Kefeidi

Kefeidit - sykkivien muuttuvien tähtien luokka , jonka prototyyppi oli δ Cephei . Nämä tähdet ovat keltaisia jättiläisiä ja superjättiläisiä , ja muuttuvien tähtien joukosta kefeideille on tunnusomaista hyvin tutkittu jaksovaloisuusriippuvuus . Tämän riippuvuuden ja korkean valoisuuden vuoksi kefeidejä käytetään vakiokynttilöinä - kefeidien havaintojen mukaan etäisyydet kaukaisiin esineisiin, mukaan lukien muihin galakseihin, määritetään ja 1900-luvun alussa heidän avullaan Linnunradan ulkopuoliset esineet todistettiin ja Hubblen laki löydettiin .

Kefeidit jaetaan kahteen pääluokkaan - klassisiin kefeideihin ja tyypin II kefeideihin , jotka ovat myös heterogeenisiä ja jaetaan alaluokkiin. Näiden luokkien tähdet eroavat suuresti massaltaan ja iältään, ovat eri kehitysvaiheissa ja kuuluvat eri tähtipopulaatioihin , ja niillä on myös erilaiset suhteet ajanjakson ja valoisuuden välillä. Luokkien väliset jakso- ja valovoimaerot eivät kuitenkaan ole niin suuria, ja ne tunnistettiin vasta vuonna 1952. Lisäksi kaikkien kefeidien pulsaatiomekanismi on sama [1] [2] [3] . Sitä kutsutaan kappa-mekanismiksi , ja sen periaate on samanlainen kuin lämpömoottorissa , jossa ionisoitunut heliumkerros toimii venttiilinä.

Ominaisuudet

Kefeidit ovat spektrityyppien F, G ja varhaisen K jättiläisiä ja superjättiläisiä . Niiden kirkkaus vaihtelee amplitudilla 1–2 m ja spektrityyppi vaihtelee F5–F8:sta maksimissaan F7–K1:een. Kefeidien kirkkauden, lämpötilan ja laajenemisnopeuden maksimiarvot ovat samat, mutta ne eivät osu säteen maksimiin tai minimiin. Kefeidien valokäyrille on ominaista melko nopea kirkkauden kasvu ja hitaampi vaimeneminen [3] [4] [5] .

Hyvin tutkituille kefeideille tyypilliset pulsaatiojaksot vaihtelevat 1–45 vuorokauden välillä, mutta on myös kefeidejä, joilla on pidempi pulsaatiojakso. Galaksissamme on objekteja, joiden jakso on 125 päivää (vaikka niiden kuulumista klassisiin kefeideihin ei ole vahvistettu), ja muissa galakseissa tunnetaan esineitä, joiden jaksot ovat yli 200 päivää ja joilla on kaikki kefeidien merkit [ 3] [4] .

RR Lyrae -muuttujatähtien valokäyrät muistuttavat jonkin verran kefeidien valokäyriä, ja tästä syystä termiä "lyhytjaksoiset kefeidit" on käytetty aiemmin RR Lyrae -tähdistä. Kefeidien ja RR Lyraen tähtien välillä on kuitenkin jaksojen lisäksi perustavanlaatuisempia fyysisiä eroja, joten tätä termiä pidetään virheellisenä eikä sitä enää käytetä [6] .

Ensimmäiset kefeidit löydettiin vuosina 1783 ja 1784: Eduard Pigott havaitsi η Eaglen kirkkauden vaihtelun ajan ja vuonna 1784 John Goodryke δ Cepheus [2] .

Luokitus

Useimmat kefeidit voidaan katsoa kuuluvan toiseen kahdesta tyypistä: klassiset kefeidit , jotka kuuluvat galaksin tasaiseen alajärjestelmään ja kuuluvat tähtipopulaatioon I , tai tyypin II kefeidit , jotka kuuluvat galaksin pallomaiseen alajärjestelmään ja populaatioon II . Tämän kefeidien jaon kahteen pääluokkaan esitteli Walter Baade vuonna 1952. Hän havaitsi, että kefeidit eivät noudata yhtä jakso-luminositeettisuhdetta ja huomasi, että osa tällä menetelmällä tuolloin määritetyistä etäisyyksistä osoittautui virheellisiksi: esimerkiksi kävi ilmi, että arvio etäisyydestä Andromedan galaksiin aliarvioitiin puoleen [2] [3] [7] .

