✖


Jump to content

Цефеидная переменная

(Перенаправлено с Цефеиды )
«Цефеида» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о других значениях, см. Цефеида (значения) .
RS Кормов — одна из самых ярких известных переменных звезд цефеид в Млечный Путь . галактике
( Космический телескоп Хаббл )

Переменная цефеида ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ˈ s iː f i -/ ) — это тип переменной звезды , которая пульсирует радиально , меняясь как по диаметру, так и по температуре. Он меняется по яркости, с четко выраженным стабильным периодом и амплитудой.

Цефеиды являются важными космическими ориентирами для измерения галактических и внегалактических расстояний . Существует сильная прямая связь переменной цефеиды между светимостью ее и периодом пульсации . Цефеиды меняют яркость благодаря κ-механизму , [1] [2] что происходит, когда непрозрачность звезды увеличивается с температурой, а не уменьшается. [3] Предполагается, что основным газом является гелий. Сначала внешний слой звезды сжимается, нагреваясь из-за сжатия, пока гелий не ионизируется дважды , становясь гораздо более непрозрачным. Это заставляет его накапливать тепло, вызывая нарастание давления, которое снова выталкивает слой обратно, пока он не остынет достаточно, чтобы снова стать однократно ионизированным. Гелий, теперь прозрачный и не накапливающий столько тепла и давления, снова сжимается, чтобы возобновить цикл. Переменные цефеид становятся наиболее тусклыми в ту часть цикла, когда гелий подвергается двойной ионизации.

Эта характеристика классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт после изучения тысяч переменных звезд в Магеллановых Облаках . Открытие устанавливает истинную светимость цефеиды путем наблюдения за периодом ее пульсации. Это, в свою очередь, позволяет определить расстояние до звезды путем сравнения ее известной светимости с наблюдаемой яркостью, откалиброванной путем непосредственного наблюдения расстояния параллакса до ближайших цефеид, таких как RS Корма и Полярная звезда .

Термин «цефеида» происходит от Дельты Цефеи в созвездии Цефея , определенной Джоном Гудриком в 1784 году. Это была первая идентифицированная звезда такого типа.

История

[ редактировать ]
Кривые период-светимость классических цефеид и цефеид II типа.

10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса классических переменных цефеид. [4] Звезда, одноименная классическим цефеидам, Дельта Цефеи как переменная , была обнаружена Джоном Гудриком несколько месяцев спустя. [5] К концу XIX века число подобных переменных выросло до нескольких десятков, и их отнесли к классу цефеид. [6] Большинство цефеид были известны благодаря отличительным формам кривых блеска с быстрым увеличением яркости и горбом, но некоторые с более симметричными кривыми блеска были известны как Геминиды по прототипу ζ Geminorum . [7]

Связь между периодом и светимостью классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт при исследовании тысяч переменных звезд в Магеллановых облаках . [8] Она опубликовала его в 1912 году с дополнительными доказательствами. [9] Было обнаружено, что переменные цефеид демонстрируют изменение лучевой скорости с тем же периодом, что и изменение светимости, и первоначально это интерпретировалось как свидетельство того, что эти звезды были частью двойной системы . Однако в 1914 году Харлоу Шепли продемонстрировал, что от этой идеи следует отказаться. [10] Два года спустя Шепли и другие обнаружили, что переменные цефеид меняют свои спектральные классы в течение цикла. [11]

В 1913 году Эйнар Герцшпрунг попытался определить расстояния до 13 цефеид, используя их движение по небу. [12] (Его результаты позже потребуют пересмотра.) В 1918 году Харлоу Шепли использовал цефеиды, чтобы установить первоначальные ограничения на размер и форму Млечного Пути , а также на размещение Солнца внутри него. [13] В 1924 году Эдвин Хаббл установил расстояние до классических переменных цефеид в Галактике Андромеды , до этого известной как « Туманность Андромеды », и показал, что эти переменные не являются членами Млечного Пути. Открытие Хаббла решило вопрос, поднятый в « Великих дебатах » о том, представляет ли Млечный Путь всю Вселенную или является лишь одной из многих галактик во Вселенной. [14]

В 1929 году Хаббл и Милтон Л. Хьюмасон сформулировали то, что сейчас известно как закон Хаббла, объединив расстояния цефеид до нескольких галактик с измерениями Весто Слайфера скорости, с которой эти галактики удаляются от нас. Они обнаружили, что Вселенная расширяется , подтвердив теории Жоржа Леметра . [15]

