Классические цефеиды (англ.classical Cepheids), цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.
Выявлена чёткая связь между светимостью классической цефеиды и её периодом пульсации,[1][2] что позволяет использовать цефеиды как стандартные свечи для определения шкалы расстояний в Галактике и за её пределами.[3][4][5][6] По наблюдениям классических цефеид на телескопе «Хаббл» удалось уточнить постоянную в законе Хаббла.[3][4][6][7][8] Также информация о классических цефеидах применяется для определения характеристик Млечного Пути, таких как спиральная структура или высота Солнца над плоскостью Галактики.[5]
В Млечном Пути известно около 800 цефеид, а ожидаемое полное их количество равно 6000. В Магеллановых Облаках известно ещё несколько тысяч цефеид. Также подобные объекты обнаруживались и в других галактиках;[9] телескоп Хаббл открыл несколько в галактике NGC 4603, находящейся в 100 млн световых лет от нас.[10]
Свойства
Эволюционный трек звезды с массой 5M⊙, пересекающий полосу нестабильности в течение гелиевой вспышки
Классические цефеиды в 4—20 раз тяжелее Солнца[11], и обладают светимостями от 1000 до 50 000 (более 200 000 для V810 Центавра) светимостей Солнца[12]. Данные звёзды относятся к ярким гигантам или сверхгигантам низкой светимости спектрального класса F6 — K2. Температура и спектральный класс объекта меняются по мере пульсаций. Радиусы в несколько десятков или сотен раз превышают солнечный. Более яркие цефеиды холоднее и крупнее, а также имеют большие периоды пульсаций. В ходе пульсаций меняется не только температура, но и радиус (например на ~25 % для долгопериодической l Car), что приводит к изменению блеска до двух звёздных величин. На коротких длинах волн изменение блеска проявляется сильнее[13].
Цефеиды могут пульсировать в фундаментальной моде, первом обертоне или в смешанном режиме. Пульсации в обертонах выше первого встречаются редко, но они также представляют интерес[2]. Большинство классических цефеид считаются пульсирующими в основной моде, хотя тип пульсации сложно определить по форме кривой блеска. Звёзды, пульсирующие в обертоне, более яркие и крупные, чем пульсирующие в фундаментальной моде с тем же периодом[14].
Когда звезда промежуточной массы уходит с главной последовательности, она пересекает полосу нестабильности очень быстро, при этом в водородном слое происходит горение. Когда начинается горение гелия в ядре, звезда может прочертить голубую петлю и снова пересечь полосу нестабильности, первый раз при движении в сторону больших температур и при возвращении по направлению к асимптотической ветви гигантов. Звёзды с массами порядка и более 8-12M⊙ начинают процесс горения гелия в ядре до достижения ветви красных гигантов и становятся красными сверхгигантами, но также могут совершить голубую петлю при прохождении полосы нестабильности. Продолжительность и наличие голубых петель в значительной степени зависит от массы, металличности и содержания гелия в звезде. В некоторых случаях звезда может пересечь полосу нестабильности в четвёртый или пятый раз, когда начинается горение гелия в оболочке. Темп изменения периода пульсации цефеиды, а также относительное содержание различных химических соединений (определяемое по спектру) позволяет понять, в какой раз звезда проходит полосу нестабильности[15].
Классические цефеиды представляют собой звёзды главной последовательности спектрального класса B раньше, чем B7, вероятно поздние звёзды класса O до того, как они истратят водород в своём ядре. Более массивные и горячие звёзды становятся более яркими цефеидами с более длинными периодами, хотя считается, что молодые звёзды внутри галактики, обладающие почти солнечной металличностью, теряют большое количество массы к тому времени, когда они достигнут полосы нестабильности, при этом периоды их пульсаций будут равны 50 дням или менее. При массе выше определённого значения, 20-50 M⊙ в зависимости от металличности, красные гиганты в ходе эволюции переходят обратно на стадию голубых сверхгигантов, а не проходят через стадию голубой петли, но при этом будут вести себя как неустойчивые жёлтые гипергиганты, а не правильно пульсирующие цефеиды. Очень массивные звёзды не охлаждаются достаточно для того, чтобы достичь полосы нестабильности и не превращаются в цефеиды. При малой металличности, например в Магеллановых Облаках, звёзды могут сохранить больше массы и превратиться в более яркие цефеиды с большими периодами пульсации[12].
