звезда ), расстояние до которой обсуждается и чья нынешняя изменчивость составляет примерно 0,05 звездной величины. [6]

Обозначение (имя) Созвездие Открытие Максимальная видимая магнитуда ( мВ ) [44] Минимальная видимая магнитуда ( мВ ) [44] Период (дни) [44] Спектральный класс Комментарий
η Разум Аквила Эдвард Пиготт , 1784 г. 3 м .48 4 м .39 07.17664 F6 Ибв  
ФФ Разум Аквила Чарльз Морс Хаффер , 1927 год. 5 м .18 5 м .68 04.47 F5Ia-F8Ia  
ТТ Акл Аквила 6 м .46 7 м .7 13.7546 F6-G5  
Он есть Разум Аквила 6 м .08 6 м .86 07.02393 F5I-II-G1  
Т Муравей Антлия 5 м .00 5 м .82 05.898 G5 возможно, у него есть невидимый спутник. Ранее считалось, что это цефеида II типа. [45]
РТ И Возничий 5 м .00 5 м .82 03.73 F8Ibv  
л автомобиль Карина  3 м .28 4 м .18 35.53584 G5 Биттер/Ib  
д Cep Цефей Джон Гудрик , 1784 г. 3 м .48 4 м .37 05.36634 F5Ib-G2Ib двойная звезда, видимая в бинокль
AX Cir Циркинус  5 м .65 6 м .09 05.273268 F2-G2II спектрально-двойная система с компаньоном 5 M ☉ B6
БП Цир Циркинус  7 м .31 7 м .71 02.39810 F2/3II-F6 спектроскопическая двойная система с компаньоном 4,7 M ☉ B6
БГ Крю Суть  5 м .34 5 м .58 03.3428 F5Ib-G0p  
Р Крю Суть  6 м .40 7 м .23 05.82575 F7Ib/II  
С Крю Суть  6 м .22 6 м .92 04.68997 F6-G1Ib-II  
Т Крю Суть  6 м .32 6 м .83 06.73331 F6-G2Ib  
X Cyg Лебедь  5 м .85 6 м .91 16.38633 G8Ib [46]  
СУ Cyg Лебедь  6 м .44 7 м .22 03.84555 F2-G0I-II [47]  
б Дор Дорадо  3 м .46 4 м .08 09.8426 F4-G4Ia-II  
ζ Сохранить Близнецы Юлиус Шмидт , 1825 г. 3 м .62 4 м .18 10.15073 F7Ib — G3Ib  
В473 Лир Лира  5 м .99 6 м .35 01.49078 F6Ib-II  
Р Муз Летать  5 м .93 6 м .73 07.51 F7Ib-G2  
С Муз Летать  5 м .89 6 м .49 09.66007 F6Ib-G0  
С Нор Норма  6 м .12 6 м .77 09.75411 F8-G0Ib самый яркий член рассеянного скопления NGC 6087
КЗ Нор Норма  8 м .71 9 м .03 03.786008 F6I член рассеянного скопления NGC 6067
V340 Нор Норма  8 м .26 8 м .60 11.2888 G0Ib член рассеянного скопления NGC 6067
V378 Нор Норма  6 м .21 6 м .23 03.5850 G8Ib  
БФ Оф Змееносец  6 м .93 7 м .71 04.06775 Ф8-К2 [48]  
РС Щенок Щенки  6 м .52 7 м .67 41.3876 F8  
SGe Стрелка Джон Эллард Гор , 1885 г. 5 м .24 6 м .04 08.382086 [49] F6Ib-G5Ib  
И сержант Стрелец (в М25 )  6 м .28 7 м .15 06.74523 G1 Иб [50]  
W старший Стрелец  4 м .29 5 м .14 07.59503 F4-G2Ib Оптический двойник с γ 2 старший
X-старший Стрелец  4 м .20 4 м .90 07.01283 F5-G2II
V636 Ско Скорпиус  6 м .40 6 м .92 06.79671 F7/8Ib/II-G5  
Р ТРА Южный треугольник  6 м .4 6 м .9 03.389 F7Ib/II [50]  
С ТРА Южный треугольник  6 м .1 6 м .8 06.323 F6II-G2  
α UMi Полярис ( Малая Медведица Эйнар Герцшпрунг , 1911 год. 1 м .86 2 м .13 03.9696 F8Ib или F8II  
АА Ну что ж Свеча  5 м .5 5 м .89 04.227171 F7Ib-II  
С Вул Лиса  8 м .69 9 м .42 68.464 Г0-К2(М1)  
Т Вул Лиса  5 м .41 6 м .09 04.435462 F5Ib-G0Ib  
У Вул Лиса  6 м .73 7 м .54 07.990676 F6Iab-G2  
SV Vul Лиса  6 м .72 7 м .79 44.993 F7Iab-K0Iab  
СУ Кас Кассиопея  5 м .88 6 м .30 01.9 Ф5II  

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Удальский, А.; Сошинский И.; Шимански, М.; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Возняк, П.; Зебрун, К. (1999). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в Магеллановом облаке. IV. Каталог цефеид из Большого Магелланова облака». Акта Астрономика . 49 : 223–317. arXiv : astro-ph/9908317 . Бибкод : 1999AcA....49..223U .