Иллюстрация переменных цефеид (красные точки) в центре Млечного Пути. [16]

В середине 20 века серьезные проблемы с астрономической шкалой расстояний были решены путем разделения цефеид на разные классы с очень разными свойствами. В 1940-х годах Вальтер Бааде выделил две отдельные популяции цефеид (классическую и тип II). Классические цефеиды — это более молодые и массивные звезды популяции I, тогда как цефеиды типа II — это более старые и тусклые звезды популяции II. [17] Классические цефеиды и цефеиды типа II подчиняются разным соотношениям период-светимость. Светимость цефеид II типа в среднем меньше классических цефеид примерно на 1,5 звездной величины (но все же ярче звезд типа RR Лиры). Основополагающее открытие Бааде привело к двукратному увеличению расстояния до M31 и шкалы внегалактических расстояний. [18] [19] Звезды типа RR Лиры, тогда известные как переменные скопления, довольно рано были признаны отдельным классом переменных, отчасти из-за их коротких периодов. [20] [21]

Механика звездных пульсаций как теплового двигателя была предложена в 1917 году Артуром Стэнли Эддингтоном. [22] (который подробно писал о динамике цефеид), но только в 1953 году С. А. Жевакин идентифицировал ионизированный гелий как вероятный клапан двигателя. [23]

Классы

[ редактировать ]

Переменные цефеид разделены на два подкласса, которые демонстрируют заметно разные массы, возраст и историю эволюции: классические цефеиды и цефеиды типа II . Переменные Дельта Щита представляют собой звезды А-типа на главной последовательности или вблизи нее на нижнем конце полосы нестабильности и первоначально назывались карликовыми цефеидами. Переменные RR Лиры имеют короткие периоды и лежат на полосе нестабильности, где она пересекает горизонтальную ветвь . Переменные Дельта Щита и переменные RR Лиры обычно не рассматриваются с переменными цефеид, хотя их пульсации возникают по тому же каппа-механизму ионизации гелия .

Классические цефеиды

[ редактировать ]
Основная статья: Классическая переменная цефеид
блеска Кривая Дельты Цефеи , прототипа классических цефеид, демонстрирует регулярные изменения, вызванные собственными звездными пульсациями.

Классические цефеиды (также известные как цефеиды популяции I, цефеиды типа I или переменные дельта-цефеид) подвергаются пульсациям с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев. Классические цефеиды — это популяции I переменные звезды , которые в 4–20 раз массивнее Солнца. [24] и до 100 000 раз ярче. [25] Эти цефеиды представляют собой желтые яркие гиганты и сверхгиганты спектрального класса F6–K2, их радиусы изменяются на (~25% для более длиннопериодных I Килей ) миллионы километров за цикл пульсаций. [26]

Классические цефеиды используются для определения расстояний до галактик внутри Местной группы и за ее пределами, а также являются средством постоянной Хаббла . определения [27] [28] [29] [30] [31] Классические цефеиды также использовались для выяснения многих характеристик галактики Млечный Путь, таких как высота Солнца над галактической плоскостью и локальная спиральная структура Галактики. [32]

Группу классических цефеид с небольшими амплитудами и синусоидальными кривыми блеска часто выделяют как цефеиды малой амплитуды или s-цефеиды, многие из которых пульсируют в первом обертоне.

Цефеиды II типа

[ редактировать ]
Основная статья: Цефеиды типа II
Кривая блеска κ Павониса , цефеиды типа II, зафиксированная спутником НАСА для исследования транзитной экзопланеты (TESS)

Цефеиды типа II (также называемые цефеидами населения II) — это переменные звезды населения II , которые пульсируют с периодами обычно от 1 до 50 дней. [17] [33] Цефеиды типа II обычно представляют собой бедные металлами , старые (около 10 млрд лет) объекты с малой массой (около половины массы Солнца). Цефеиды II типа делятся на несколько подгрупп по периодам. Звезды с периодами от 1 до 4 дней относятся к подклассу BL Her , 10–20 дней относятся к подклассу W Virginis , а звезды с периодами более 20 дней относятся к подклассу RV Tauri . [17] [33]

Цефеиды типа II используются для определения расстояния до Галактического центра , шаровых скоплений и галактик . [32] [34] [35] [36] [37] [38] [39]