Klassiset kefeidit

Klassiset kefeidit ovat nuoria populaatio I tähtiä , jotka ovat keskittyneet galaksin tasaiseen osajärjestelmään ja joita esiintyy pääsääntöisesti avoimissa tähtijoukkoissa . Näiden kefeidien massat ovat 3–18 M ⊙ , absoluuttiset magnitudit –0,5––6 m ja jaksot useimmiten 5–10 päivää [8] , ja niiden ikä on 50–300 miljoonaa vuotta. Evoluution alkuvaiheessa, kun nämä tähdet olivat pääsarjassa , niillä oli spektriluokka B. Tämän tyyppinen kefeidi on hyvin tutkittu ja sillä on melko tarkka jakso-luminositeettisuhde , ja sitä käytetään yleensä etäisyyksien määrittämiseen [3] [4] [9] [10] [11] .

Klassisilla kefeideillä, joiden jaksot ovat 6–20 päivää, niiden valokäyrät osoittavat pienen hypyn kirkkauden laskun aikana, mikä noin 10 päivän jaksoilla kefeideillä on lähellä kirkkausmaksimia, mikä voi johtaa kahden maksimin esiintymiseen. Tämä ilmiö selittyy joko pulsaatiolla kahdessa jaksossa, jonka resonanssi on 1:2, tai kaikulla itse pulsaatioista. Englanninkielisessä kirjallisuudessa tällaisia kefeidejä kutsutaan bump cepheideiksi (kirjaimellisesti "iskukefeideiksi") [12] [13] .

Esimerkkejä klassisista kefeideistä ovat η Eagle ja δ Cephei - ensimmäinen löydetyistä kefeideistä yleensä, sekä Napatähti - jälkimmäinen on maata lähinnä oleva kefeidi, mutta sen kirkkaus muuttuu vain 0,06 metrin alueella [9 ] [12] .

Tyypin II kefeidit

Tyypin II kefeidit ovat vanhoja II populaation tähtiä , jotka kuuluvat galaksin pallomaiseen alajärjestelmään . Niitä esiintyy pääasiassa pallomaisissa tähtijoukkoissa ja ne noudattavat erilaista jakso-valoisuussuhdetta kuin klassiset kefeidit: samoilla jaksoilla tyypin II kefeidit ovat 1,5 m - eli noin 4 kertaa - himmeämpiä kuin klassiset kefeidit [4] . Tällaisten tähtien absoluuttiset magnitudit vaihtelevat välillä 0–3 m ja ajanjaksot ovat useimmiten 12–28 päivää [ 8] . Tyypin II kefeidien massat on mitattu vain epäsuorasti, niiden pulsaatiosta, ja niiden uskotaan olevan välillä 0,5–0,8 M ⊙ [14] . Tällaisten kefeidien ikä on yli 10 miljardia vuotta [3] [4] [15] .

Tyypin II kefeidit jaetaan kolmeen alaluokkaan [10] [11] [12] :

BL Hercules -tyypin muuttujat — jaksoilla 1–5–8 päivää,
W Virgo -tyypin muuttujat — jaksoilla 10–20 päivää,
RV Taurus -tyypin muuttujat - yli 20 päivän jaksoilla. Pitemmän ajanjakson lisäksi tämän alaluokan tähdet erottuvat valokäyrien epäsäännöllisestä muodosta, ja niitä pidetään joskus kefeidien ja miridien välisenä tähtityyppinä . Tämä alaluokka puolestaan on jaettu kahteen alatyyppiin [16] :
- RVa on tähden keskimääräinen kirkkaus jakson aikana on vakio,
- RVb on jakson keskimääräinen kirkkaus vaihtelee 600–1500 päivän ajanjaksolla.

Aikaisemmin, kun tyypin II kefeidejä ei vielä jaettu alaryhmiin, termejä "Neitsyt W-muuttujat" ja "tyypin II kefeidit" käytettiin vaihtokelpoisina. Jako otettiin käyttöön sillä perusteella, että eri alaluokkien tähdet ovat tähtien evoluution eri vaiheissa [10] [11] .

