Cefeidova proměnná - Cepheid variable

„Cepheid“ přeadresuje tady. Pro další použití viz Cepheid (disambiguation).
RS Puppis, jedna z nejjasnějších známých proměnných hvězd Cepheid v mléčná dráha galaxie
(Hubbleův vesmírný dalekohled)

A Cefeidova proměnná (/ˈsɛFiːɪd,ˈsiːFiːɪd/) je typ hvězda že pulzuje radiálně, lišící se průměrem i teplotou a produkující změny jasu s dobře definovanou stájí doba a amplituda.

Silný přímý vztah mezi proměnnými cefeidy zářivost a pulzační období ustanovil Cefeidy jako důležité ukazatele kosmických měřítek pro změnu měřítka galaktické a extragalaktické vzdálenosti. Tato robustní charakteristika klasických cefeidů byla objevena v roce 1908 Henrietta Swan Leavitt po prostudování tisíců proměnné hvězdy v Magellanovy mraky. Tento objev umožňuje poznat skutečnou svítivost cefeidy pouhým pozorováním doby jejího pulzování. To zase umožňuje určit vzdálenost od hvězdy porovnáním její známé svítivosti s pozorovaným jasem.

Termín Cepheid pochází z Delta Cephei v souhvězdí Cepheus, identifikováno John Goodricke v roce 1784, první svého druhu, který byl takto identifikován.

Mechaniku pulzace jako tepelného motoru navrhl v roce 1917 Arthur Stanley Eddington (který podrobně psal o dynamice cefeidů), ale to nebylo až do roku 1953 S. A. Zhevakin identifikoval ionizované helium jako pravděpodobný ventil pro motor.

Dějiny

Křivky dobové svítivosti klasický a cefeidy typu II

10. září 1784 Edward Pigott zjistil variabilitu Eta Aquilae, první známý zástupce třídy klasických cefeidských proměnných.[1] Avšak stejnojmenná hvězda pro klasické Cepheidy je Delta Cephei, zjistil, že je variabilní uživatelem John Goodricke o několik měsíců později.[2] Počet podobných proměnných vzrostl na konci 19. století na několik desítek a byly označovány jako třída jako cefeidy.[3] Většina cefeid byla známa z charakteristických tvarů světelných křivek s rychlým nárůstem jasu a hrbem, ale některé s více symetrickými světelnými křivkami byly po prototypu známé jako Geminids ζ Geminorum.[4]

Vztah mezi dobou a svítivostí pro klasické cefeidy objevil v roce 1908 Henrietta Swan Leavitt při vyšetřování tisíců proměnných hvězd v Magellanovy mraky.[5] Vydala ji v roce 1912 s dalšími důkazy.[6]

V roce 1913 Ejnar Hertzsprung se pokusil najít vzdálenosti na 13 cefeidů pomocí pohybu oblohou.[7] Jeho výzkum by však později vyžadoval revizi. V roce 1918 Harlow Shapley použil cefeidy k zavedení počátečních omezení velikosti a tvaru mléčná dráha a umístění našeho Slunce v něm.[8] V roce 1924 Edwin Hubble stanovil vzdálenost ke klasickým cefeidským proměnným v Galaxie Andromeda, do té doby známé jako Andromeda Mlhovina, a ukázal, že proměnné nebyly členy Mléčné dráhy. Hubblův nález vyřešil otázku položenou v „Skvělá debata „zda Mléčná dráha představovala celý vesmír, nebo byla pouze jednou z mnoha galaxie ve vesmíru.[9]

V roce 1929 Hubble a Milton L. Humason formuloval to, co je nyní známé jako Hubbleův zákon spojením cefeidských vzdáleností do několika galaxií s Vesto Slipher Měření rychlosti, jakou od nás tyto galaxie ustupují. Zjistili, že se vesmír rozpíná (viz expanze vesmíru ). Nicméně, expanzi vesmíru předpokládalo několik let předtím Georges Lemaître.[10]

Ilustrace cefeidových proměnných (červené tečky) ve středu Mléčné dráhy[11]

