Cepheid

Cepheider  - en klasse af pulserende variable stjerner , hvis prototype var δ Cephei . Disse stjerner er gule kæmper og supergiganter , og blandt de variable stjerner er cepheider kendetegnet ved en velundersøgt periode-lysstyrkeafhængighed . På grund af denne afhængighed og høje lysstyrke bruges Cepheider som standardlys  - ifølge observationer af Cepheider bestemmes afstande til fjerne objekter, herunder til andre galakser, og i begyndelsen af ​​det 20. århundrede, med deres hjælp, eksistensen af genstande uden for Mælkevejen blev bevist, og Hubble-loven blev opdaget .

Cepheider er opdelt i to hovedklasser - klassiske Cepheider og type II Cepheider , som også er heterogene og er opdelt i underklasser. Stjernerne i disse klasser adskiller sig meget i masser og aldre, er på forskellige stadier af udviklingen og tilhører forskellige stjernepopulationer og har også forskellige forhold mellem periode og lysstyrke. Forskellen i perioder og lysstyrker mellem klasserne er dog ikke så stor, og de blev først identificeret i 1952. Derudover er pulsationsmekanismen for alle cepheider den samme [1] [2] [3] . Det kaldes en kappa-mekanisme , og dets princip ligner en varmemotor , hvor et lag af ioniseret helium spiller rollen som en ventil.

Karakteristika

Cepheider er kæmper og supergiganter af spektraltyperne F, G og tidlige K. Deres lysstyrke varierer med en amplitude på 1–2 m , og spektraltypen varierer fra F5–F8 maksimalt til F7–K1 som minimum. Maksima for lysstyrke, temperatur og ekspansionshastighed for Cepheider falder sammen, men de falder ikke på hverken maksimum eller minimum af radius. Cepheidernes lyskurver udmærker sig ved en ret hurtig stigning i lysstyrken og et langsommere henfald [3] [4] [5] .

De karakteristiske pulsationsperioder for velundersøgte cepheider spænder fra 1 til 45 dage, men der er også cepheider med længere pulsationsperioder. I vores galakse er der objekter med en periode på 125 dage (selvom deres tilhørsforhold til de klassiske cepheider ikke er blevet bekræftet), og i andre galakser kendes objekter med perioder på mere end 200 dage, som har alle tegn på cepheider [ 3] [4] .

Lyskurverne for RR Lyrae variable stjerner har en vis lighed med Cepheid lyskurver, og af denne grund er udtrykket "kortperiode Cepheider" tidligere blevet brugt om RR Lyrae stjerner. Der er dog mere grundlæggende fysiske forskelle mellem Cepheider og RR Lyrae stjerner, udover perioder, så dette udtryk anses for forkert og bruges ikke længere [6] .

De første cepheider blev opdaget i 1783 og 1784: Eduard Pigott opdagede variabiliteten af ​​lysstyrke med tiden for η Eagle , og i 1784 John Goodryke  for δ Cepheus [2] .

Klassifikation

De fleste cepheider kan henføres til en af ​​to typer: klassiske cepheider , som tilhører galaksens flade delsystem og tilhører stjernepopulationen I , eller type II-cepeider , som tilhører galaksens sfæriske delsystem og population II . Denne opdeling af cepheider i to hovedklasser blev introduceret af Walter Baade i 1952. Han opdagede, at cepheider ikke adlyder et enkelt periode-lysstyrkeforhold og fandt ud af, at nogle af de afstande, der blev bestemt på det tidspunkt ved hjælp af denne metode, viste sig at være forkerte: for eksempel viste det sig, at estimatet af afstanden til Andromedagalaksen blev undervurderet til det halve [2] [3] [7] .