Кривые блеска
Кривая блеска Дельты Цефея
Кривая блеска цефеид обычно асимметрична, обладает быстрым подъёмом до максимального блеска, за которым следует медленное уменьшение блеска до минимума (например, как у Дельты Цефея). Это происходит вследствие разницы в фазе между вариациями радиуса и температуры и считается признаком пульсирующих в основной (фундаментальной) моде объектов, к которым относятся цефеиды I типа. В некоторых случаях гладкая псевдосинусоидальная кривая блеска обладает скачком, краткосрочным замедлением спада блеска или даже увеличением блеска, которое возникает, как считается, из-за резонанса между фундаментальной модой и вторым обертоном. Скачок чаще всего виден на нисходящей части кривой блеска у звёзд с периодом около 6 дней (например, Эта Орла). По мере увеличения периода расположение скачка смещается к максимуму и может привести к возникновению двойного максимума или же к неразличимости с первым максимумом, для звёзд с периодом около 10 дней (например, Дзета Близнецов). При более длинных периодах скачок можно увидеть на восходящей ветви кривой блеска (например, X Лебедя), но для периодов более 20 дней резонанс исчезает.
Меньшее количество классических цефеид обладает почти синусоидальной кривой блеска. Их называют s-цефеидами, обычно они обладают меньшими амплитудами и более короткими периодами. Большинство из них считаются цефеидами первого обертона (например, X Стрельца) или же более высоких обертонов, хотя некоторые необычные звёзды пульсируют, как кажется, в основной моде, но имеют также синусоидальную кривую блеска (например, S Лисички). Звёзды, пульсирующие в первом обертоне, как предполагается, в нашей Галактике обладают короткими периодами, хотя при низких металличностях, как например в Магеллановых Облаках, период может возрастать. Пульсирующие в более высоких обертонах объекты и цефеиды, пульсирующие в двух обертонах сразу, также чаще встречаются в Магеллановых Облаках; они обычно имеют меньшие амплитуды и несколько неправильные кривые блеска.[2][16]
10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт открыл переменность у звезды Эта Орла, первого известного представителя типа классических цефеид. Однако назван данный вид переменных звёзд в честь Дельты Цефея, переменность которой обнаружил Джон Гудрайк спустя месяц.[17] Дельта Цефея также является важным объектом для калибровки зависимости период-светимость, поскольку расстояние до этой звезды является одним из наиболее надёжных среди всех цефеид, поскольку Дельта Цефея принадлежит звёздному скоплению,[18][19] а также для звезды существуют точные параллаксы, измеренные на телескопе Хаббл и Hipparcos.[20]
Светимость классических цефеид напрямую связана с их периодом пульсации. Чем больше период, тем большей светимостью обладает звезда. Зависимость период—светимость для классических цефеид была открыта в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт в рамках исследования тысяч переменных звёзд в Магеллановых Облаках.[21] Она опубликовала полученную зависимость в 1912 году[22]. После калибровки зависимости можно установить светимость произвольной цефеиды, если известен период её пульсации. Тогда по данным о видимом блеске можно определить расстояние до цефеиды. Зависимость
светимости от периода пульсации калибровалась многими астрономами на протяжении двадцатого века, начиная с Эйнара Герцшпрунга.[23] Такая калибровка сопряжена с рядом сложностей. Надёжную калибровку получили Benedict и др. в 2007 году по данным параллаксов, полученных на телескопе Хаббл для 10 ближайших классических цефеид.[24] В 2008 году астрономы ESO с точностью 1 % определили расстояние до цефеиды RS Кормы, используя данные о световом эхо от туманности, в которую погружена звезда.[25] Тем не менее, эта оценка оспаривается в ряде источников.[26]
Следующее соотношение для периода пульсации P цефеиды I типа населения и её абсолютной звёздной величины Mv было получено на основе данных о тригонометрических параллаксах, полученных космическим телескопом Хаббл для 10 ближайших к Солнцу классических цефеид:
где P измеряется в днях.