V polovině 20. století byly významné problémy s měřítkem astronomické vzdálenosti vyřešeny rozdělením cefeidů do různých tříd s velmi odlišnými vlastnostmi. Ve 40. letech Walter Baade poznal dvě samostatné populace cefeidů (klasickou a typu II). Klasické cefeidy jsou mladší a masivnější hvězdy I. populace, zatímco cefeidy typu II jsou starší slabší hvězdy II. Populace.[12] Klasické cefeidy a cefeidy typu II sledují různé vztahy mezi dobou a svítivostí. Světelnost cefeidů typu II je v průměru menší než u klasických cefeidů přibližně o 1,5 veličiny (ale stále jasnější než hvězdy RR Lyrae). Baadeův klíčový objev vedl k dvojnásobnému zvětšení vzdálenosti k M31 ak extragalaktické stupnici vzdálenosti.[13][14] Hvězdy RR Lyrae, pak známé jako Cluster Variables, byly rozpoznány poměrně brzy jako samostatná třída proměnných, částečně kvůli jejich krátkým obdobím.[15][16]

Mechaniku pulzace jako tepelného motoru navrhl v roce 1917 Arthur Stanley Eddington[17] (který podrobně psal o dynamice cefeidů), ale to nebylo až do roku 1953 S. A. Zhevakin identifikoval ionizované hélium jako pravděpodobný ventil pro motor.[18]

Třídy

Cefeidovy proměnné jsou rozděleny do dvou podtříd, které vykazují výrazně odlišné hmotnosti, věk a evoluční historii: klasické cefeidy a cefeidy typu II. Proměnné Delta Scuti jsou hvězdy typu A na hlavní sekvenci na jejím konci nebo v její blízkosti pás nestability a původně se o nich hovořilo jako o trpasličích cefeidech. Proměnné RR Lyrae mít krátká období a ležet na pruhu nestability, kde protíná vodorovná větev. Proměnné Delta Scuti a proměnné RR Lyrae nejsou obecně ošetřeny proměnnými Cepheid, i když jejich pulzace pocházejí se stejnou ionizací helia mechanismus kappa.

Klasické cefeidy

Hlavní článek: Klasická proměnná Cepheid
Světelná křivka z Delta Cephei, prototyp klasických cefeů, ukazující pravidelné variace produkované přirozenými hvězdnými pulzacemi

Klasické cefeidy (známé také jako cefeidy populace I, cefeidy typu I nebo Delta Cefeidy) podstupují pulzace s velmi pravidelnými obdobími v řádu dnů až měsíců. Klasické cefeidy jsou Populace I. proměnné hvězdy které jsou 4–20krát hmotnější než Slunce,[19] a až 100 000krát více zářivé.[20] Tito cefeidové jsou žlutí jasní obři a supergianti spektrální třída F6 - K2 a jejich poloměry se mění o (~ 25% pro delší období Já Carinae ) miliony kilometrů během pulzačního cyklu.[21]

Klasické cefeidy se používají ke stanovení vzdáleností ke galaxiím uvnitř Místní skupina a dále a jsou prostředkem, kterým Hubbleova konstanta lze stanovit.[22][23][24][25][26] Klasické cefeidy byly také použity k objasnění mnoha charakteristik naší galaxie, jako je výška Slunce nad galaktickou rovinou a místní spirální struktura Galaxie.[27]

Skupina klasických cefeid s malými amplitudami a sinusový světelné křivky jsou často odděleny jako malé amplitudové cefeidy nebo s-cefeidy, mnoho z nich pulzuje v prvním podtextu.

Cefeidy typu II

Hlavní článek: Cefeid typu II
Světelná křivka κ Pavonis, cepheid typu II, zaznamenaný NASA Projíždějící satelit průzkumu Exoplanet (TESS)

Cefeidy typu II (také nazývané Cefeidy populace II) jsou populace II proměnné hvězdy, které pulzují s obdobími obvykle mezi 1 a 50 dny.[12][28] Typicky jsou to cefeidy typu II kov -chudý, starý (~ 10 Gyr), objekty s nízkou hmotností (~ polovina hmotnosti Slunce). Cefeidy typu II jsou rozděleny do několika podskupin podle období. Hvězdy s obdobími mezi 1 a 4 dny jsou z BL Její podtřída, 10–20 dní patří W Virginis podtřída a hvězdy s periodami většími než 20 dní patří do RV Tauri podtřída.[12][28]