Esimerkkejä tyypin II kefeideistä ovat prototyypit jokaisesta kolmesta alaluokasta: BL Hercules , W Virgo ja RV Taurus [12] [16] .

Anomaaliset kefeidit

Kahden päätyypin lisäksi tunnetaan niin sanotut "poikkeavat kefeidit": niitä esiintyy kääpiöpallogalakseissa ja niillä on luminositeetti ja jaksot, jotka vastaavat tyypin I ja tyypin II kefeidien välisiä väliarvoja. BL Bootes -tähdestä tuli tämän luokan prototyyppi , ja vastaavasti tällaisia tähtiä alettiin kutsua BL Bootes -tyypin muuttujiksi . Oletetaan, että tällaisten esineiden massat ovat luokkaa 1,5 M ⊙ [11] [17] . Termiä "epänormaalit kefeidit" käytettiin kuvaamaan Neitsyt W -tyypin kefeidejä lyhyen aikaa niiden löytämisen jälkeen, mutta sitä ei enää käytetä tässä merkityksessä [3] .

Bimodaaliset kefeidit

Bi- ja multimodaaliset kefeidit ovat tähtiä, jotka sykkivät kahdessa tai useammassa eri jaksossa. Jos jaksot ovat lähellä, kefeidien pulsaatioissa esiintyy lyöntejä . Noin puolet kefeideistä, joiden jaksot ovat 2–4 päivää, ovat bimodaalisia [12] [13] [18] [19] .

Jakson ja valoisuuden välinen suhde

Parametrien arvot [3]

\alpha ,\ \beta

Spektrialue _	$\alpha$	$\beeta$
B	−2.40	-0,73
V	−2.87	−1.01
RC_ _	−2,97	−1.30
R	−3.13	−1.32
Minä C	−3.07	−1.46
minä	−3.18	−1.60
J	−3.37	−1,69
H	−3.52	−1,85
K	−3.52	−1,94

Vuonna 1908 Henrietta Leavitt havaitsi kirkkauden muutosjakson ja Magellanin pilvien kefeidien valoisuuden välisen suhteen . Siellä olevat tähdet olivat ilmeisesti samalla etäisyydellä, mikä tarkoittaa, että niiden kirkkautta voitiin verrata suoraan [20] . Vuonna 1913 Einar Hertzsprung totesi, että Magellanin pilvien kefeidit ovat samoja kuin Auringon läheisyydessä , ja aiemmin havaittu ajanjakson ja valoisuuden riippuvuus on sama kaikkialla [2] . Samaan aikaan Hertzsprung otti käyttöön nimen "Cepheid" - tähden nimen δ Cephei jälkeen [21] .

Sen jälkeen riippuvuusparametreja on jalostettu toistuvasti. Vuonna 1997 empiirisesti, Hipparcos -tietojen perusteella , saatiin seuraava kaava klassisille kefeideille:

M_{v}=-2{,}81\lg(P)-(1{,}43\pm 0{,}1),

missä on keskimääräinen absoluuttinen magnitudi spektrialueella V ja on pulsaatiojakso päivinä [22] . $M_{v}$ $P$

Lisäksi vuonna 1996 saatiin riippuvuuksia eri spektrialueille, joilla on samanlainen muoto:

M=\alpha \lg(P)+\beta ,

missä on joitain numeerisia parametreja eri spektrialueille ottaen taulukossa [3] [4] annetut arvot . $\alpha ,\ \beta$

Samaan aikaan, edes riittävän tarkalla tiedolla, tähtien magnitudit ja jaksot eivät sovi täydellisesti yllä olevaan riippuvuuteen. Siihen vaikuttaa myös kefeidin sijainti epästabiilisuuskaistalla , joka voidaan ilmaista väriindeksillä . Vuonna 2007 väriindeksiä [9] käyttäen ehdotettiin seuraavaa kaavaa : $VI$

M=-2{,}58-3{,}288(\pm 0{,}151)\lg P+2{,}45(VI)

Periodin ja valoisuuden välinen suhde selittyy sillä, että kefeidin sekä periodi että valoisuus lisääntyvät massan kasvaessa. Lisäksi mitä suurempi tähden massa on, sitä lyhyempi on sen kokonaiselinikä ja ikä sillä hetkellä, kun siitä tulee kefeidi. Siten kaikki neljä parametria liittyvät toisiinsa [2] [23] .