[20][24] Следующее соотношение можно также использовать для оценки расстояния d до классической цефеиды:
I и V являются средними значениями видимой звёздной величины в инфракрасной и видимой частях спектра.
Цефеиды малых амплитуд
Классические цефеиды с амплитудами видимой звёздной величины менее 0,5 звёздной величины, почти симметричными кривыми блеска и малыми периодами пульсации выделяют в отдельную группу, называемую цефеидами малой амплитуды. Для них введена аббревиатура DCEPS in в Общем каталоге переменных звёзд.Обычно периоды таких звёзд не превосходят 7 дней, хотя точная граница до сих пор остаётся под вопросом.[28] Обозначение s-цефеиды используется для цефеид с коротким периодом пульсации и малой амплитудой блеска при синусоидальной форме кривой блеска. Считается, что такие объекты пульсируют в первом обертоне. Они расположены вблизи красного края полосы нестабильности. Некоторые авторы используют термин s-цефеиды как синоним для звёзд DCEP с малой амплитудой, другие считают, что данное обозначение можно применять только к звёздам, пульсирующим в первом обертоне.[29][30]
Цефеиды с малой амплитудой (DCEPS) включают Полярную звезду и FF Орла, хотя оба объекта могут пульсировать и в фундаментальной моде. Объекты, пульсация которых в первом обертоне надёжно установлена, включают BG Южного Креста и BP Циркуля.[31][32]
Неопределённости оценки расстояния до цефеид
Основными видами неопределённости в оценке расстояния до цефеид являются свойства зависимости светимости от периода в различных полосах спектра, влияние металличности на нуль-пункт и наклон данной зависимости, влияние фотометрического смешивания объектов и меняющегося (обычно по плохо известному закону) поглощения. Все эти виды эффектов широко обсуждаются в литературе.[4][7][12][33][34][35][36][37][38][39][40][41]
Вследствие наличия указанных неопределённостей получаемые по цефеидам значения постоянной Хаббла варьируются от 60 км/с/Мпк до 80 км/с/Мпк.[3][4][6][7][8] Устранение ошибок определения постоянной Хаббла является одной из важнейших задач астрономии, поскольку по точному значению постоянной Хаббла можно установить ряд космологических параметров Вселенной.[6][8]
Примеры
Некоторые классические цефеиды обладают изменениями блеска, которые можно заметить на масштабах нескольких суток при наблюдениях даже невооружённым глазом. К таким объектам относится Дельта Цефея (на северном небе), Дзета Близнецов и Эта Орла (удобно наблюдать в тропиках) и Бета Южной Рыбы (на южном небе).
Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K.The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 1999.— Vol. 49.— P. 223—317.— Bibcode:1999AcA....49..223U.— arXiv:astro-ph/9908317.
Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 2008.— Vol. 58.— P. 163.— Bibcode:2008AcA....58..163S.— arXiv:0808.2210.
Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Robert C.; Ford, Holland C.; Graham, John A.; Huchra, John P.; Hughes, Shaun M. G.; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B.Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2001.— Vol. 553, no. 1.— P. 47—72.— doi:10.1086/320638.— Bibcode:2001ApJ...553...47F.— arXiv:astro-ph/0012376.
Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J.Characteristics of the Galaxy according to Cepheids(англ.)// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: journal.— Oxford University Press, 2009.— Vol. 398, no. 1.— P. 263—270.— doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.— Bibcode:2009MNRAS.398..263M.— arXiv:0903.4206.
Ngeow, C.; Kanbur, S. M.The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2006.— Vol. 642, no. 1.— P. L29—L32.— doi:10.1086/504478.— Bibcode:2006ApJ...642L..29N.— arXiv:astro-ph/0603643.
Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A.The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts(англ.)// STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND OBSERVATION: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings: journal.— 2009.— Vol. 1170.— P. 23—25.— doi:10.1063/1.3246452.— Bibcode:2009AIPC.1170...23M.
Szabados, L.Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA(англ.)// GAIA Spectroscopy: Science and Technology: journal.— 2003.— Vol. 298.— P. 237.— Bibcode:2003ASPC..298..237S.