Ke stanovení vzdálenosti k Cefeidům typu II Galaktické centrum, kulové hvězdokupy, a galaxie.[27][29][30][31][32][33][34]

Anomální cefeidy

Skupina pulzujících hvězd na pásu nestability má období kratší než 2 dny, podobně jako proměnné RR Lyrae, ale s vyšší svítivostí. Anomální proměnné cefeidy mají hmotnosti vyšší než cefeidy typu II, proměnné RR Lyrae a naše slunce. Není jasné, zda se jedná o mladé hvězdy na „obrácené“ vodorovné větvi, modré opozdilce tvořil skrz hromadný přenos v binárních systémech nebo v kombinaci obou.[35][36]

Cefeidy s dvojím režimem

Viz také: Základní frekvence

Bylo pozorováno, že malá část cefeidových proměnných pulzuje ve dvou režimech současně, obvykle v základním a prvním podtextu, příležitostně ve druhém podtextu.[37] Velmi malý počet pulzuje ve třech režimech nebo neobvyklá kombinace režimů včetně vyšších podtextů.[38]

Nejistoty v Cepheid určovaly vzdálenosti

Hlavní mezi nejistotami spojenými s klasickou stupnicí vzdálenosti Cepheidovy vzdálenosti typu II jsou: povaha vztahu perioda-svítivost v různých hesla, dopad metalicity na nulový bod i sklon těchto vztahů a účinky fotometrické kontaminace (míchání) a měnícího se (obvykle neznámého) zákona o vyhynutí na vzdálenosti Cepheid. Všechna tato témata jsou v literatuře aktivně diskutována.[23][20][25][32][39][40][41][42][43][44][45][46]

Tyto nevyřešené záležitosti vedly k citovaným hodnotám pro Hubblovou konstantu (stanovenou z klasických cefeidů) v rozmezí od 60 km / s / Mpc do 80 km / s / Mpc.[22][23][24][25][26] Vyřešení této nesrovnalosti je jedním z nejdůležitějších problémů v astronomii, protože kosmologické parametry vesmíru mohou být omezeny dodáním přesné hodnoty Hubblovy konstanty.[24][26] Nejistoty se v průběhu let zmenšily, částečně kvůli objevům, jako je RS Puppis.

Delta Cephei má také zvláštní význam jako kalibrátor vztahu cefeidské periody a svítivosti, protože jeho vzdálenost je mezi nejpřesněji stanovenými pro cefeidu, částečně proto, že je členem hvězdokupa[47][48] a dostupnost přesných Hubbleův vesmírný dalekohled /Hipparcos paralaxy.[49] Přesnost měření vzdálenosti k cefeidským proměnným a dalším tělesům do 7500 světelných let je výrazně vylepšena kombinací snímků z HST pořízených s odstupem šesti měsíců, když jsou Země a HST na opačných stranách Slunce.[50]

Pulzační model

Viz také: mechanismus kappa

Přijaté vysvětlení pulzování cefeidů se nazývá Eddingtonův ventil,[51] nebo „κ-mechanismus ", kde řecké písmeno κ (kappa) je obvyklým symbolem opacity plynu.

Hélium je plyn považovaný za nejaktivnější v tomto procesu. Dvojnásobně ionizovaný helium (helium, jehož atomům chybí oba elektrony) je neprůhlednější než samostatně ionizované helium. Čím více se hélium zahřívá, tím více se ionizuje. V nejtemnější části Cefeidova cyklu je ionizovaný plyn ve vnějších vrstvách hvězdy neprůhledný, a proto je zahříván radiací hvězdy a díky zvýšené teplotě začíná expandovat. Jak se rozpíná, ochlazuje, a tím se stává méně ionizovaným, a proto transparentnějším, což umožňuje úniku záření. Potom se expanze zastaví a obrátí se kvůli gravitační přitažlivosti hvězdy. Proces se pak opakuje.