Ilmiön fysiikka

Pulsaatiomekanismi

Yleensä tähdet ovat termodynaamisessa tasapainossa , eli tähden sisäinen kaasunpaine ja sen oma paino ovat tasapainossa. Jos sitä rikotaan, erityisesti tähti laajenee tai supistuu, sillä on taipumus palata tasapainotilaan ja siinä alkaa värähtely. Tällaisten värähtelyjen jakso, oikea jakso , on suhteessa tähden keskimääräiseen tiheyteen seuraavasti [4] : $P$ $\rho$

P={\frac {1}{\sqrt {G\rho }}},

missä on gravitaatiovakio . Esimerkiksi Auringossa, jonka keskimääräinen tiheys on 1,4 g/cm 3 , jakso on hieman alle tunti [4] . Saksalainen fyysikko August Ritter ennusti tällaisten pulsaatioiden mahdollisuuden vuonna 1879 , ja vuonna 1894 Aristarkh Belopolsky havaitsi muutoksia kefeidien säteittäisnopeudessa. Aluksi oletettiin, että nämä muutokset johtuvat näkymättömien massiivisten satelliittien läsnäolosta, mutta sitten kävi ilmi, että ne selittyvät säteittäisillä pulsaatioilla [9] . $G$

Jos tavallinen tähti jostain syystä menettää tasapainonsa, se alkaa värähdellä, mutta nämä värähtelyt kuolevat nopeasti. Havainnot sykkivistä muuttujista, erityisesti kefeideistä, osoittavat, että niiden värähtelyt eivät vaimene, mikä tarkoittaa, että niillä on oltava jonkinlainen energialähde. Vuonna 1917 Arthur Eddington esitti hypoteesin, joka selitti, mistä energia tulee - siinä olevaa energialähdettä kutsutaan "kappamekanismiksi" tai "Eddington-venttiiliksi" ja se on samanlainen kuin lämpökone [24] . Tämä olettamus vahvistettiin vuonna 1953, kun Sergei Zhevakin löysi ionisoituneen heliumin viivoja kefeidien spektristä - hän oli venttiilin rooli Eddingtonin hypoteesissa [4] [25] .

Itse mekanismi on seuraava: Kefeideillä on kerros ionisoitua heliumia , jonka paksuus on 1–2 % tähden säteestä. He III (kaksoisionisoitu helium) on vähemmän läpinäkyvä kuin He II (yksi-ionisoitu helium), ja mitä korkeampi lämpötila, sitä enemmän heliumista tulee kaksinkertaisesti ionisoitua. Tämän vuoksi heliumkerros muuttuu vähemmän läpinäkyväksi, se alkaa vangita energiaa ja samalla lämmetä, mikä saa tähden laajenemaan. Laajentuessaan heliumkerroksen lämpötila laskee jälleen, tapahtuu He III:n osittainen rekombinaatio ja sen muuntuminen He II:ksi, ja siitä tulee läpinäkyvämpi siirtämällä säteilyenergiaa ulompiin kerroksiin. Tämän seurauksena paine tähden sisäkerroksissa laskee, painovoiman vaikutuksesta tähti supistuu uudelleen ja prosessi toistuu [4] . Erimassaisilla tähdillä on erilaiset lämpötilajakaumat sisätiloissaan, ja mitä massiivisempi tähti, sitä lähempänä pintaa saavutetaan kuvatun prosessin toteuttamiseen tarvittava lämpötila, joka on 35000–55000 K [9] .

Värähtelyt voivat jatkua vain, jos niiden jakso osuu yhteen tähden oman värähtelyjakson kanssa. Massan kasvaessa tähden tiheys pienenee ja värähtelyjakso sekä valoisuus lisääntyvät, mikä on syynä havaittuun jakso-luminositeettiriippuvuuteen [23] .

Kefeidit eivät vain pysty tukemaan kappa-pulsaatiomekanismia, vaan myös sykkivien tähtien parametrit ovat rajalliset. Hertzsprung -Russell-kaaviossa ne muodostavat epävakausliuskan [4] [23] .