Klassiske cepheider

Klassiske cepheider er unge population I -stjerner , der er koncentreret i galaksens flade delsystem og som regel findes i åbne stjernehobe . Disse cepheider har masser på 3-18 M ⊙ , absolutte størrelser fra −0,5 m til −6 m , og perioder oftest i intervallet 5-10 dage [8] , og deres alder er 50-300 millioner år. På de indledende stadier af evolutionen, da disse stjerner var på hovedsekvensen , havde de en spektralklasse B. Denne type Cepheid er velundersøgt og har et ret veldefineret periode-lysstyrkeforhold , og bruges normalt til at bestemme afstande [3] [4] [9] [10] [11] .

For klassiske cepheider med perioder på 6-20 dage viser deres lyskurver et lille spring under lysstyrkefaldet, hvilket for cepheider med perioder på omkring 10 dage er tæt på lysstyrkemaksimum, hvilket kan føre til tilstedeværelsen af ​​to maksima. Dette fænomen forklares enten ved en pulsering i to perioder med en resonans på 1:2 eller ved et ekko fra selve pulseringerne. I engelsk litteratur kaldes sådanne cepheider bump-cepeider (bogstaveligt talt "impact-cepeider") [12] [13] .

Eksempler på klassiske Cepheider er η Eagle og δ Cephei - den første af de opdagede Cepheider generelt, samt Polarstjernen - sidstnævnte er den tætteste Cepheid på Jorden, men dens lysstyrke ændrer sig kun i området 0,06 m [9] ] [12] .

Type II Cepheider

Type II Cepheider er gamle population II stjerner , der tilhører Galaksens sfæriske delsystem . De findes hovedsageligt i kugleformede stjernehobe og adlyder et andet periode-lysstyrkeforhold end klassiske cepheider: med de samme perioder er type II-cepeider 1,5 m - det vil sige cirka 4 gange - svagere end klassiske cepheider [4] . Den absolutte størrelse af sådanne stjerner varierer fra 0 m til −3 m , og perioderne er oftest 12-28 dage [8] . Masserne af type II Cepheider er kun blevet målt indirekte, ud fra deres pulseringer, og menes at ligge i området 0,5-0,8 M ⊙ [14] . Alderen for sådanne cepheider er mere end 10 milliarder år [3] [4] [15] .

Type II Cepheider er opdelt i 3 underklasser [10] [11] [12] :

  • variabler af type BL Hercules - med perioder fra 1 til 5-8 dage,
  • variabler af type W Jomfru — med perioder på 10-20 dage,
  • variabler af typen RV Taurus - med perioder på mere end 20 dage. Ud over en længere periode er stjernerne i denne underklasse kendetegnet ved lyskurvernes uregelmæssige form og betragtes nogle gange som en mellemtype af stjerner mellem cepheider og mirider . Denne underklasse er til gengæld opdelt i to undertyper [16] :
    • RVa er den gennemsnitlige lysstyrke af stjernen over perioden er konstant,
    • RVb er den gennemsnitlige lysstyrke for perioden varierer med en periode på 600-1500 dage.

Tidligere, da Type II Cepheider endnu ikke var underopdelt, blev udtrykkene "Virgo W variabler" og "Type II Cepheider" brugt i flæng. Opdelingen blev indført på baggrund af det faktum, at stjerner af forskellige underklasser befinder sig på forskellige stadier af stjernernes udvikling [10] [11] .

Eksempler på Type II Cepheider er prototyperne af hver af de tre underklasser: BL Hercules , W Virgo og RV Taurus [12] [16] .

Anomale cepheider

Ud over de to hovedtyper kendes de såkaldte "anomale cepheider": de findes i dværg sfæroidale galakser og har lysstyrker og perioder svarende til mellemværdier mellem type I og type II cepheider. Stjernen BL Bootes blev prototypen for denne klasse , og derfor begyndte sådanne stjerner at blive kaldt variabler af typen BL Bootes . Det antages, at sådanne objekter har masser af størrelsesordenen 1,5 M ⊙ [11] [17] . Udtrykket "anomale Cepheider" blev brugt til at beskrive Jomfru W-type Cepheider i kort tid efter deres opdagelse, men bruges ikke længere i denne betydning [3] .