V roce 1879 Arthur Ritter prokázali, že adiabatické období radiální pulzace pro homogenní sféru s tím souvisí povrchová gravitace a poloměr prostřednictvím vztahu:

kde k je konstanta proporcionality. Nyní, protože povrchová gravitace souvisí s hmotou a poloměrem koule prostřednictvím vztahu:

jeden nakonec získá:

kde Q je konstanta, nazývaná pulzační konstanta.[52]

Příklady

Reference

  1. ^ Pigott, Edward (1785). Msgstr "Pozorování nové proměnné hvězdy". Filozofické transakce královské společnosti. 75: 127–136. Bibcode:1785RSPT ... 75..127P. doi:10.1098 / rstl.1785.0007.
  2. ^ Goodricke, John (1786). "Série pozorování a objev období variace světla hvězdy označeného δ Bayerem v blízkosti hlavy Cepheuse. V dopise od Johna Goodrickeho, Esq. Nevilovi Maskelynovi, DDFRS a astronomovi Královský". Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně. 76: 48–61. Bibcode:1786RSPT ... 76 ... 48G. doi:10.1098 / rstl.1786.0002.
  3. ^ Clarke, Agnes Mary (1903). Problémy v astrofyzice. Londýn, Anglie: Adam & Charles Black. p. 319. ISBN  9780403014781.
  4. ^ Engle, Scott (2015). Tajné životy cefeidů: Studie atmosféry s více vlnovými délkami a vývoj klasických cefeidů v reálném čase (Teze). arXiv:1504.02713. Bibcode:2015PhDT ........ 45E. doi:10,5281 / zenodo.45252.
  5. ^ Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 proměnných v Magellanova mračnech“. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 60 (4): 87–108. Bibcode:1908AnHar..60 ... 87L.
  6. ^ Leavitt, Henrietta S .; Pickering, Edward C. (1912). "Období 25 proměnných hvězd v Malém Magellanově mračnu". Harvard College Observatory Circular. 173: 1–3. Bibcode:1912HarCi.173 .... 1L.
  7. ^ Hertzsprung, E. (1913). „Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus“ [O prostorovém rozdělení proměnných [hvězd] typu δ Cephei]. Astronomische Nachrichten (v němčině). 196 (4692): 201–208. Bibcode:1913AN .... 196..201H.
  8. ^ Shapley, H. (1918). „Kulové hvězdokupy a struktura galaktického systému“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 30 (173): 42. Bibcode:1918PASP ... 30 ... 42S. doi:10.1086/122686.
  9. ^ Hubble, E. P. (1925). „Cefeidy ve spirálních mlhovinách“. Hvězdárna. 48: 139. Bibcode:1925Obs ... 48..139H.
  10. ^ Lemaître, G. (1927). „Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques“. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles. 47: 49. Bibcode:1927ASSB ... 47 ... 49L.
  11. ^ „VISTA objevuje novou součást Mléčné dráhy“. Citováno 29. října 2015.
  12. ^ A b C Wallerstein, George (2002). „Cefeidy populace II a příbuzné hvězdy“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 114 (797): 689–699. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698.
  13. ^ Baade, W. (1958). "Problémy při určování vzdálenosti galaxií". Astronomický deník. 63: 207. Bibcode:1958AJ ..... 63..207B. doi:10.1086/107726.
  14. ^ Allen, Nick. „Sekce 2: Velká debata a velká chyba: Shapley, Hubble, Baade“. Cepheidova stupnice vzdálenosti: Historie. Archivovány od originál 10. prosince 2007.
  15. ^ Shapley, Harlow. (1918). „Č. 153. Studie založené na barvách a velikostech v hvězdných klastrech. Osmý papír: Svítivost a vzdálenosti 139 proměnných Cepheid“. Příspěvky z Mount Wilson Observatory. 153: 1. Bibcode:1918CMWCI.153 .... 1S.
  16. ^ Shapley, Harlow (1918). „Studie založené na barvách a velikostech hvězdných klastrů. Osmý papír: Svítivost a vzdálenosti 139 proměnných Cepheid“. Astrofyzikální deník. 48: 279–294. Bibcode:1918ApJ .... 48..279S. doi:10.1086/142435.