Kappamekanismi on sykkimisen pääasiallinen syy, mutta on olemassa kaksi muuta vähäistä. Ensimmäisen ydin on, että ionisoidun heliumin kerroksen lämpötila on alhaisempi kuin viereisillä kerroksilla, minkä vuoksi osa energiasta siirtyy siihen, mikä tehostaa kappamekanismia - tätä ilmiötä kutsutaan gamma-mekanismiksi. Toista kutsutaan r-mekanismiksi tai sädemekanismiksi ja se perustuu siihen, että kun tähti puristetaan kokoon, sen pinta-ala pienenee, josta energiaa säteilee. Energiatiheys tähden sisällä kasvaa, mikä johtaa kuorien laajenemiseen [9] [26] .

Kefeidit evoluution vaiheena

Evoluution aikana tähdet muuttavat parametrejaan ja sijaintiaan Hertzsprung-Russell-kaaviossa . Kun vety loppuu tähtien sisältä fuusion seurauksena, niiden koko alkaa kasvaa ja jäähtyä laskeutuen pääsarjasta ja siirtyen alijättivaiheeseen . Tällä hetkellä massiiviset tähdet voivat ylittää epävakauskaistan ja tulla väliaikaisesti kefeideiksi - tässä vaiheessa tällainen siirtymä kestää 10 2 - 10 4 vuotta, mikä on tähtitieteellisesti hyvin lyhyt aika. Sen jälkeen tähti menee punaisten jättiläisten haaraan , ja jos sen massa on tarpeeksi suuri, siinä oleva helium tulee vähitellen lämpöydinreaktioon , minkä vuoksi tähti menee niin sanottuun siniseen silmukkaan . Sininen silmukkatähti voi massastaan riippuen ylittää epävakauskaistan jopa kaksi kertaa ja pysyä siellä paljon kauemmin kuin ensimmäisellä kerralla. Joissakin tapauksissa tähti voi mennä sinisen silmukan läpi kahdesti, ja näin ollen epävakausliuskan siirtymiä on neljä tässä vaiheessa [5] [9] [23] .

Tyypin II kefeidit ovat pienimassaisia tähtiä, jotka kehittyvät eri tavalla. Niistä erotetaan kolme alaluokkaa, jotka vastaavat tähtien evoluution eri vaiheita. Kun helium syttyy pienimassaisen tähden ytimessä , se siirtyy vaakasuoraan haaraan - tähtien valovoimat ovat lähes samat ja lämpötilat riippuvat massasta ja metallisuudesta . Vaakahaara leikkaa epästabiilisuuskaistan ja tähdet näiden kahden alueen leikkauskohdassa sykkivät - näitä kutsutaan RR Lyrae -muuttujiksi [5] . Jos tähti kuitenkin osuu vaakasuoran haaran korkeaan lämpötilaan, se ei silloin sykki. Kun sen ytimessä oleva helium loppuu, se alkaa laajentua ja jäähtyä, putoaa asymptoottiseen jättimäiseen haaraan , jossain vaiheessa se päätyy epävakauskaistaleeseen ja alkaa sykkimään - tässä tapauksessa tähdestä tulee BL Hercules-tyyppinen muuttuja [11] [14] .

Jos tähti putoaa vaakasuoran haaran matalan lämpötilan osalle, asymptoottinen jättiläishaara ei leikkaa epävakausnauhan kanssa . Asymptoottisen jättiläishaaran päässä olevilla tähdillä voi kuitenkin tapahtua muutos kerroksellisesta vedyn lähteestä heliumlähteeksi ja päinvastoin, minkä seurauksena tähden lämpötila voi nousta hetkellisesti ja tähti itse voi käydä läpi sininen silmukka. Jos tähti samanaikaisesti ohittaa epävakauden kaistan ja alkaa sykkimään, siitä tulee W-tyypin muuttuja Neitsyt [11] [14] [27] [28] .