Bimodale cepheider

Bi- og multimodale Cepheider er stjerner, der pulserer i to eller flere forskellige perioder. Hvis perioderne er tætte, opstår der slag i pulseringerne af cepheiderne . Omkring halvdelen af ​​cepheiderne med menstruation fra 2 til 4 dage er bimodale [12] [13] [18] [19] .

Forholdet mellem periode og lysstyrke

Parameterværdier [3]
Spektral
rækkevidde
B −2,40 -0,73
V −2,87 −1.01
RC _ −2,97 −1.30
R −3.13 −1,32
jeg C −3.07 −1,46
jeg −3.18 −1,60
J −3,37 −1,69
H −3,52 −1,85
K −3,52 −1,94

I 1908 opdagede Henrietta Leavitt forholdet mellem perioden med ændring i lysstyrke og lysstyrken af ​​cepheider i de magellanske skyer . Stjernerne der var åbenbart i samme afstand, hvilket betyder, at deres lysstyrker kunne sammenlignes direkte [20] . I 1913 fastslog Einar Hertzsprung , at cepheiderne i de magellanske skyer er de samme som i nærheden af ​​Solen , og den tidligere opdagede afhængighed af perioden og lysstyrken er den samme overalt [2] . Samtidig introducerede Hertzsprung selve betegnelsen "Cepheid" - efter navnet på stjernen δ Cephei [21] .

Siden da er afhængighedsparametrene gentagne gange blevet forfinet. I 1997, empirisk, baseret på Hipparcos data , blev følgende formel for klassiske cepheider opnået:

hvor  er den gennemsnitlige absolutte størrelse i spektralområdet V , og  er pulsationsperioden i dage [22] .

Derudover blev der i 1996 opnået afhængigheder for forskellige spektralområder, som har en lignende form:

hvor  er nogle numeriske parametre for forskellige spektralområder ved at tage værdierne angivet i tabellen [3] [4] .

I mellemtiden, selv med tilstrækkelig nøjagtige data, passer stjernernes størrelser og perioder ikke perfekt ind i ovenstående afhængighed. Det er også påvirket af cepheidens position på ustabilitetsstrimlen , som kan udtrykkes ved farveindekset . I 2007 blev følgende formel foreslået ved hjælp af farveindekset [9] :

Forholdet mellem periode og lysstyrke forklares ved, at både perioden og lysstyrken for en Cepheid stiger med stigende masse. Desuden, jo større massen af ​​en stjerne er, jo kortere er dens samlede levetid og dens alder i det øjeblik, hvor den bliver en Cepheid. Således er alle fire parametre relateret [2] [23] .

Fænomenets fysik

Pulsationsmekanisme

Normalt er stjerner i termodynamisk ligevægt , det vil sige, at det indre gastryk i stjernen og dens egen vægt er afbalanceret. Hvis den krænkes, især stjernen udvider eller trækker sig sammen, har den en tendens til at vende tilbage til en tilstand af ligevægt, og svingninger begynder i den. Perioden for sådanne svingninger, den rigtige periode , er relateret til stjernens gennemsnitlige tæthed som følger [4] :

hvor  er gravitationskonstanten . For eksempel for Solen, som har en gennemsnitlig tæthed på 1,4 g/cm 3 , vil perioden være lidt mindre end en time [4] . Muligheden for sådanne pulsationer blev forudsagt i 1879 af den tyske fysiker August Ritter , og i 1894 opdagede Aristarkh Belopolsky ændringer i cepheidernes radiale hastighed. Oprindeligt blev det antaget, at disse ændringer er forårsaget af tilstedeværelsen af ​​usynlige massive satellitter, men så viste det sig, at de forklares af radiale pulseringer [9] .