Аномальные цефеиды

[ редактировать ]

Группа пульсирующих звезд в полосе нестабильности имеет периоды менее 2 дней, аналогичные переменным RR Лиры, но с более высокой светимостью. Аномальные переменные цефеид имеют массы выше, чем цефеиды типа II, переменные RR Лиры и Солнце. Неясно, являются ли они молодыми звездами на «повернутой» горизонтальной ветви, голубыми отставшими звездами, образовавшимися в результате переноса массы в двойных системах, или смесью того и другого. [40] [41]

Двухмодовые цефеиды

[ редактировать ]
См. Также: Основная частота

Было замечено, что небольшая часть переменных цефеид пульсирует в двух модах одновременно, обычно в основном и первом обертоне, иногда во втором обертоне. [42] Очень небольшое количество пульсирует в трех ладах или в необычной комбинации ладов, включая более высокие обертоны. [43]

Неопределенные расстояния

[ редактировать ]

Главными среди неопределенностей, связанных с классической шкалой расстояний цефеид и типом II, 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. (смешение с другими звездами) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон затухания на расстояниях цефеид. Все эти темы активно обсуждаются в литературе. [28] [25] [30] [37] [44] [45] [46] [47] [48] [49] [50] [51]

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что указанные значения постоянной Хаббла (установленные на основе классических цефеид) находятся в диапазоне от 60 до 80 км/с/Мпк. [27] [28] [29] [30] [31] Разрешение этого несоответствия является одной из главных проблем астрономии, поскольку космологические параметры Вселенной можно ограничить, указав точное значение постоянной Хаббла. [29] [31] С годами неопределенности уменьшились, отчасти благодаря таким открытиям, как RS Puppis .

Дельта Цефеи также имеет особое значение как калибратор отношения период-светимость цефеиды, поскольку ее расстояние является одним из наиболее точно установленных для цефеид, отчасти потому, что она является членом звездного скопления. [52] [53] и наличие точных параллаксов, наблюдаемых космическими телескопами «Хаббл» , «Гиппаркос» и «Гайя» . [54] Точность измерений параллаксного расстояния до переменных цефеид и других тел в пределах 7500 световых лет значительно повышается за счет сравнения изображений Хаббла, сделанных с разницей в шесть месяцев, из противоположных точек орбиты Земли. (Между двумя такими наблюдениями, находящимися на расстоянии 2 а.е. друг от друга, звезда, находящаяся на расстоянии 7500 световых лет = 2300 парсеков, могла бы сдвинуться на угол 2 / 2300 угловых секунд = 2 x 10 -7 градусов — предел разрешения доступных телескопов.) [55]

Модель пульсации

[ редактировать ]
Промежуток времени переменной звезды типа цефеиды Полярная звезда, иллюстрирующий визуальный вид цикла изменения ее блеска.
Смотрите также: Каппа-механизм

Принятое объяснение пульсации цефеид называется клапаном Эддингтона. [1] [2] или « κ-механизм », где греческая буква κ (каппа) является обычным символом непрозрачности газа.

Гелий — это газ, который считается наиболее активным в этом процессе. Дважды ионизированный гелий (гелий, в атомах которого отсутствуют оба электрона) более непрозрачен, чем однократно ионизированный гелий. По мере нагревания гелия его температура повышается до тех пор, пока не достигает точки, в которой спонтанно возникает двойная ионизация, которая поддерживается по всему слою почти так же, как «зажигает» люминесцентная лампа. В самой тусклой части цикла цефеид этот ионизированный газ во внешних слоях звезды относительно непрозрачен, поэтому нагревается излучением звезды и из-за повышения температуры начинает расширяться. По мере расширения он охлаждается, но остается ионизированным до тех пор, пока не будет достигнут другой порог, при котором двойная ионизация не может поддерживаться, и слой становится однократно ионизированным, следовательно, более прозрачным, что позволяет излучению выходить. Затем расширение останавливается и меняется на противоположное из-за гравитационного притяжения звезды. Считается, что состояния звезды либо расширяются, либо сжимаются из-за гистерезиса. [56] генерируется дважды ионизированным гелием и бесконечно переключается между двумя состояниями, меняя местами каждый раз, когда пересекается верхний или нижний порог. Этот процесс во многом аналогичен релаксационному генератору, встречающемуся в электронике. [57]