Asymptoottisen jättimäisen haaran päätyttyä pienimassaiset tähdet irrottavat verhonsa ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi , mutta sitä ennen niiden pintalämpötila nousee, mikä johtaa myös siihen, että tähti kulkee epävakausnauhan läpi. Bändin läpi tässä vaiheessa kulkevista tähdistä tulee RV Taurus [11] [14] [16] .

Tähden jakso ei liity ainoastaan valoisuuteen, vaan myös sen sijaintiin epävakauskaistalla: yhtä suurella valovoimalla kylmemmällä tähdellä on pidempi pulsaatiojakso kuin kuumemmalla. Koska epävakauden kaistan siirtyminen alijättivaiheen aikana etenee tähtitieteellisesti hyvin nopeasti, pitkän aikavälin systemaattiset havainnot mahdollistavat muutosten rekisteröinnin kefeidien jaksoissa. Jakson nousu tarkoittaa, että fotosfäärin lämpötila laskee ja tähti kaaviossa liikkuu oikealle, kun taas periodin pienentyminen tarkoittaa fotosfäärin lämpötilan nousua ja liikkumista vasemmalle [23] .

Kefeidien kausijakauma

Linnunradalla yleisimmät klassiset kefeidit, joiden pulsaatiojakso on noin 5 päivää . Samaan aikaan suuressa ja pienessä Magellanin pilvessä huippujaksot ovat 3,2 ja 1,6 päivää. Tämä ero johtuu siitä, että näiden satelliittien metallisuus on pienempi kuin Linnunradan, vastaavasti, 2,2 ja 4,8 kertaa [9] .

Sinisellä silmukalla saavutettava maksimilämpötila riippuu tähden massasta ja raskaiden alkuaineiden pitoisuudesta - mitä suurempi massa ja mitä pienempi metallisuus, sitä korkeampi maksimilämpötila on, ja siitä riippuu, onko sinisen silmukan tähti putoaa epävakausliuskaan. Mitä pienempi galaksin metallisuus , sitä pienempi on tähtien vähimmäismassa, joista voi tulla kefeidejä. Koska kefeidin jakso riippuu sen massasta, niin minimijakso riippuu myös metallisuudesta. Samaan aikaan pienimassaiset tähdet ovat yleisimpiä, joten kefeidejä, joilla on minimijakso, tulee olemaan eniten [9] .

Merkitys tähtitieteen kannalta

Jakson ja valoisuuden välisen hyvin tunnetun ja toistettavan suhteen vuoksi kefeidejä käytetään tavallisina kynttilinä tähtitiedossa. Niillä voidaan etsiä etäisyyksiä välillä 100 pc - 20 Mpc, joista suurimmalle osalle etäisyysmittaukset parallaksimenetelmällä antavat erittäin alhaisen tarkkuuden. Siten kefeidit ovat tärkeitä etäisyyksien määrittämisessä kaukaisiin esineisiin ja etäisyysasteikon määrittämiseen tähtitiedessä [23] .

Vuosina 1916–1918 Harlow Shapley käytti Henrietta Leavittin ja Einar Hertzsprungin töiden perusteella kefeidejä ensimmäistä kertaa vakiokynttilinä. Tarkennettuaan valoisuuden ja jakson välistä suhdetta hän arvioi etäisyydet läheisiin pallomaisiin klustereihin ; sitten hän määritteli peräkkäin muita kriteerejä käyttäen etäisyydet (luokkaa satoja tuhansia valovuosia ) kauempana oleviin ryhmiin, selvitti Linnunradan koon ja päätti, että aurinko on galaksin reunalla [2 ] [3] . Vuosina 1925-1926 Edwin Hubble löysi useita kefeidejä Andromedan galaksista ja laski niiden etäisyyden, mikä osoitti ensimmäistä kertaa galaksimme ulkopuolella olevien esineiden olemassaolon. Myöhemmin kefeidien liikkeen havaintojen tulosten perusteella määritettiin Linnunradan spiraalivarsien muoto ja siinä olevien esineiden pyörimisnopeus. Samaan aikaan useimmilla kefeideillä on erittäin korkea luminositeetti, joten naapurigalakseissa sijaitsevat galaksit ovat helposti havainnoitavissa ja tämän ansiosta kefeidejä käytetään etsimään etäisyyksiä muihin galakseihin , mikä mahdollistaa Hubblen vakion määrittämisen ja vieläkin kirkkaampiin esineisiin - supernovat . Universumin kiihtynyt laajeneminen havaittiin myös kefeidien ansiosta: kävi ilmi, että fotometrisesti määritetyt etäisyydet kaukaisimpiin galakseihin eivät vastaa niiden poistumisnopeuksia [2] [23] .