  17. ^ Eddington, A. S. (1917). "Teorie pulzování cefeidských proměnných". Hvězdárna. 40: 290. Bibcode:1917Obs .... 40..290E.
  18. ^ Zhevakin, S. A., "К Теории Цефеид. I", Астрономический журнал, 30 161–179 (1953)
  19. ^ Turner, David G. (1996). „Předci klasických cefeidových proměnných“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 90: 82. Bibcode:1996JRASC..90 ... 82T.
  20. ^ A b Turner, David G. (2010). „Kalibrace PL pro cefeidy Mléčné dráhy a její důsledky pro stupnici vzdálenosti“. Astrofyzika a vesmírná věda. 326 (2): 219–231. arXiv:0912.4864. Bibcode:2010Ap & SS.326..219T. doi:10.1007 / s10509-009-0258-5.
  21. ^ Rodgers, A. W. (1957). "Variační poloměr a typ populace cepheidových proměnných". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 117: 85–94. Bibcode:1957MNRAS.117 ... 85R. doi:10.1093 / mnras / 117.1.85.
  22. ^ A b Freedman, Wendy L .; Madore, Barry F .; Gibson, Brad K .; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D .; Sakai, Shoko; Mold, Jeremy R .; Kennicutt, Jr., Robert C .; Ford, Holland C .; Graham, John A .; Huchra, John P .; Hughes, Shaun M. G .; Illingworth, Garth D .; Macri, Lucas M .; Stetson, Peter B. (2001). "Konečné výsledky z Hubbleův vesmírný dalekohled Klíčový projekt pro měření Hubblovy konstanty “. Astrofyzikální deník. 553 (1): 47–72. arXiv:astro.ph/0012376. Bibcode:2001ApJ ... 553 ... 47F. doi:10.1086/320638.
  23. ^ A b C Tammann, G. A .; Sandage, A .; Reindl, B. (2008). "Pole rozšíření: hodnota H 0". The Astronomy and Astrophysics Review. 15 (4): 289–331. arXiv:0806.3018. Bibcode:2008A & ARv..15..289T. doi:10.1007 / s00159-008-0012-r.
  24. ^ A b C Freedman, Wendy L .; Madore, Barry F. (2010). „Hubblova konstanta“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA & A..48..673F. doi:10.1146 / annurev-astro-082708-101829.
  25. ^ A b C Ngeow, C .; Kanbur, S. M. (2006). „Hubbleova konstanta ze supernov typu Ia kalibrovaná s lineárními a nelineárními vztahy cefeidových periody a světelnosti“. Astrofyzikální deník. 642 (1): L29 – L32. arXiv:astro.ph/0603643. Bibcode:2006ApJ ... 642L..29N. doi:10.1086/504478.
  26. ^ A b C Macri, Lucas M .; Riess, Adam G .; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). „Projekt SH0ES: Pozorování cefeidů v NGC 4258 a SN hostitelích typu Ia“. Sborník konferencí AIP. STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND POZORATION: Proceedings of the International Conference. Sborník konferencí AIP. 1170. 23–25. Bibcode:2009AIPC.1170 ... 23M. doi:10.1063/1.3246452.
  27. ^ A b Majaess, D. J .; Turner, D. G .; Lane, D. J. (2009). "Charakteristiky galaxie podle cefeidů". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 398 (1): 263–270. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15096.x.
  28. ^ A b Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2008). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. II. Cefeidy typu II a anomální cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008 AcA .... 58..293S.
  29. ^ Kubiak, M .; Udalski, A. (2003). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Cefeidy populace II v galaktické bouli“. Acta Astronomica. 53: 117. arXiv:astro.ph/0306567. Bibcode:2003AcA .... 53..117 tis.