  2. ^ Jump up to: а б с Сошинский И.; Полески, Р.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковски, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. I. Классические цефеиды в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Бибкод : 2008AcA....58..163S .
  3. ^ Jump up to: а б с Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф.; Гибсон, Брэд К.; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Сёко; Молд, Джереми Р.; Кенникатт, Роберт С.; Форд, Голландия К.; Грэм, Джон А.; Хухра, Джон П.; Хьюз, Шон М.Г.; Иллингворт, Гарт Д.; Макри, Лукас М.; Стетсон, Питер Б. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph/0012376 . Бибкод : 2001ApJ...553...47F . дои : 10.1086/320638 . S2CID   119097691 .
  4. ^ Jump up to: а б с д Тамманн, Джорджия; Сэндидж, А.; Рейндл, Б. (2008). «Поле расширения: Значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Бибкод : 2008A&ARv..15..289T . дои : 10.1007/s00159-008-0012-y . S2CID   18463474 .
  5. ^ Jump up to: а б Маджесс, диджей; Тернер, Д.Г.; Лейн, диджей (2009). «Характеристика Галактики по цефеидам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 398 (1): 263–270. arXiv : 0903.4206 . Бибкод : 2009МНРАС.398..263М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID   14316644 .
  6. ^ Jump up to: а б с д и Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Бибкод : 2010ARA&A..48..673F . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . S2CID   13909389 .
  7. ^ Jump up to: а б с Нгеоу, К.; Канбур, С.М. (2006). «Постоянная Хаббла сверхновых типа Ia, откалиброванная с учетом линейных и нелинейных соотношений период-светимость цефеид». Астрофизический журнал . 642 (1): L29–L32. arXiv : astro-ph/0603643 . Бибкод : 2006ApJ...642L..29N . дои : 10.1086/504478 . S2CID   17860528 .
  8. ^ Jump up to: а б с Макри, Лукас М.; Рисс, Адам Г.; Гузик, Джойс Энн; Брэдли, Пол А. (2009). Проект SH0ES: Наблюдения цефеид в NGC 4258 и хозяевах SN типа Ia . Звездная пульсация: вызовы теории и наблюдения: материалы международной конференции. Материалы конференции AIP. Том. 1170. стр. 23–25. Бибкод : 2009AIPC.1170...23M . дои : 10.1063/1.3246452 .
  9. ^ Сабадос, Л. (2003). «Цефеиды: наблюдательные свойства, двойственность и GAIA». Спектроскопия GAIA: наука и технологии . 298 : 237. Бибкод : 2003ASPC..298..237S .
  10. ^ Ньюман, Дж.А.; Цепф, SE; Дэвис, М.; Фридман, WL; Мадор, БФ; Стетсон, П.Б.; Зильберманн, Н.; Фелпс, Р. (1999). «Расстояние цефеид до NGC 4603 в Центавре». Астрофизический журнал . 523 (2): 506. arXiv : astro-ph/9904368 . Бибкод : 1999ApJ...523..506N . дои : 10.1086/307764 . S2CID   15343736 .
  11. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Бибкод : 1996JRASC..90...82T .
  12. ^ Jump up to: а б с Тернер, генеральный директор (2010). «Калибровка PL для цефеид Млечного Пути и ее значение для шкалы расстояний». Астрофизика и космическая наука . 326 (2): 219–231. arXiv : 0912.4864 . Бибкод : 2010Ap&SS.326..219T . дои : 10.1007/s10509-009-0258-5 . S2CID   119264970 .