Hvis en almindelig stjerne af en eller anden grund mister balancen, vil den begynde at svinge, men disse svingninger vil hurtigt dø ud. Observationer af pulserende variabler, især cepheider, viser, at deres svingninger ikke henfalder, hvilket betyder, at de skal have en form for energikilde. I 1917 fremsatte Arthur Eddington en hypotese, der forklarede, hvor energien kommer fra - energikilden i den kaldes "kappa-mekanismen" eller "Eddington-ventilen" og ligner en varmemotor [24] . Denne antagelse blev bekræftet i 1953, da Sergei Zhevakin opdagede linjer af ioniseret helium i spektre af cepheider  - det var ham, der spillede rollen som en ventil i Eddington-hypotesen [4] [25] .

Selve mekanismen er som følger: Cepheider har et lag af ioniseret helium med en tykkelse på 1-2 % af stjernens radius. He III (dobbelt ioniseret helium) er mindre transparent end He II (enkelt ioniseret helium), og jo højere temperatur, jo mere helium bliver dobbelt ioniseret. På grund af dette bliver heliumlaget mindre gennemsigtigt, det begynder at fange energi og samtidig varmes op, hvilket får stjernen til at udvide sig. Ved ekspansion falder temperaturen af ​​heliumlaget igen, delvis rekombination af He III sker og dets transformation til He II, og det bliver mere transparent, idet strålingsenergi sendes ind i de ydre lag. På grund af dette falder trykket i stjernens indre lag, under påvirkning af tyngdekraften trækker stjernen sig sammen igen, og processen gentages [4] . Stjerner med forskellig masse har forskellige temperaturfordelinger i deres indre, og jo mere massiv stjernen er, jo tættere på overfladen nås den temperatur, der kræves for at implementere den beskrevne proces, hvilket er 35000–55000 K [9] .

Oscillationer kan kun fortsætte, hvis deres periode falder sammen med stjernens egen svingningsperiode. Med en stigning i massen falder stjernens tæthed, og perioden med svingninger og lysstyrke stiger, hvilket er årsagen til den observerede periode-lysstyrkeafhængighed [23] .

Ikke kun cepheider kan understøtte kappa-pulsationsmekanismen, men parametrene for stjerner, der kan pulsere, er begrænsede. På Hertzsprung-Russell-diagrammet danner de en ustabilitetsstrimmel [4] [23] .

Kappa-mekanismen er hovedårsagen til pulseringer, men der er to andre mindre. Essensen af ​​den første af dem er, at laget af ioniseret helium har en lavere temperatur end de tilstødende lag, på grund af hvilken del af energien passerer til det, hvilket forbedrer kappa-mekanismen - dette fænomen kaldes gamma-mekanismen. Den anden kaldes r-mekanismen eller radius-mekanismen og ligger i, at når en stjerne komprimeres, falder dens areal, hvorfra der udstråles energi. Energitætheden inde i stjernen øges, hvilket fører til udvidelsen af ​​skallerne [9] [26] .

Cepheider som et evolutionsstadium

I løbet af evolutionen ændrer stjerner deres parametre såvel som deres placering på Hertzsprung-Russell-diagrammet . Når brint løber ud i det indre af stjerner som følge af fusion, begynder de at stige i størrelse og afkøles, da de falder fra hovedsekvensen og bevæger sig til subgigantstadiet . På dette tidspunkt kan massive stjerner krydse ustabilitetsstriben og midlertidigt blive til cepheider - på dette stadium tager en sådan overgang 10 2 -10 4 år, hvilket er meget kort efter astronomiske standarder. Derefter går stjernen til grenen af ​​røde kæmper , og hvis dens masse er stor nok, går heliumet i den gradvist ind i en termonuklear reaktion , på grund af hvilken stjernen går til den såkaldte blå sløjfe . Afhængigt af dens masse kan en blå sløjfestjerne krydse ustabilitetsstriben op til to gange og blive der i meget længere tid end første gang den passerede. I nogle tilfælde kan stjernen gå gennem den blå sløjfe to gange, og følgelig vil der være fire overgange af ustabilitetsstrimlen på dette stadium [5] [9] [23] .