Newman, J. A.; Zepf, S. E.; Davis, M.; Freedman, W. L.; Madore, B. F.; Stetson, P. B.; Silbermann, N.; Phelps, R.A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 1999.— Vol. 523, no. 2.— P. 506.— doi:10.1086/307764.— Bibcode:1999ApJ...523..506N.— arXiv:astro-ph/9904368.
Bono, G.; Gieren, W. P.; Marconi, M.; Fouqué, P.On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2001.— Vol. 552, no. 2.— P. L141.— doi:10.1086/320344.— Bibcode:2001ApJ...552L.141B.— arXiv:astro-ph/0103497.
Turner, D. G.; Berdnikov, L. N.On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Лисички(англ.)// Astronomy and Astrophysics: journal.— 2004.— Vol. 423.— P. 335—340.— doi:10.1051/0004-6361:20040163.— Bibcode:2004A&A...423..335T.
Soszyñski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymañski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyñski, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 2010.— Vol. 60, no. 1.— P. 17.— Bibcode:2010AcA....60...17S.— arXiv:1003.4518.
Hoskin, M.Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars(англ.)// Journal for the History of Astronomy: journal.— 1979.— Vol. 10.— P. 23—41.— doi:10.1177/002182867901000103.— Bibcode:1979JHA....10...23H.
Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2012.— Vol. 747, no. 2.— P. 145.— doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.— Bibcode:2012ApJ...747..145M.— arXiv:1201.0993.
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.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J.Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei(англ.)// The Astronomical Journal: journal.— IOP Publishing, 2002.— Vol. 124, no. 3.— P. 1695.— doi:10.1086/342014.— Bibcode:2002AJ....124.1695B.— arXiv:astro-ph/0206214.
Leavitt, Henrietta S.1777 variables in the Magellanic Clouds// Annals of Harvard College Observatory.— 1908.— Т. 60.— С. 87.— Bibcode:1908AnHar..60...87L.
Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C.Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud(англ.)// Harvard College Observatory Circular: journal.— 1912.— Vol. 173.— P. 1.— Bibcode:1912HarCi.173....1L.
Hertzsprung, Ejnar.Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus(нем.)// Astronomische Nachrichten: magazin.— Wiley-VCH, 1913.— Bd. 196.— S. 201.— Bibcode:1913AN....196..201H.
Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L.; Freedman, Wendy L.Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations(англ.)// The Astronomical Journal: journal.— IOP Publishing, 2007.— Vol. 133, no. 4.— P. 1810.— doi:10.1086/511980.— Bibcode:2007AJ....133.1810B.— arXiv:astro-ph/0612465.
Bond, H. E.; Sparks, W. B.On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes(англ.)// Astronomy and Astrophysics: journal.— 2009.— Vol. 495, no. 2.— P. 371.— doi:10.1051/0004-6361:200810280.— Bibcode:2009A&A...495..371B.— arXiv:0811.2943.
Majaess, Daniel; Turner, David; Moni Bidin, Christian; Mauro, Francesco; Geisler, Douglas; Gieren, Wolfgang; Minniti, Dante; Chené, André-Nicolas; Lucas, Philip; Borissova, Jura; Kurtev, Radostn; Dékány, Istvan; Saito, Roberto K.New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2011.— Vol. 741, no. 2.— P. L27.— doi:10.1088/2041-8205/741/2/L27.— Bibcode:2011ApJ...741L..27M.— arXiv:1110.0830.
Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al.VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)// VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S.— 2009.— Т. 1.— Bibcode:2009yCat....102025S.
Turner, D. G.; Kovtyukh, V. V.; Luck, R. E.; Berdnikov, L. N.The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2013.— Vol. 772, no. 1.— P. L10.— doi:10.1088/2041-8205/772/1/L10.— Bibcode:2013ApJ...772L..10T.— arXiv:1306.1228.
Usenko, I. A.; Kniazev, A. Yu.; Berdnikov, L. N.; Kravtsov, V. V.Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)(англ.)// Astronomy Letters: journal.— 2014.— Vol. 40, no. 12.— P. 800.— doi:10.1134/S1063773714110061.— Bibcode:2014AstL...40..800U.