  13. ^ Роджерс, AW (1957). «Изменение радиуса и тип популяции переменных цефеид» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 117 : 85–94. Бибкод : 1957МНРАС.117...85Р . дои : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  14. ^ Боно, Дж.; Гирен, В.П.; Маркони, М.; Фуке, П. (2001). «Об идентификации пульсационного режима короткопериодических галактических цефеид». Астрофизический журнал . 552 (2): L141. arXiv : astro-ph/0103497 . Бибкод : 2001ApJ...552L.141B . дои : 10.1086/320344 . S2CID   16131313 .
  15. ^ Тернер, Д.Г.; Бердников, Л.Н. (2004). «О режиме пересечения долгопериодических цефеид SV Vulpeculae» . Астрономия и астрофизика . 423 : 335–340. Бибкод : 2004A&A...423..335T . дои : 10.1051/0004-6361:20040163 .
  16. ^ Энгл, Скотт Г.; Гинан, Эдвард Ф.; Харпер, Грэм М.; Нилсон, Хилдинг Р.; Ремейдж Эванс, Нэнси (2014). «Тайная жизнь цефеид: эволюционные изменения и ударный нагрев, вызванный пульсациями, в прототипе классической цефеиды δ Cep». Астрофизический журнал . 794 (1): 80. arXiv : 1409,8628 . Бибкод : 2014ApJ...794...80E . дои : 10.1088/0004-637X/794/1/80 . S2CID   119189134 .
  17. ^ Ковтюх В.В.; и др. (Январь 2005 г.), «Фазово-зависимые изменения фундаментальных параметров цефеид. II. Периоды продолжительностью более 10 дней», The Astronomical Journal , 129 (1): 433–453, Bibcode : 2005AJ....129..433K , doi : 10.1086/426339 , S2CID   120666782 .
  18. ^ Сошиньский И.; Полески, Р.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2010). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. VII. Классические цефеиды в Малом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 60 (1): 17. arXiv : 1003.4518 . Бибкод : 2010AcA....60...17S .
  19. ^ Хоскин, М. (1979). «Гудрик, Пиготт и поиск переменных звезд». Журнал истории астрономии . 10 : 23–41. Бибкод : 1979JHA....10...23H . дои : 10.1177/002182867901000103 . S2CID   118155505 .
  20. ^ Де Зеув, ПТ; Хугерверф, Р.; Де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих акушерских ассоциаций». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph/9809227 . Бибкод : 1999AJ....117..354D . дои : 10.1086/300682 . S2CID   16098861 .
  21. ^ Маджесс, Д.; Тернер, Д.; Гирен, В. (2012). «Новые доказательства, подтверждающие членство в кластере калибратора Keystone Delta Cephei». Астрофизический журнал . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Бибкод : 2012ApJ...747..145M . дои : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . S2CID   118672744 .
  22. ^ Бенедикт, Г. Фриц; Макартур, Б.Э.; Фредрик, LW; Харрисон, штат Техас; Слесник, CL; Ри, Дж.; Паттерсон, Р.Дж.; Скрутские, М.Ф.; Франц, О.Г.; Вассерман, Л.Х.; Джефферис, Вашингтон; Нелан, Э.; Ван Альтена, В.; Шелус, П.Дж.; Хеменуэй, PD; Данкомб, РЛ; Стори, Д.; Уиппл, Алабама; Брэдли, Эй Джей (2002). «Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний δ Цефеи». Астрономический журнал . 124 (3): 1695. arXiv : astro-ph/0206214 . Бибкод : 2002AJ....124.1695B . дои : 10.1086/342014 . S2CID   42655824 .
  23. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 60 : 87. Бибкод : 1908АнХар..60...87Л .
  24. ^ Ливитт, Генриетта С.; Пикеринг, Эдвард К. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1. Бибкод : 1912HarCi.173....1L .
  25. ^ Герцшпрунг, Эйнар (1913). «О пространственном распределении переменных типа δ Цефея». Астрономические новости . 196 : 201. Бибкод : 1913AN....196..201H .