В 1879 году Август Риттер (1826–1908) продемонстрировал, что период адиабатических радиальных пульсаций однородной сферы связан с ее поверхностной силой тяжести и радиусом соотношением:

где k — константа пропорциональности. Теперь, поскольку поверхностная гравитация связана с массой и радиусом сферы соотношением:

наконец получается:

где Q — константа, называемая постоянной пульсации. [58]

Примеры

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б Смит, Д.Х. (1984). «Клапан Эддингтона и пульсации цефеид». Небо и телескоп . 68 : 519. Бибкод : 1984S&T....68..519S .
  2. ^ Перейти обратно: а б «Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд». Энциклопедия астрономии и астрофизики . 2001. doi : 10.1888/0333750888/4130 . ISBN  0-333-75088-8 .
  3. ^ Медер, Андре (2009). Физика, образование и эволюция вращающихся звезд . Библиотека астрономии и астрофизики. Спрингер. п. 373 . ISBN  978-3-540-76948-4 .
  4. ^ Пиготт, Эдвард (1785). «Наблюдения новой переменной звезды». Философские труды Королевского общества . 75 : 127–136. Бибкод : 1785RSPT...75..127P . дои : 10.1098/rstl.1785.0007 . S2CID   186212958 .
  5. ^ Гудрик, Джон (1786). «Ряд наблюдений и открытие периода изменения блеска звезды, отмеченной Байером δ, вблизи головы Цефея. В письме Джона Гудрика, эсквайра, Невилу Маскелайну, DDFRS и астроному. Королевский» . Философские труды Лондонского королевского общества . 76 : 48–61. Бибкод : 1786RSPT...76...48G . дои : 10.1098/rstl.1786.0002 .
  6. ^ Кларк, Агнес Мэри (1903). Проблемы астрофизики . Лондон, Англия: Адам и Чарльз Блэк . п. 319. ИСБН  978-0-403-01478-1 .
  7. ^ Энгл, Скотт (2015). Тайная жизнь цефеид: многоволновое исследование атмосфер и эволюция классических цефеид в реальном времени (диссертация). arXiv : 1504.02713 . Бибкод : 2015PhDT........45E . дои : 10.5281/zenodo.45252 .
  8. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках» . Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 60 (4): 87–108. Бибкод : 1908АнХар..60...87Л .
  9. ^ Ливитт, Генриетта С.; Пикеринг, Эдвард К. (1912). «Периоды 25 переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 173 : 1–3. Бибкод : 1912HarCi.173....1L .
  10. ^ Шепли, Харлоу (декабрь 1914 г.). «О природе и причине изменчивости цефеид» . Астрофизический журнал . 40 : 448. Бибкод : 1914ApJ....40..448S . дои : 10.1086/142137 .
  11. ^ Шепли, Х. (1916), «Вариации спектрального класса двадцати переменных цефеид», Astrophysical Journal , 44 : 273, Бибкод : 1916ApJ....44..273S , doi : 10.1086/142295 .
  12. ^ Герцшпрунг, Э. (1913). «О пространственном распределении переменных [звезд] типа δ Цефеи». Астрономические новости (на немецком языке). 196 (4692): 201–208. Бибкод : 1913AN....196..201H .
  13. ^ Шепли, Х. (1918). «Шаровые скопления и строение галактической системы» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 30 (173): 42. Бибкод : 1918PASP...30...42S . дои : 10.1086/122686 .
  14. ^ Хаббл, EP (1925). «Цефеиды в спиральных туманностях». Обсерватория . 48 : 139. Бибкод : 1925Obs....48..139H .
  15. ^ Леметр, Ж. (1927). «Однородная Вселенная постоянной массы и увеличивающегося радиуса, учитывающая радиальную скорость внегалактических туманностей». Анналы Брюссельского научного общества . 47 : 49. Бибкод : 1927ASSB...47...49L .
  16. ^ «VISTA обнаруживает новый компонент Млечного Пути» . Проверено 29 октября 2015 г.
  17. ^ Перейти обратно: а б с Валлерстайн, Джордж (2002). «Цефеиды населения II и родственные им звезды». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 114 (797): 689–699. Бибкод : 2002PASP..114..689W . дои : 10.1086/341698 . S2CID   122225966 .
  18. ^ Бааде, В. (1958). «Задачи определения расстояния до галактик». Астрономический журнал . 63 : 207. Бибкод : 1958AJ.....63..207B . дои : 10.1086/107726 .
  19. ^ Аллен, Ник. «Раздел 2: Великие дебаты и большая ошибка: Шепли, Хаббл, Бааде» . Шкала расстояний цефеид: история . Архивировано из оригинала 10 декабря 2007 г.