Tiedot kefeideistä ja niiden tarkkuus ovat erittäin tärkeitä: esimerkiksi virhe määritettäessä kefeidien absoluuttista kirkkautta 1 m :llä johtaa etäisyyksien määrittämisessä 1,58-kertaiseen virheeseen, ja sama virhe on Hubblen vakion arvossa, määräytyy kefeidien etäisyyden perusteella [3] . Jakson valoisuusriippuvuuden tarkkaa määrittämistä vaikeuttaa se, että tähän riippuvuuteen vaikuttaa esimerkiksi tähden metallisuus ja sen nykyinen sijainti epävakauskaistalla [23] [29] [30] [31] , ja erityisesti tästä syystä arviot Hubblen vakiosta vaihtelevat välillä 60-80 km s −1 Mpc −1 [32] .

Muistiinpanot

↑ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ Galaxyn ominaisuudet kefeidien mukaan // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Journal . - Oxford University Press , 2009. - Voi. 398 . - s. 263-270 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . - . - arXiv : 0903.4206 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Kefeidit / Y. N. Efremov // Avaruusfysiikka: pieni tietosanakirja / Toimituslautakunta: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 710-712. – 70 000 kappaletta.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Samus N. N. Vaihtelevat tähdet . Klassiset kefeidit. OKPP-tyypit: DCEP, DCEPS, CEP(B) . Tähtitieteellinen perintö . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
↑ 1 2 3 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Fundamentaalinen tähtitiede . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
↑ Samus N. N. Vaihtelevat tähdet . RR Lyrae-tyypin muuttujat. OKPZ-tyypit: RRAB, RRC, RR(B) . Tähtitieteellinen perintö . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ I. Stewart. Kosmoksen matematiikka: Kuinka moderni tiede salaa maailmankaikkeuden . - 2018. - S. 332. - 542 s. — ISBN 9785961452280 .
↑ 1 2 Dale E. Gary. Sykkivät ja muuttuvat tähdet . New Jerseyn tiede- ja teknologiayliopisto . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Scott Gerard. Kefeidien salaiset elämät . Villanova University (2014). Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 Wallerstein, George. The Cephids of Population II and Related Stars // The Publications of the Astronomical Society of the Pacific : aikakauslehti. - 2002. - Voi. 114 , nro. 797 . - s. 689-699 . - doi : 10.1086/341698 . - .
↑ 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. Optisen painovoimalinssin koe. OGLE-III:n muuttuvien tähtien luettelo. II. Tyypin II kefeidit ja poikkeavat kefeidit suuressa Magellanin pilvessä // Acta Astronomica : päiväkirja. - 2008. - Voi. 58 . - s. 293 . - . - arXiv : 0811.3636 .
↑ 1 2 3 4 5 David Darling. Kefeidin muuttuja . Tieteen tietosanakirja . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 12 klassista kefeidia . OGLE:n muuttuvien tähtien valokäyrien atlas . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 Harris, Hugh C.; Welch, Douglas L. The Binary Type II Cepheids IX CAS and TX Del (englanniksi) // Astronomical Journal : Journal. - 1989. - syyskuu ( nide 98 ). - s. 981 . - doi : 10.1086/115190 . - .
↑ Tutkimuksemme: Tyypin II kefeidit etäisyysindikaattoreina VVV-aikasarjoilla . Instituto Milenio de Astrofisika . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ 1 2 3 David Darling. RV Tauri tähti . Tieteen tietosanakirja . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Samus N. N. Vaihtelevat tähdet . Pallomaisen komponentin kefeidit. OKPZ-tyypit: CWA, CWB, BLBOO . Tähtitieteellinen perintö . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Julkaisut . Aikakauslehti "Variable Stars" . Astronetti . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Voita Cepheid . Oxfordin viite . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Henrietta Leavitt . 1777 muuttujaa Magellanin pilvissä // Annals of Harvard College Observatory. - 1908. - T. 60 . - S. 87 . - .
↑ Fernie, JD The Period–Luminosity Relation: A Historical Review // Julkaisut of the Astronomical Society of the Pacific : Journal . - 1969. - joulukuu ( nide 81 , nro 483 ). - s. 707 . - doi : 10.1086/128847 . - .
↑ Feast, M.W.; Catchpole, RM Kefeidijakson valoisuuden nollapiste HIPPARCOSin trigonometrisista parallakseista // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - 1997. - Voi. 286 , nro. 1 . - P.L1-L5 .
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Rastorguev A. S. Kefeidit - universumin tähtimajakat . PK Sternbergin osavaltion tähtitieteellinen instituutti . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Eddington, AS Kefeidimuuttujien pulsaatioteoria // Observatorio. - 1917. - Voi. 40 . - s. 290 . - .
↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations // Sky and Telescope : aikakauslehti . - 1984. - Voi. 68 . - s. 519 . - .
↑ M. Heydari-Malayeri. gamma-mekanismi . Tähtitieteen ja astrofysiikan etymologinen sanakirja . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)
↑ Groenewegen, MAT; Jurkovic, M.I. (2017). "Valovoimat ja infrapunaylimäärä tyypin II ja epänormaalit kefeidit suurissa ja pienissä Magellanin pilvissä". Tähtitiede ja astrofysiikka . 603 :A70. arXiv : 1705.00886 . Bibcode : 2017A&A...603A..70G . DOI : 10.1051/0004-6361/201730687 .
↑ van Loon, J. Th. Punaisten superjättien ja Asymptotic Giant Branch -tähtien tuulien metalliriippuvuudesta // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series. – 2006.
↑ 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. Hubble-avaruusteleskoopin avainprojektin lopulliset tulokset Hubblen vakion mittaamiseksi // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Voi. 553 , no. 1 . - s. 47-72 . - doi : 10.1086/320638 . - . - arXiv : astro-ph/0012376 .
↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Laajennuskenttä: H 0:n arvo // The Astronomy and Astrophysics Review : päiväkirja. - 2008. - Voi. 15 , ei. 4 . - s. 289-331 . - doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . - . - arXiv : 0806.3018 .
↑ Turner, David G. Linnunradan kefeidien PL-kalibrointi ja sen vaikutukset etäisyysasteikkoon // Astrofysiikka ja avaruustiede : päiväkirja. - 2010. - Vol. 326 , no. 2 . - s. 219-231 . - doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . - . - arXiv : 0912.4864 .
↑ Kefeidin muuttuvat tähdet ja etäisyyden määritys . Australian teleskoopin kansallinen laitos . Käyttöönottopäivä: 15.7.2020. (määrätön)