Type II Cepheider er lavmassestjerner, der udvikler sig forskelligt. Blandt dem skelnes der tre underklasser, som svarer til forskellige stadier af stjernernes udvikling. Efter at helium antændes i kernen af ​​en stjerne med lav masse , passerer det til den vandrette gren - lysstyrken af ​​stjernerne på den er næsten den samme, og temperaturerne afhænger af massen og metalliciteten . Den vandrette gren skærer ustabilitetsstriben , og stjernerne i skæringspunktet mellem disse to områder pulserer - disse er kendt som RR Lyrae-variabler [5] . Men hvis stjernen rammer højtemperaturdelen af ​​den vandrette gren, vil den ikke pulsere på det tidspunkt. Når den løber tør for helium i sin kerne, vil den begynde at udvide sig og afkøle, falde ind i den asymptotiske kæmpegren , på et tidspunkt ender den i ustabilitetsstrimlen og begynder at pulsere - i dette tilfælde vil stjernen blive en BL Hercules type variabel [11] [14] .

Hvis stjernen falder på lavtemperaturdelen af ​​den vandrette gren , så skærer den asymptotiske kæmpegren ikke ustabilitetsstriben . For stjerner for enden af ​​den asymptotiske kæmpegren kan der dog ske en ændring fra en lagdelt brintkilde til en heliumkilde og omvendt, hvorved stjernens temperatur kortvarigt kan stige, og stjernen selv kan gå igennem en blå sløjfe. Hvis stjernen samtidig passerer striben af ​​ustabilitet og begynder at pulsere, så bliver den en variabel af typen W Jomfru [11] [14] [27] [28] .

Efter afslutningen af ​​den asymptotiske kæmpegren afgiver lavmassestjerner deres hylster og bliver til hvide dværge , men før det stiger deres overfladetemperatur, hvilket også fører til, at stjernen passerer gennem et ustabilitetsbånd. Stjerner, der passerer gennem bandet på dette stadium, bliver RV Taurus [11] [14] [16] .

En stjernes periode er ikke kun forbundet med lysstyrke, men også med dens position på ustabilitetsstrimlen: ved lige lysstyrker vil en koldere stjerne have en længere pulsationsperiode end en varmere. På grund af det faktum, at overgangen af ​​ustabilitetsstrimlen under subgigantstadiet forløber meget hurtigt efter astronomiske standarder, gør langsigtede systematiske observationer det muligt at registrere ændringer i cepheidernes perioder. En stigning i perioden betyder, at fotosfærens temperatur falder og stjernen i diagrammet bevæger sig til højre, mens et fald i perioden betyder en stigning i fotosfærens temperatur og bevægelse til venstre [23] .

Periodefordeling af cepheider

I Mælkevejen , de mest almindelige klassiske Cepheider med en pulsationsperiode på omkring 5 dage. Samtidig er spidsperioderne i de store og små magellanske skyer henholdsvis 3,2 og 1,6 dage. Denne forskel skyldes det faktum, at disse satellitters metallicitet er henholdsvis 2,2 og 4,8 gange mindre end Mælkevejens [9] .

Den maksimale temperatur, der vil blive nået på den blå sløjfe , afhænger af stjernens masse og af indholdet af tunge grundstoffer - jo større masse og jo lavere metallicitet, desto højere vil maksimumtemperaturen være, og det afhænger af, om stjernen på den blå løkke falder ind i ustabilitetsstrimlen. Jo lavere galaksens metallicitet er , jo lavere er minimumsmassen af ​​stjerner, der kan blive til cepheider. Da perioden for en Cepheid afhænger af dens masse, afhænger minimumsperioden også af metalliciteten. Samtidig er lavmassestjerner de mest almindelige, så cepheider med en minimumsperiode vil være de mest talrige [9] .