  26. ^ Jump up to: а б с Бенедикт, Г. Фриц; МакАртур, Барбара Э.; Праздник, Майкл В.; Барнс, Томас Г.; Харрисон, Томас Э.; Паттерсон, Ричард Дж.; Мензис, Джон В.; Бин, Джейкоб Л.; Фридман, Венди Л. (2007). «Параллаксы датчика точного наведения космического телескопа Хаббл галактических переменных звезд-цефеид: отношения период-светимость». Астрономический журнал . 133 (4): 1810. arXiv : astro-ph/0612465 . Бибкод : 2007AJ....133.1810B . дои : 10.1086/511980 . S2CID   16384267 .
  27. ^ Кервелла, П.; Меран, А.; Сабадос, Л.; Фуке, П.; Берсье, Д.; Помпеи, Э.; Перрен, Г. (2008). «Долгопериодическая галактическая цефеида RS Корма» . Астрономия и астрофизика . 480 (1): 167–178. arXiv : 0802.1501 . Бибкод : 2008A&A...480..167K . дои : 10.1051/0004-6361:20078961 . S2CID   14865683 .
  28. ^ Бонд, HE; Спаркс, ВБ (2009). «Об определении геометрического расстояния до цефеиды RS Корма по ее световым эхо». Астрономия и астрофизика . 495 (2): 371. arXiv : 0811.2943 . Бибкод : 2009A&A...495..371B . дои : 10.1051/0004-6361:200810280 .
  29. ^ Маджесс, Дэниел; Тернер, Дэвид; Мони Бидин, Кристиан; Мауро, Франческо; Гейслер, Дуглас; Гирен, Вольфганг; Миннити, Данте; Шене, Андре-Николя; Лукас, Филип; Борисова, Юра; Куртев, Радостн; Декани, Иштван; Сайто, Роберто К. (2011). «Новые доказательства, подтверждающие членство TW Nor в Люнго 6 и спиральном рукаве Центавра». Письма астрофизического журнала . 741 (2): Л27. arXiv : 1110.0830 . Бибкод : 2011ApJ...741L..27M . дои : 10.1088/2041-8205/741/2/L27 . S2CID   12220317 .
  30. ^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
  31. ^ Тернер, Д.Г.; Ковтюх В.В.; Удачи, RE; Бердников, Л.Н. (2013). «Режим пульсации и расстояние цефеиды FF Aquilae». Письма астрофизического журнала . 772 (1): Л10. arXiv : 1306.1228 . Бибкод : 2013ApJ...772L..10T . дои : 10.1088/2041-8205/772/1/L10 . S2CID   54710833 .
  32. ^ Антонелло, Э.; Поретти, Э.; Редуцци, Л. (1990). «Отделение S-цефеид от классических цефеид и новое определение класса». Астрономия и астрофизика . 236 : 138. Бибкод : 1990A&A...236..138A .
  33. ^ Усенко И.А.; Князев А. Ю.; Бердников Л.Н.; Кравцов, В.В. (2014). «Спектроскопические исследования цефеид Circinus (AV Cir, BP Cir) и Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)». Письма по астрономии . 40 (12): 800. Бибкод : 2014АстЛ...40..800У . дои : 10.1134/S1063773714110061 . S2CID   122745580 .
  34. ^ Эванс, Северная Каролина; Сабо, Р.; Дерекас, А.; Сабадос, Л.; Кэмерон, К.; Мэтьюз, Дж. М.; Саселов Д.; Кушниг Р.; Роу, Дж. Ф.; Гюнтер, Д.Б.; Моффат, AFJ; Ручинский, С.М.; Вайс, WW (2015). «Наблюдения цефеид на спутнике MOST: контраст между режимами пульсаций». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (4): 4008. arXiv : 1411.1730 . Бибкод : 2015MNRAS.446.4008E . дои : 10.1093/mnras/stu2371 .
  35. ^ Праздник, МВт; Кэтчпол, РМ (1997). «Нулевая точка периода-светимости цефеид из тригонометрических параллаксов HIPPARCOS» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 286 (1): Л1–Л5. Бибкод : 1997MNRAS.286L...1F . дои : 10.1093/mnras/286.1.l1 .
  36. ^ Станек, Казахстан; Удальский, А. (1999). «Эксперимент по оптической гравитационной линзе. Исследование влияния смешивания на шкале расстояний цефеид с цефеидами в Большом Магеллановом облаке». arXiv : astro-ph/9909346 .