  20. ^ Шепли, Харлоу. (1918). «№ 153. Исследования по цветам и звездным величинам в звездных скоплениях. Статья восьмая: Светимости и расстояния 139 переменных цефеид». Материалы обсерватории Маунт-Вилсон . 153 : 1. Бибкод : 1918CMWCI.153....1S .
  21. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Исследования, основанные на цветах и ​​звездных величинах в звездных скоплениях. Восьмой документ: Светимость и расстояния 139 переменных цефеид». Астрофизический журнал . 48 : 279–294. Бибкод : 1918ApJ....48..279S . дои : 10.1086/142435 .
  22. ^ Эддингтон, А.С. (1917). «Теория пульсаций переменных цефеид». Обсерватория . 40 : 290. Бибкод : 1917Obs....40..290E .
  23. ^ Zhevakin, S. A. (1953). "К Теории Цефеид. I". Астрономический журнал . 30 : 161–179.
  24. ^ Тернер, Дэвид Г. (1996). «Прародители классических переменных цефеид». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 90 : 82. Бибкод : 1996JRASC..90...82T .
  25. ^ Перейти обратно: а б Тернер, Дэвид Г. (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 .
  26. ^ 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 .
  27. ^ Перейти обратно: а б Фридман, Венди Л.; Мадор, Барри Ф.; Гибсон, Брэд К.; Феррарезе, Лаура; Келсон, Дэниел Д.; Сакаи, Сёко; Молд, Джереми Р.; Кенникатт-младший, 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 .
  28. ^ Перейти обратно: а б с Тамманн, Джорджия; Сэндидж, А.; Рейндл, Б. (2008). «Расширение поля: значение H 0». Обзор астрономии и астрофизики . 15 (4): 289–331. arXiv : 0806.3018 . Бибкод : 2008A&ARv..15..289T . дои : 10.1007/s00159-008-0012-y . S2CID   18463474 .
  29. ^ Перейти обратно: а б с 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 .
  30. ^ Перейти обратно: 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 .
  31. ^ Перейти обратно: 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». Материалы конференции AIP . 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 .
  32. ^ Перейти обратно: 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 : 2009MNRAS.398..263M . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID   14316644 .
  33. ^ Перейти обратно: а б Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. II. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 :293 arXiv : 0811.3636 . Бибкод : 2008AcA....58..293S .
  34. ^ Кубяк, М.; Удальский, А. (2003). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Население II цефеид в галактической выпуклости». Акта Астрономика . 53 : 117. arXiv : astro.ph/0306567 . Бибкод : 2003AcA....53..117K .
  35. ^ Мацунага, Нориюки; Фукуси, Хинако; Накада, Ёсиказу; Танабе, Тошихико; Праздник, Майкл В.; Мензис, Джон В.; Ита, Ёсифуса; Нисияма, Сёго; и др. (2006). «Зависимость периода от светимости цефеид II типа в шаровых скоплениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 370 (4): 1979–1990. arXiv : astro.ph/0606609 . Бибкод : 2006МНРАС.370.1979М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x . S2CID   25991504 .
  36. ^ Праздник, Майкл В.; Лэйни, Клифтон Д.; Кинман, Томас Д.; Ван Леувен, Этаж; Уайтлок, Патрисия А. (2008). «Светимость и масштабы расстояний переменных цефеид II типа и RR Лиры» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (4): 2115–2134. arXiv : 0803.0466 . Бибкод : 2008MNRAS.386.2115F . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x . S2CID   14459638 .
  37. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  38. ^ Маджесс, диджей (2010). «RR Лиры и переменные цефеид типа II придерживаются общего расстояния». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 38 (1): 100–112. arXiv : 0912.2928 . Бибкод : 2010JAVSO..38..100M .
  39. ^ Мацунага, Нориюки; Праздник, Майкл В.; Мензис, Джон В. (2009). «Зависимости периода от светимости цефеид II типа и их применение» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 397 (2): 933–942. arXiv : 0904.4701 . Бибкод : 2009МНРАС.397..933М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x . S2CID   13912466 .
  40. ^ Капуто, Ф.; Кастеллани, В.; Дегл'Инноченти, С.; Фиорентино, Г.; Маркони, М. (2004). «Яркие переменные с низким содержанием металлов: почему аномальные цефеиды?». Астрономия и астрофизика . 424 (3): 927–934. arXiv : astro.ph/0405395 . Бибкод : 2004A&A...424..927C . дои : 10.1051/0004-6361:20040307 . S2CID   45306570 .