Betydning for astronomi

På grund af det velkendte og gentagelige forhold mellem periode og lysstyrke, bruges Cepheider som standardlys i astronomi. De kan bruges til at finde afstande i intervallet fra 100 pc til 20 Mpc, hvoraf afstandsmålinger ved parallaksemetoden giver meget lav nøjagtighed. Cepheider er således vigtige for at bestemme afstande til fjerne objekter og etablere en afstandsskala i astronomi [23] .

I 1916-1918, baseret på arbejdet af Henrietta Leavitt og Einar Hertzsprung , brugte Harlow Shapley for første gang Cepheider som standardlys. Efter at have forfinet forholdet mellem lysstyrke og periode, estimerede han afstandene til nærliggende kuglehobe ; derefter, successivt ved hjælp af andre kriterier, bestemte han afstandene (i størrelsesordenen hundredtusindvis af lysår ) til fjernere klynger, fandt ud af størrelsen af ​​Mælkevejen og bestemte, at Solen er ved kanten af ​​galaksen [2 ] [3] . I 1925-1926 opdagede Edwin Hubble adskillige cepheider i Andromeda-galaksen og beregnede deres afstand og beviste derved for første gang eksistensen af ​​objekter uden for vores galakse. Efterfølgende, baseret på resultaterne af observationer af cepheidernes bevægelse, blev formen af ​​spiralarmene på Mælkevejen og rotationshastigheden af ​​objekter i den bestemt. Samtidig har de fleste cepheider meget høje lysstyrker, så dem, der ligger i nabogalakser, er let tilgængelige for observation, og takket være dette bruges cepheider til at finde afstande til andre galakser , hvilket gør det muligt at bestemme Hubble-konstanten , og til endnu lysere objekter - supernovaer . Den accelererede udvidelse af universet blev også opdaget takket være cepheiderne: det viste sig, at de fotometrisk bestemte afstande til de fjerneste galakser ikke svarer til deres fjernelseshastigheder [2] [23] .

Data om cepheider og deres nøjagtighed er meget vigtige: for eksempel fører en fejl ved bestemmelse af den absolutte lysstyrke af cepheider med 1 m til en fejl ved bestemmelse af afstande med 1,58 gange, og den samme fejl vil være i værdien af ​​Hubble-konstanten, bestemt af afstanden til Cepheider [3] . Den præcise bestemmelse af afhængigheden af ​​periode-lysstyrke hæmmes af, at denne afhængighed f.eks. påvirkes af stjernens metallicitet og dens aktuelle position på ustabilitetsstrimlen [23] [29] [30] [31] , og især af denne grund varierer estimater af Hubble-konstanten fra 60 til 80 km s −1 Mpc −1 [32] .