  30. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Svátek, Michael W .; Menzies, John W .; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; et al. (2006). "Vztah periody a svítivosti pro cefeidy typu II v kulových hvězdokupách". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 370 (4): 1979–1990. arXiv:astro.ph/0606609. Bibcode:2006MNRAS.370.1979M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10620.x.
  31. ^ Svátek, Michael W .; Laney, Clifton D .; Kinman, Thomas D .; Van Leeuwen, podlaha; Whitelock, Patricia A. (2008). "Světelnost a stupnice vzdáleností proměnných Cepheid a RR Lyrae typu II". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 386 (4): 2115–2134. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13181.x.
  32. ^ A b Majaess, D .; Turner, D .; Lane, D. (2009). "Cefeidy typu II jako svíčky na extragalaktickou vzdálenost". Acta Astronomica. 59 (4): 403. arXiv:0909.0181. Bibcode:2009AcA .... 59..403 mil.
  33. ^ Majaess, D. J. (2010). „RR Lyrae a cefeidové proměnné typu II dodržují společný vztah na dálku“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 38 (1): 100–112. arXiv:0912.2928. Bibcode:2010JAVSO..38..100M.
  34. ^ Matsunaga, Noriyuki; Svátek, Michael W .; Menzies, John W. (2009). "Vztahy periody a svítivosti pro cefeidy typu II a jejich aplikace". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti . 397 (2): 933–942. arXiv:0904.4701. Bibcode:2009MNRAS.397..933M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.14992.x.
  35. ^ Caputo, F .; Castellani, V .; Degl'Innocenti, S .; Fiorentino, G .; Marconi, M. (2004). „Jasné proměnné chudé na kov: Proč Anomální Cefeidy? ". Astronomie a astrofyzika. 424 (3): 927–934. arXiv:astro.ph/0405395. Bibcode:2004 A & A ... 424..927C. doi:10.1051/0004-6361:20040307.
  36. ^ Soszyński, I .; Udalski, A .; Szymański, M. K .; Kubiak, M .; Pietrzyński, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K .; Poleski, R. (2008). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Katalog proměnných hvězd OGLE-III. II. Cefeidy typu II a anomální cefeidy ve Velkém Magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008 AcA .... 58..293S.
  37. ^ Smolec, R .; Moskalik, P. (2008). "Klasické cefeidové modely s dvojím režimem, znovu navštívené". Acta Astronomica. 58: 233. arXiv:0809.1986. Bibcode:2008AcA .... 58..233S.
  38. ^ Soszynski, I .; Poleski, R .; Udalski, A .; Kubiak, M .; Szymanski, M. K .; Pietrzynski, G .; Wyrzykowski, L .; Szewczyk, O .; Ulaczyk, K. (2008). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Cepheidy s trojitým režimem a 1O / 3O s dvojitým režimem ve velkém magellanově mračnu“. Acta Astronomica. 58: 153. arXiv:0807.4182. Bibcode:2008AcA .... 58..153S.
  39. ^ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E .; Svátek, Michael W .; Barnes, Thomas G .; Harrison, Thomas E .; Patterson, Richard J .; Menzies, John W .; Bean, Jacob L .; Freedman, Wendy L. (2007). „Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Paralaxy of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations“. Astronomický deník. 133 (4): 1810. arXiv:astro.ph/0612465. Bibcode:2007AJ .... 133.1810B. doi:10.1086/511980.
  40. ^ Stanek, K. Z .; Udalski, A. (1999). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Zkoumání vlivu míchání na stupnici cefeidové vzdálenosti s cefeidami ve Velkém Magellanově mračnu“. arXiv:astro-ph / 9909346.
  41. ^ Udalski, A .; Wyrzykowski, L .; Pietrzynski, G .; Szewczyk, O .; Szymanski, M .; Kubiak, M .; Soszynski, I .; Zebrun, K. (2001). „Experiment s optickým gravitačním čočkováním. Cefeidy v galaxii IC1613: žádná závislost vztahu perioda a svítivosti na metalicitě“. Acta Astronomica. 51: 221. arXiv:astro.ph/0109446. Bibcode:2001AcA .... 51..221U.