Linkit

Arkistoitu alkuperäisestä The Cepheid Distance Scale: A History -julkaisusta 13. heinäkuuta 2011.

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani iso kiinalainen Hienoa norjalaista Britannica (verkossa) Treccani
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4240327-3

muuttuvia tähtiä
Eruptiivinen	Susi - Raie Gamma Cassiopeiae Väärin ( Orionin muuttujat ( T Taurus Fuors )) R North Crown RS Beagle koirat S Dorado UV Kiina
Sykkivä	Kefeidit ( klassiset kefeidit Tyypin II kefeidit ( BL Hercules W Virgin RV Taurus )) Alfa Cygnus Beta Cephei Delta Shield Gamma Doradus Hidas väärin Mirida Puoli-oikea Sykkivät valkoiset kääpiöt PV teleskooppi RR Lyra Phoenix SX
pyörivä	α² Hound Dogs TEKIJÄ Dragon Pyörivä ellipsoidi FK Veronican hiukset Pulsarit SX Oinas
Katalysminen	Uusi Toista uusi polaarit Keskitason napaiset Dwarf novae ( SS Cygnus , SU Ursa Major , Z Giraffe ) Kirkkaan punainen uusi supernovat AM Beagle koirat Z Andromedae
pimentävät binaarit	Algol Beta Lyrae W Ursa Major
Luettelot	Luettelo GCVS:n muuttuvista tähtityypeistä
Luokka: Muuttuvat tähdet