  41. ^ Сошинский, И.; Удальский, А.; Шиманский, МК; Кубяк, М.; Петржинский, Г.; Выжиковский, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К.; Полески, Р. (2008). «Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию. Каталог переменных звезд OGLE-III. II. Цефеиды II типа и аномальные цефеиды в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 :293 arXiv : 0811.3636 . Бибкод : 2008AcA....58..293S .
  42. ^ Смолец Р.; Москалик, П. (2008). «Возвращение к двухмодовым классическим моделям цефеид». Акта Астрономика . 58 : 233. arXiv : 0809.1986 . Бибкод : 2008AcA....58..233S .
  43. ^ Сошинский И.; Полески, Р.; Удальский, А.; Кубяк, М.; Шиманский, МК; Петржинский, Г.; Выжиковски, Л.; Шевчик, О.; Улачик, К. (2008). «Эксперимент по оптической гравитационной линзе. Трехмодовые и двухмодовые цефеиды 1O/3O в Большом Магеллановом Облаке». Акта Астрономика . 58 : 153. arXiv : 0807.4182 . Бибкод : 2008AcA....58..153S .
  44. ^ 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 .
  45. ^ 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 .
  46. ^ 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 .
  47. ^ 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 .
  48. ^ 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 .
  49. ^ 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 .
  50. ^ Скоукрофт, В.; Берсье, Д.; Молд, младший; Вуд, PR (2009). «Влияние металличности на величину цефеид и расстояние до М33» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (3): 1287–1296. arXiv : 0903.4088 . Бибкод : 2009MNRAS.396.1287S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  51. ^ Маджесс, Д. (2010). «Цефеиды Центавра A (NGC 5128) и последствия для H0». Акта Астрономика . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Бибкод : 2010AcA....60..121M .
  52. ^ 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 .
  53. ^ 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 .
  54. ^ 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 .
  55. ^ Рисс, Адам Г.; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; МакКенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека, полученный в результате пространственного сканирования широкоугольной камерой 3 на космическом телескопе Хаббл». Астрофизический журнал . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Бибкод : 2014ApJ...785..161R . дои : 10.1088/0004-637X/785/2/161 . S2CID   55928992 .
  56. ^ Овернь, М.; Баглин, А.; Морель, П.-Ж. (1 декабря 1981 г.). «О существовании эффектов гистерезиса у пульсирующих звезд» . Астрономия и астрофизика . 104 (1): 47–56. Бибкод : 1981A&A...104...47A . ISSN   0004-6361 .
  57. ^ «Осциллятор релаксации» , Arc.Ask3.Ru , 10 мая 2023 г. , получено 4 сентября 2023 г.
  58. ^ Маурицио Саларис; Санти Кассизи (13 декабря 2005 г.). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья . п. 180. ИСБН  978-0-470-09222-4 .
  59. ^ Горыня, Н.А.; Самус, Нью-Йорк; Расторгуев А.С.; Сачков, М.Э. (1996). «Спектроскопическое исследование пульсирующей звезды BL Her». Письма по астрономии . 22 (3): 326. Бибкод : 1996AstL...22..326G .
  60. ^ Сабадос, Л.; Кисс, LL; Дерекас, А. (2007). «Аномальная цефеида XZ Кита». Астрономия и астрофизика . 461 (2): 613–618. arXiv : astro.ph/0609097 . Бибкод : 2007A&A...461..613S . дои : 10.1051/0004-6361:20065690 . S2CID   18245078 .
  61. ^ Плахи, Э.; и др. (2020), «Наблюдения звезд цефеид TESS: результаты первого света», Серия дополнений к Astrophysical Journal , 253 (1): 11, arXiv : 2012.09709 , Bibcode : 2021ApJS..253...11P , doi : 10.3847/1538- 4365/abd4e3 , S2CID   229297708
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Cepheid_variable&oldid=1235087613"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 4380e7f900ea2f24c6a1c66525d7d3fd__1721223000
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/43/fd/4380e7f900ea2f24c6a1c66525d7d3fd.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
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.)