  42. ^ Macri, L. M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Greenhill, L. J .; Reid, M. J. (2006). „Nová vzdálenost cefeid k galaxii Maser-Host NGC 4258 a její důsledky pro Hubbleovu konstantu“. Astrofyzikální deník. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro.ph/0608211. Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M. doi:10.1086/508530.
  43. ^ Bono, G .; Caputo, F .; Fiorentino, G .; Marconi, M .; Musella, I. (2008). „Cefeidy ve vnějších galaxiích. I. Galaxie Maser-Host Galaxy NGC 4258 a závislost metalicity mezi dobou a světelností a vztahy mezi dobou a vlnou“. Astrofyzikální deník. 684 (1): 102–117. arXiv:0805.1592. Bibcode:2008ApJ ... 684..102B. doi:10.1086/589965.
  44. ^ Madore, Barry F .; Freedman, Wendy L. (2009). „Co se týče sklonu vztahu cefeidy k období a světelnosti“. Astrofyzikální deník. 696 (2): 1498–1501. arXiv:0902.3747. Bibcode:2009ApJ ... 696.1498M. doi:10.1088 / 0004-637X / 696/2/1498.
  45. ^ Scowcroft, V .; Bersier, D .; Mold, J. R .; Wood, P. R. (2009). "Vliv metalicity na cefeidské veličiny a vzdálenost k M33". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 396 (3): 1287–1296. arXiv:0903.4088. Bibcode:2009MNRAS.396.1287S. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.14822.x.
  46. ^ Majaess, D. (2010). „Cefeidy Kentaura A (NGC 5128) a důsledky pro H0“. Acta Astronomica. 60 (2): 121. arXiv:1006.2458. Bibcode:2010AcA .... 60..121 mil.
  47. ^ De Zeeuw, P. T .; Hoogerwerf, R .; De Bruijne, J. H. J .; Brown, A. G. A .; Blaauw, A. (1999). „Sčítání lidu z blízkých OB asociací HIPPARCOS“. Astronomický deník. 117 (1): 354–399. arXiv:astro.ph/9809227. Bibcode:1999AJ .... 117..354D. doi:10.1086/300682.
  48. ^ Majaess, D .; Turner, D .; Gieren, W. (2012). „Nové důkazy podporující členství v klastru pro kalibrátor Keystone Delta Cephei“. Astrofyzikální deník. 747 (2): 145. arXiv:1201.0993. Bibcode:2012ApJ ... 747..145M. doi:10.1088 / 0004-637X / 747/2/145.
  49. ^ 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 .; Příběh, D .; Whipple, A. L .; Bradley, A. J. (2002). „Astrometrie s Hubblovým kosmickým dalekohledem: Paralaxa základního kalibrátoru vzdálenosti δ Cephei“. Astronomický deník. 124 (3): 1695. arXiv:astro.ph/0206214. Bibcode:2002AJ .... 124.1695B. doi:10.1086/342014.
  50. ^ Riess, Adam G .; Casertano, Stefano; Anderson, Jay; MacKenty, John; Filippenko, Alexej V. (2014). „Paralaxa mimo Kiloparsec z Prostorového skenování Wide Field Camera 3 na Hubblově vesmírném dalekohledu“. Astrofyzikální deník. 785 (2): 161. arXiv:1401.0484. Bibcode:2014ApJ ... 785..161R. doi:10.1088 / 0004-637X / 785/2/161.
  51. ^ Smith, D. H. (1984). "Eddingtonův ventil a cefeidové pulzování". Obloha a dalekohled. 68: 519. Bibcode:1984S & T .... 68..519S.
  52. ^ Maurizio Salaris; Santi Cassisi (13. prosince 2005). Evoluce hvězd a hvězdných populací. John Wiley & Sons. p. 180. ISBN  978-0-470-09222-4.
  53. ^ Gorynya, N. A .; Samus, N. N .; Rastorguev, A. S .; Sachkov, M. E. (1996). „Spektroskopická studie pulzující hvězdy BL Her“. Dopisy o astronomii. 22 (3): 326. Bibcode:1996AstL ... 22..326G.
  54. ^ Szabados, L .; Kiss, L. L .; Derekas, A. (2007). "Anomální Cepheid XZ Ceti". Astronomie a astrofyzika. 461 (2): 613–618. arXiv:astro.ph/0609097. Bibcode:2007A & A ... 461..613S. doi:10.1051/0004-6361:20065690.

externí odkazy