  37. ^ Удальский, А.; Выжиковски, Л.; Петржинский, Г.; Шевчик, О.; Шимански, М.; Кубяк, М.; Сошинский И.; Зебрун, К. (2001). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Цефеиды в галактике IC1613: отсутствие зависимости отношения период-светимость от металличности». Акта Астрономика . 51 : 221. arXiv : astro-ph/0109446 . Бибкод : 2001AcA....51..221U .
  38. ^ Макри, Л.М.; Станек, Казахстан; Берсье, Д.; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его влияние на постоянную Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Бибкод : 2006ApJ...652.1133M . дои : 10.1086/508530 . S2CID   15728812 .
  39. ^ Боно, Дж.; Капуто, Ф.; Фиорентино, Г.; Маркони, М.; Муселла, И. (2008). «Цефеиды во внешних галактиках. I. Мазер-хозяинская галактика NGC 4258 и зависимость от металличности отношений период-светимость и период-весенгейт». Астрофизический журнал . 684 (1): 102–117. arXiv : 0805.1592 . Бибкод : 2008ApJ...684..102B . дои : 10.1086/589965 . S2CID   6275274 .
  40. ^ Маджесс, Д.; Тернер, Д.; Лейн, Д. (2009). «Цефеиды типа II как внегалактические дальние свечи». Акта Астрономика . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Бибкод : 2009AcA....59..403M .
  41. ^ Мадор, Барри Ф.; Фридман, Венди Л. (2009). «О наклоне зависимости периода цефеид от светимости». Астрофизический журнал . 696 (2): 1498–1501. arXiv : 0902.3747 . Бибкод : 2009ApJ...696.1498M . дои : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . S2CID   16325249 .
  42. ^ Скоукрофт, В.; Берсье, Д.; Молд, младший; Вуд, PR (2009). «Влияние металличности на величину цефеид и расстояние до M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (3): 43–47. arXiv : 0903.4088 . Бибкод : 2009MNRAS.396.1287S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  43. ^ Маджесс, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Акта Астрономика . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Бибкод : 2010AcA....60..121M .
  44. ^ Jump up to: а б с Бердников, Л.Н. (2008). «Онлайн-каталог данных VizieR: Фотоэлектрические наблюдения цефеид в UBV(RI)c (Бердников, 2008)». Онлайн-каталог данных VizieR: II/285. Первоначально опубликовано в: 2008yCat.2285....0B . 2285 : 0. Бибкод : 2008yCat.2285....0B .
  45. ^ Тернер, Д.Г.; Бердников, Л.Н. (2003). «Природа цефеиды Т Antliae» . Астрономия и астрофизика . 407 : 325–334. Бибкод : 2003A&A...407..325T . дои : 10.1051/0004-6361:20030835 .
  46. ^ Томаселла, Лина; Мунари, Улиссе; Цвиттер, Томаж (2010). «Многоэпохальный спектральный атлас пекулярных звезд с высоким разрешением, включая диапазоны длин волн RAVE, GAIA и HERMES». Астрономический журнал . 140 (6): 1758. arXiv : 1009.5566 . Бибкод : 2010AJ....140.1758T . дои : 10.1088/0004-6256/140/6/1758 . S2CID   119188449 .
  47. ^ Андриевский С.М.; Удачи, RE; Ковтюх, В.В. (2005). «Фазово-зависимое изменение основных параметров цефеид. III. Периоды от 3 до 6 дней» . Астрономический журнал . 130 (4): 1880. Бибкод : 2005AJ....130.1880A . дои : 10.1086/444541 .
  48. ^ Крейкен, EA (1953). «Плотность звезд разных спектральных классов. С 1 рисунком». Журнал астрофизики . 32 : 125. Бибкод : 1953ZA.....32..125K .
  49. ^ Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). «С Стрелец» . Сайт ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 22 мая 2015 г.
  50. ^ Jump up to: а б Хоук, Н.; Коули, AP (1975). Каталог двумерных спектральных классов звезд HD Мичиганского университета. Том I. Склонения от −90° до −53,0° . Бибкод : 1975mcts.book.....H .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Classical_Cepheid_variable&oldid=1189493070"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 2cc8ae7435ca73614d6c0b7d6eedf01d__1702348080
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/2c/1d/2cc8ae7435ca73614d6c0b7d6eedf01d.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Classical Cepheid variable - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)