Noter

  1. ↑ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Karakteristika for galaksen ifølge Cepheider  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : tidsskrift  . - Oxford University Press , 2009. - Vol. 398 . - S. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cepheider  / Y. N. Efremov  // Space Physics: A Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (chefredaktør) og andre - 2. udg. - M  .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 710-712. — 70.000 eksemplarer.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Samus N. N. Variable stjerner . Klassiske cepheider. OKPP-typer: DCEP, DCEPS, CEP(B) . Astronomisk arv . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  5. ↑ 1 2 3 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Grundlæggende astronomi . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  6. ↑ Samus N. N. Variable stjerner . Variabler af typen RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B) . Astronomisk arv . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  7. ↑ I. Stewart. The Mathematics of the Cosmos: Hvordan moderne videnskab dechifrerer universet . - 2018. - S. 332. - 542 s. — ISBN 9785961452280 .
  8. ↑ 1 2 Dale E. Gary. Pulserende og variable stjerner . New Jersey's Science & Technology University . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Scott Gerard. Cepheidernes hemmelige liv . Villanova Universitet (2014). Dato for adgang: 15. juli 2020.
  10. ↑ 1 2 3 Wallerstein, George. The Cepheid of Population II and Related Stars  //  The Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : tidsskrift. - 2002. - Bd. 114 , nr. 797 . - S. 689-699 . - doi : 10.1086/341698 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M.K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. Optisk gravitationslinseeksperiment. OGLE-III-kataloget over variable stjerner. II.Cepheider af type II og anomale cepheider i den store magellanske sky  //  Acta Astronomica : journal. - 2008. - Bd. 58 . — S. 293 . - . - arXiv : 0811.3636 .
  12. ↑ 1 2 3 4 5 David Darling. Cepheid variabel . Encyclopedia of Science . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  13. ↑ 12 Klassiske cepheider . OGLE Atlas over Variable Star Light Curves . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  14. ↑ 1 2 3 4 Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L. The Binary Type II Cepheid IX CAS and TX Del  (engelsk)  // Astronomical Journal  : journal. - 1989. - September ( bind 98 ). — S. 981 . - doi : 10.1086/115190 . — .
  15. ↑ Vores forskning: Type II Cepheider som afstandsindikatorer med VVV-tidsserier . Instituto Milenio de Astrofisika . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  16. ↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri stjerne . Encyclopedia of Science . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  17. ↑ Samus N. N. Variable stjerner . Cepheider af den sfæriske komponent. OKPZ-typer: CWA, CWB, BLBOO . Astronomisk arv . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  18. ↑ Publikationer . Magasinet "Variable Stars" . Astronet . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  19. ↑ Slå Cepheid . Oxford Reference . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  20. ↑ Henrietta Leavitt . 1777 variabler i de magellanske skyer // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . — .
  21. ↑ Fernie, JD Perioden-Luminosity Relation: A Historical Review  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : tidsskrift  . - 1969. - December ( bd. 81 , nr. 483 ). — S. 707 . - doi : 10.1086/128847 . - .
  22. ↑ Fest, M.W.; Catchpole, RM Cepheidperioden - lysstyrke nulpunkt fra HIPPARCOS trigonometriske parallakser  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 1997. - Bd. 286 , nr. 1 . - P.L1-L5 .
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Rastorguev A. S. Cepheider - universets stjerner . PK Sternberg Statens Astronomiske Institut . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  24. ↑ Eddington, AS The pulsation theory of Cepheid variables  //  The Observatory. - 1917. - Bd. 40 . — S. 290 . - .
  25. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : magazine  . - 1984. - Bd. 68 . — S. 519 . — .
  26. ↑ M. Heydari-Malayeri. gamma mekanisme . En etymologisk ordbog for astronomi og astrofysik . Dato for adgang: 15. juli 2020.
  27. ↑ Groenewegen, MAT; Jurkovic, M.I. (2017). "Lysstyrker og infrarødt overskud i type II og anomale cepheider i de store og små magellanske skyer". Astronomi og astrofysik . 603 :A70. arXiv : 1705.00886 . Bibcode : 2017A&A...603A..70G . DOI : 10.1051/0004-6361/201730687 .
  28. ↑ van Loon, J. Th. Om metallicitetsafhængigheden af ​​vindene fra røde supergiganter og Asymptotic Giant Branch-stjerner  // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series. – 2006.
  29. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, 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. Endelige resultater fra Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , nr. 1 . - S. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - . - arXiv : astro-ph/0012376 .
  30. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Udvidelsesfeltet: værdien af ​​H 0  //  The Astronomy and Astrophysics Review : journal. - 2008. - Bd. 15 , nr. 4 . - S. 289-331 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
  31. ↑ Turner, David G. PL-kalibreringen for Mælkevejs-cefeider og dens implikationer for afstandsskalaen  //  Astrophysics and Space Science : journal. - 2010. - Bd. 326 , nr. 2 . - S. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - . - arXiv : 0912.4864 .
  32. ↑ Cepheid variable stjerner og afstandsbestemmelse . Australia Telescope National Facility . Dato for adgang: 15. juli 2020.

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 variable stjerner
Eruptiv
Pulserende
roterende
Katalysmisk
formørkende binære filer
Lister
Kategori: Variable stjerner