Evans, N. R.; Szabó, R.; Derekas, A.; Szabados, L.; Cameron, C.; Matthews, J. M.; Sasselov, D.; Kuschnig, R.; Rowe, J. F.; Guenther, D. B.; Moffat, A. F. J.; Rucinski, S. M.; Weiss, W. W.Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes(англ.)// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: journal.— Oxford University Press, 2015.— Vol. 446, no. 4.— P. 4008.— doi:10.1093/mnras/stu2371.— Bibcode:2015MNRAS.446.4008E.— arXiv:1411.1730.
Feast, M. W.; Catchpole, R. M.The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes(англ.)// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: journal.— Oxford University Press, 1997.— Vol. 286, no. 1.— P. L1—L5.— doi:10.1093/mnras/286.1.l1.— Bibcode:1997MNRAS.286L...1F.
Stanek, K. Z.&Udalski, A.(1999),The Optical Gravitational Lensing Experiment. Investigating the Influence of Blending on the Cepheid Distance Scale with Cepheids in the Large Magellanic Cloud, arΧiv:astro-ph/9909346.
Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K.The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 2001.— Vol. 51.— P. 221.— Bibcode:2001AcA....51..221U.— arXiv:astro-ph/0109446.
Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J.A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2006.— Vol. 652, no. 2.— P. 1133—1149.— doi:10.1086/508530.— Bibcode:2006ApJ...652.1133M.— arXiv:astro-ph/0608211.
Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I.Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2008.— Vol. 684, no. 1.— P. 102—117.— doi:10.1086/589965.— Bibcode:2008ApJ...684..102B.— arXiv:0805.1592.
Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 2009.— Vol. 59, no. 4.— P. 403.— Bibcode:2009AcA....59..403M.— arXiv:0909.0181.
Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L.Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation(англ.)// The Astrophysical Journal: journal.— IOP Publishing, 2009.— Vol. 696, no. 2.— P. 1498—1501.— doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498.— Bibcode:2009ApJ...696.1498M.— arXiv:0902.3747.
Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R.The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33(англ.)// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: journal.— Oxford University Press, 2009.— Vol. 396, no. 3.— P. 43—47.— doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x.— Bibcode:2009MNRAS.396.1287S.— arXiv:0903.4088.
Majaess, D.The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0(англ.)// Acta Astronomica(англ.)(рус.: journal.— 2010.— Vol. 60, no. 2.— P. 121.— Bibcode:2010AcA....60..121M.— arXiv:1006.2458.
Berdnikov, L. N.VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008)(англ.)// VizieR On-line Data Catalog: II/285. Originally Published in: 2008yCat.2285....0B: journal.— 2008.— Vol. 2285.— P. 0.— Bibcode:2008yCat.2285....0B.
Turner, D. G.; Berdnikov, L. N.The nature of the Cepheid T Antliae(англ.)// Astronomy and Astrophysics: journal.— 2003.— Vol. 407.— P. 325.— doi:10.1051/0004-6361:20030835.— Bibcode:2003A&A...407..325T.
Tomasella, Lina; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaž.A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA, and HERMES Wavelength Ranges(англ.)// The Astronomical Journal: journal.— IOP Publishing, 2010.— Vol. 140, no. 6.— P. 1758.— doi:10.1088/0004-6256/140/6/1758.— Bibcode:2010AJ....140.1758T.— arXiv:1009.5566.
Andrievsky, S. M.; Luck, R. E.; Kovtyukh, V. V.Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days(англ.)// The Astronomical Journal: journal.— IOP Publishing, 2005.— Vol. 130, no. 4.— P. 1880.— doi:10.1086/444541.— Bibcode:2005AJ....130.1880A.
Kreiken, E. A.The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure(англ.)// Astronomy and Astrophysics: journal.— 1953.— Vol. 32.— P. 125.— Bibcode:1953ZA.....32..125K.
Watson, Christopher.S Стрелы(неопр.).AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers(4 января 2010).Дата обращения: 22 мая 2015.Архивировано 12декабря 2020года.
Houk, N.; Cowley, A. P.University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0(англ.)// University of Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume I. Declinations −90_ to −53_ƒ0: journal.— 1975.— Bibcode:1975mcts.book.....H.
Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.
2019-2025 WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии