el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en en en en en en en el en en en en ru en en en en en en en en it en en en en en ru fr en el en en en en en en en en en en en uk en en ru ru ru es el el el en el en en el el el el el el el el el el el el
Οι Κηφείδες (αστέρες)(αγγλ. Cepheid variable) είναι ένα είδος μεταβλητών αστέρων που πάλλονται ακτινικά, ποικίλλουν τόσο σε διάμετρο όσο και θερμοκρασία και εμφανίζουν αλλαγές στη φωτεινότητα με μια καλά καθορισμένη σταθερή περίοδο και πλάτος.
Ο RS Puppis είναι ένας από τους φωτεινότερους γνωστούς Κηφείδες αστέρες στον γαλαξία μας. Η εικόνα προέρχεται από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble
Μια ισχυρή άμεση σχέση μεταξύ της μεταβολής της φωτεινότητας και της περιόδου παλμών[1][2] καθιέρωσε τους Κηφείδες ως σημαντικούς δείκτες κοσμικού σημείου αναφοράς για την κλίμακα γαλαξιακών και εξωγαλαξιακών αποστάσεων.[3][4][5][6] Αυτό το ισχυρό χαρακτηριστικό των κλασικών Κηφείδων ανακαλύφθηκε το 1908 από την Ενριέττα Σ. Λίβιτ μετά από μελέτη χιλιάδων μεταβλητών αστέρων στα νέφη του Μαγγελάνου.[7] Αυτή η ανακάλυψη, μας επιτρέπει να γνωρίζουμε την πραγματική φωτεινότητα των Κηφείδων με απλή παρατήρηση της περιόδου των παλμών τους. Ως εκ τούτου μπορούμε να καθορίσουμε την απόσταση από αυτούς τους αστέρες, συγκρίνοντας τη γνωστή φωτεινότητα σε σχέση με την παρατηρούμενη φωτεινότητα.
Ο όρος Κηφείδης προέρχεται από τον δ Κηφέως στον αστερισμό του Κηφέα, που παρατηρήθηκε από τον Τζων Γκούντρικ το 1784, ο πρώτος που αναγνωρίστηκε ως τέτοιου τύπου αστέρας.
3 Αβεβαιότητες στον καθορισμό αποστάσεων με τους Κηφείδες.
Εικονογράφηση Κηφείδων (κόκκινες τελείες) στο κέντρο του γαλαξία μας.[8]
Οι Κηφείδες χωρίζονται σε δύο υποκατηγορίες οι οποίες παρουσιάζουν σημαντικά διαφορετικές μάζες, ηλικίες και εξελικτική ιστορία: κλασικοί Κηφείδες και τύπου ΙΙ. Οι μεταβλητοί Δέλτα Scuti αστέρες είναι μια κατηγορία αστέρων πάνω ή κοντά στην κύρια ακολουθία στο κάτω άκρο της ζώνης αστάθειας (instability strip) οι οποίοι αρχικά αναφέρονταν ως νάνοι Κηφείδες. Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας έχουν σύντομες περιόδους και βρίσκονται στη ζώνη αστάθειας που διασχίζει τον οριζόντιο κλάδο (horizontal branch). Οι Δέλτα Scuti και οι RR Λύρας δεν αντιμετωπίζονται ως Κηφείδες, μολονότι οι παλμοί τους προέρχονται από τον ίδιο μηχανισμό ιονισμού του ηλίου ( μηχανισμός κ).
Οι κλασικοί Κηφείδες (επίσης γνωστοί ως Πληθυσμού I Κηφείδες ή Κηφείδες τύπου I, ή Δέλτα Κηφείδες) υποβάλλονται σε παλμούς σε πολύ τακτά χρονικά διαστήματα ημερών ή μηνών. Οι κλασικοί Κηφείδες είναι Πληθυσμού I μεταβλητοί αστέρες οι οποίοι έχουν 4-20 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο,[9] και μέχρι 100.000 φορές μεγαλύτερη φωτεινότητα.[10] Αυτοί οι Κηφείδες είναι κίτρινοι φωτεινοί γίγαντες και υπεργίγαντες με φασματική τάξη F6 – K2 και οι ακτίνες τους μεταβάλλονται κατά εκατομμύρια χιλιόμετρα κατά τη διάρκεια ενός κύκλου παλμών.[11]
Οι κλασικοί Κηφείδες χρησιμοποιούνται ώστε να καθοριστούν οι αποστάσεις των γαλαξιών εντός της Τοπικής Ομάδας και πέρα, και ως μέσο με το οποίο μπορεί να καθοριστεί η σταθερά Hubble.[3][4][6][12][13] Οι κλασικοί Κηφείδες έχουν επίσης χρησιμοποιηθεί για να διευκρινιστούν πολλά χαρακτηριστικά του Γαλαξία μας, όπως το ύψος του Ήλιου πάνω από το γαλαξιακό επίπεδο και οι γαλαξιακές τοπικές σπειροειδείς δομές.[5]
Οι Κηφείδες Τύπου ΙΙ (που ονομάζονται επίσης Κηφείδες Πληθυσμού ΙΙ ) είναι μεταβλητοί αστέρες που πάλλονται με περιόδους συνήθως μεταξύ 1 και 50 ημέρες.[14][15] Οι Κηφείδες τύπου ΙΙ είναι συνήθως φτωχοί σε μέταλλα (~10 Gyr) και χαμηλής μάζας αντικείμενα (~μισή μάζα του Ήλιου). Οι Κηφείδες τύπου II χωρίζονται σε διάφορες υποομάδες ανάλογα με την περίοδο τους. Αστέρες με περιόδους μεταξύ 1 και 4 ημέρες ανήκουν στον τύπο BL Her subclass, 10-20 ημέρες ανήκουν στον W Viriginis subclass, και αστέρες με περιόδους μεγαλύτερες από 20 μέρες ανήκουν στον RV Tauri subclass.[14][15]
Οι Κηφείδες τύπου II χρησιμοποιούνται για να καθορίσουν την απόσταση από το γαλαξιακό κέντρο , τα σφαιρικά σμήνη και τους γαλαξίες . [5] [16] [17] [18] [19] [20] [21]
Μια ομάδα παλλόμενων αστέρων στη ζώνη αστάθειας έχουν περιόδους μικρότερες από δύο ημέρες, παρόμοιες με τους μεταβλητούς RR Lyrae αλλά με υψηλότερες φωτεινότητες. Οι ανώμαλοι Κηφείδες έχουν μάζες υψηλότερες από τους Κηφείδες τύπου II, τους RR Lyrae και τον Ήλιο μας. Δεν είναι σαφές αν είναι νεαροί αστέρες που έχουν επιστρέψει σε οριζόντιο κλάδο (horizontal branch), ή κυανοί αποκομμένοι (blue stragglers) που σχηματίζονται μέσω μεταφοράς μαζών σε δυαδικά συστήματα ή ένα μείγμα και των δύο. [22] [23]
Μια μικρή αναλογία των μεταβλητών Κηφείδων έχει παρατηρηθεί ότι έχουν παλμούς με δύο τρόπους ταυτόχρονα, συνήθως τον θεμελιώδη και την πρώτη αρμονική (overtone) και περιστασιακά τη δεύτερη αρμονική . [24] Ένας πολύ μικρός αριθμός πάλλεται με τρεις τρόπους, ή ένας ασυνήθιστο συνδυασμό των τρόπων, συμπεριλαμβανομένων των υψηλότερων αρμονικών. [25]
Στις 10 Σεπτεμβρίου 1784, ο Έντουαρτντ Πίγκοτ ανίχνευσε τη μεταβλητότητα του Eta Aquilae , του πρώτου γνωστού αντιπροσώπου της κλάσης των κλασικών Κηφείδων. Ωστόσο, ο πιο γνωστός αστέρας από τους Κηφείδες είναι ο δ Κηφέως, που ανακαλύφθηκε ότι μεταβάλλεται από τον Τζων Γκούντρικ λίγους μήνες αργότερα.
H σχέση μεταξύ της περιόδου και της φωτεινότητας για τους Κηφείδες ανακαλύφθηκε το 1908 από την Ενριέττα Σ. Λίβιτ σε μια έρευνα χιλιάδων μεταβλητών αστέρων στα Νέφη του Μαγγελάνου . [26] Τη δημοσίευσε το 1912 [27] με περαιτέρω στοιχεία.
Το 1913, ο Έιναρ Χέτζσπρουνγκ προσπάθησε να βρει αποστάσεις σε 13 Κηφείδες χρησιμοποιώντας την κίνηση μέσα στον ουρανό. Ωστόσο, η έρευνά του θα έχρηζε αναθεώρησης. Το 1915, ο Χάρλοου Σάπλεϊ χρησιμοποίησε τους Κηφείδες για να θέσει αρχικούς περιορισμούς στο μέγεθος και το σχήμα του Γαλαξία και στην τοποθέτηση του Ήλιου μέσα σε αυτόν. Το 1924, ο Έντγουιν Χαμπλ καθιέρωσε την απόσταση από τους κλασικούς Κηφείδες στον γαλαξία της Ανδρομέδας , μέχρι τότε γνωστό ως Νεφέλωμα της Ανδρομέδας , και έδειξε ότι οι Κηφείδες δεν ήταν μέλη του Γαλαξία. Το εύρημα του Χαμπλ διευθέτησε το ερώτημα που τέθηκε στο « Great Debate» για το αν ο Γαλαξίας αντιπροσωπεύει ολόκληρο το Σύμπαν ή ήταν απλώς ένας από τους πολυάριθμους γαλαξίες στο Σύμπαν. [28]
Το 1929, ο Hubble και ο Μίλτον Χιούμασον διατύπωσαν αυτό που είναι τώρα γνωστό ως νόμος του Hubble, συνδυάζοντας τις αποστάσεις των Κηφείδων σε διάφορους γαλαξίες με τις μετρήσεις του Βέστο Σλάιφερ (Vesto Slipher) για την ταχύτητα με την οποία οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς. Ανακάλυψαν ότι το Σύμπαν διαστέλλεται (δείτε Διαστολή του Σύμπαντος ). Ωστόσο, η θεωρία περί Διαστολής του Σύμπαντος είχε υποβληθεί αρκετά χρόνια πριν από τον Ζωρζ Λεμαίτρ . [29]
Στα μέσα του 20ου αιώνα, σημαντικά προβλήματα που αφορούσαν στην κλίμακα της αστρονομικής απόστασης επιλύθηκαν όταν οι Κηφείδες ταξινομήθηκαν σε κατηγορίες με πολύ διαφορετικές ιδιότητες. Στη δεκαετία του 1940, ο Βάλτερ Μπάαντε αναγνώρισε δύο χωριστούς πληθυσμούς Κηφείδων (κλασικούς και τύπου II). Οι κλασικοί Κηφείδες είναι νεότεροι και πιο ογκώδεις αστέρες του πληθυσμού Ι, ενώ οι Κηφείδες τύπου II είναι παλαιότεροι και πιο αχνοί αστέρες του Πληθυσμού II. [14] Οι κλασσικοί Κηφείδες και οι Κηφείδες τύπου ΙΙ ακολουθούν διαφορετικές σχέσεις περιόδου-φωτεινότητας. Η φωτεινότητα των Κηφείδων τύπου ΙΙ είναι κατά μέσο όρο μικρότερη από τους κλασικούς Κηφείδες κατά 1,5 περίπου μεγέθη (αλλά ακόμα φωτεινότερη από τoυς αστέρες RR Lyrae ). Η σημαντική ανακάλυψη του Μπάαντε οδήγησε σε διπλή αύξηση στην απόσταση από τον M31 και την κλίμακα εξωγαλακτικής απόστασης. [30] [31] Τα άστρα RR Lyrae, τότε γνωστά ως Μεταβλητές Συστάδων, αναγνωρίστηκαν αρκετά νωρίς ως ξεχωριστή κλάση μεταβλητών, λόγω εν μέρει των μικρών τους περιόδων. [32]
Αβεβαιότητες στον καθορισμό αποστάσεων με τους Κηφείδες.Επεξεργασία
Μεταξύ των κύριων αβεβαιοτήτων που είναι συνδεδεμένες με την κλίμακα απόστασης των Κηφείδων (κλασικών και τύπου II) είναι: η φύση της περιόδου-φωτεινότητας σε σχέση με διάφορες διαβάσεις (passband), ο αντίκτυπος της μεταλλικότητας, οι επιδράσεις της φωτομετρικής μόλυνσης (ανάμειξη) και μία μεταβαλλόμενη (συνήθως άγνωστη) εξαφάνιση του νόμου των αποστάσεων των Κηφείδων. Όλα αυτά τα θέματα συζητούνται ενεργά στη βιβλιογραφία.[4][10][12][19][33][34][35][36][37][38][39][40]
Αυτά τα εκκρεμή θέματα έχουν ως αποτέλεσμα να αναφέρονται τιμές για τη σταθερά του Χαμπλ (η οποίες προσδιορίστηκαν από τους κλασικούς Κηφείδες) που κυμαίνονται μεταξύ 60 km/s/Mpc και 80 km/s/Mpc.[3][4][6][12][13] Η επίλυση αυτής της διαφοράς είναι ένα από τα κύρια προβλήματα στην αστρονομία, με δεδομένο ότι οι κοσμολογικές παράμετροι του Σύμπαντος μπορούν να περιοριστούν από την παροχή μια ακριβούς τιμής της σταθεράς Χαμπλ.[6][13] Οι αβεβαιότητες έχουν μειωθεί με την πάροδο των ετών, λόγω ανακαλύψεων όπως του αστέρα RS Puppis.
Ο δ Κηφέως έχει επίσης, ιδιαίτερη σημασία ως διακριβωτής της σχέσης περιόδου-φωτεινότητας των Κηφείδων, αφού η απόσταση του είναι μεταξύ των πιο βέβαιων από τους Κηφείδες, εν μέρει επειδή είναι μέλος αστρικού σμήνους,[41][42] αλλά και της διαθεσιμότητας της ακρίβειας των παραλλάξεων του Hubble και του Hipparcos.[43] Η ακρίβεια των μετρήσεων απόστασης για τους Κηφείδες και άλλα σώματα εντός μιας απόστασης 7.500 ετών φωτός είναι πολύ βελτιωμένη, συνδυάζοντας εικόνες από το Hubble που λαμβάνονται σε διάστημα έξι μηνών, όταν η Γη και το Hubble είναι σε αντίθετες πλευρές του Ήλιου.[44]
Η αποδεκτή εξήγηση για τον παλμό των Κηφείδων ονομάζεται βαλβίδα Έντινγκτον ,[45] ή κ-μηχανισμός, όπου το ελληνικό γράμμα κ (κάππα) δηλώνει την αδιαφάνεια αερίου. Το ήλιο είναι το αέριο που πιστεύεται ότι είναι πιο ενεργό στη διαδικασία. Το διπλά ιονισμένο ήλιο (στου οποίου τα άτομα λείπουν και τα δύο ηλεκτρόνια) είναι πιο αδιαφανές από το απλό ιονισμένο ήλιο. Όσο περισσότερο θερμαίνεται το ήλιο, τόσο περισσότερο ιονισμένο γίνεται. Στο πιο σκοτεινό μέρος του κύκλου των Κηφείδων, το ιονισμένο αέριο στα εξωτερικά στρώματα του αστέρα είναι αδιαφανές, κι έτσι θερμαίνεται από την αστρική ακτινοβολία, και λόγω της αυξημένης θερμοκρασίας, αρχίζει να επεκτείνεται. Καθώς διαστέλλεται, ψύχεται, και έτσι γίνεται λιγότερο ιονισμένο και, επομένως, πιο διαφανές, επιτρέποντας την ακτινοβολία να διαφύγει. Στη συνέχεια, η επέκταση σταματά και αντιστρέφεται λόγω της βαρυτικής έλξης του αστέρα. Στη συνέχεια, η διαδικασία επαναλαμβάνεται.
Η μηχανική του παλμού ως θερμική μηχανή προτάθηκε το 1917 από τον Άρθουρ Στάνλεϋ Έντινγκτον[46] (που έγραψε εκτενώς σχετικά με τη δυναμική των Κηφείδων), αλλά παρέμεινε υπόθεση μέχρι το 1953 που ο S. A. Zhevakin αναγνώρισε το ιονισμένο ήλιο[47] ως πιθανή βαλβίδα για τη μηχανή.
Στους κλασικούς Κηφείδες περιλαμβάνονται οι: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Πολικός Αστέρας, καθώς και δ Κηφέως.
Στους Κηφείδες τύπου ΙΙ περιλαμβάνονται οι: W Παρθένου και BL Herculis.[48]
Στους ανώμαλους Κηφείδες περιλαμβάνονται οι: XZ Ceti[49] και BL Boötis.
↑ Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 49: 223. Bibcode: 1999AcA....49..223U.
↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O. και άλλοι. (2008). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: 163. Bibcode: 2008AcA....58..163S.
↑ 3,0 3,1 3,2 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C. και άλλοι. (2001). «Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant». The Astrophysical Journal 553: 47–72. doi:10.1086/320638. Bibcode: 2001ApJ...553...47F.
↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Tammann, G. A.; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). «The expansion field: the value of H 0». The Astronomy and Astrophysics Review 15 (4): 289–331. doi:10.1007/s00159-008-0012-y. Bibcode: 2008A&ARv..15..289T.
↑ 5,0 5,1 5,2 Majaess, D. J.; Turner, D. G.; Lane, D. J. (2009). «Characteristics of the Galaxy according to Cepheids». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398: 263–270. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. Bibcode: 2009MNRAS.398..263M.
↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). «The Hubble Constant». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48: 673. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101829. Bibcode: 2010ARA&A..48..673F.
↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). «1777 variables in the Magellanic Clouds». Annals of Harvard College Observatory 60: 87. Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
↑ «VISTA Discovers New Component of Milky Way». Ανακτήθηκε στις 29 Οκτωβρίου 2015.
↑ Turner, David G. (1996). «The Progenitors of Classical Cepheid Variables». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 90: 82. Bibcode: 1996JRASC..90...82T. https://archive.org/details/sim_journal-of-the-royal-astronomical-society-of-canada_1996-04_90_2/page/82.
↑ 10,0 10,1 Turner, David G. (2010). «The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale». Astrophysics and Space Science 326 (2): 219–231. doi:10.1007/s10509-009-0258-5. Bibcode: 2010Ap&SS.326..219T.
↑ Rodgers, A. W. (1957). «Radius variation and population type of cepheid variables». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 117: 85. doi:10.1093/mnras/117.1.85. Bibcode: 1957MNRAS.117...85R. https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1957_117_1/page/85.
↑ 12,0 12,1 12,2 Ngeow, C.; Kanbur, S. M. (2006). «The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations». The Astrophysical Journal 642: L29–L32. doi:10.1086/504478. Bibcode: 2006ApJ...642L..29N.
↑ 13,0 13,1 13,2 «AIP Conference Proceedings».
↑ 14,0 14,1 14,2 Wallerstein, George (2002). «The Cepheids of Population II and Related Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 114 (797): 689–699. doi:10.1086/341698. Bibcode: 2002PASP..114..689W.
↑ 15,0 15,1 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. και άλλοι. (2008). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: 293. Bibcode: 2008AcA....58..293S.
↑ Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge». Acta Astronomica 53: 117. Bibcode: 2003AcA....53..117K.
↑ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Feast, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo και άλλοι. (2006). «The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (4): 1979–1990. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x. Bibcode: 2006MNRAS.370.1979M.
↑ Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). «The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (4): 2115–2134. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x. Bibcode: 2008MNRAS.386.2115F.
↑ 19,0 19,1 Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D. (2009). «Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles». Acta Astronomica 59: 403. Bibcode: 2009AcA....59..403M.
↑ Majaess, D. J. (2010). «RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation». The Journal of the American Association of Variable Star Observers 38: 100. Bibcode: 2010JAVSO..38..100M.
↑ Matsunaga, Noriyuki; Feast, Michael W.; Menzies, John W. (2009). «Period-luminosity relations for type II Cepheids and their application». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 397 (2): 933–942. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x. Bibcode: 2009MNRAS.397..933M.
↑ Caputo, F.; Castellani, V.; Degl'Innocenti, S.; Fiorentino, G.; Marconi, M. (2004). «Bright metal-poor variables: Why Anomalous Cepheids?». Astronomy and Astrophysics 424 (3): 927. doi:10.1051/0004-6361:20040307. Bibcode: 2004A&A...424..927C.
↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. και άλλοι. (2008). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: 293. Bibcode: 2008AcA....58..293S.
↑ Smolec, R.; Moskalik, P. (2008). «Double-Mode Classical Cepheid Models, Revisited». Acta Astronomica 58: 233. Bibcode: 2008AcA....58..233S.
↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, M. K.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O. και άλλοι. (2008). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Triple-Mode and 1O/3O Double-Mode Cepheids in the Large Magellanic Cloud». Acta Astronomica 58: 153. Bibcode: 2008AcA....58..153S.
↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). «1777 variables in the Magellanic Clouds». Annals of Harvard College Observatory 60: 87. Bibcode: 1908AnHar..60...87L.
↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). «Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud». Harvard College Observatory Circular 173: 1. Bibcode: 1912HarCi.173....1L.
↑ Hubble, E. P. (1925). «Cepheids in spiral nebulae». The Observatory 48: 139. Bibcode: 1925Obs....48..139H.
↑ 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.
↑ Baade, W. (1958). «Problems in the determination of the distance of galaxies». Astronomical Journal 63: 207. doi:10.1086/107726. Bibcode: 1958AJ.....63..207B.
↑ Allen, Nick. «Section 2: The Great Debate and the Great Mistake: Shapley, Hubble, Baade». The Cepheid Distance Scale: A History. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Δεκεμβρίου 2007.
↑ Shapley, Harlow. (1918). «No. 153. Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. Eighth paper: The luminosities and distances of 139 Cepheid variables». Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington 153: 1. Bibcode: 1918CMWCI.153....1S.
↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Feast, Michael W.; Barnes, Thomas G.; Harrison, Thomas E.; Patterson, Richard J.; Menzies, John W.; Bean, Jacob L. και άλλοι. (2007). «Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations». The Astronomical Journal 133 (4): 1810. doi:10.1086/511980. Bibcode: 2007AJ....133.1810B.
↑ 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». arXiv:astro-ph/9909346.
↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity». Acta Astronomica 51: 221. Bibcode: 2001AcA....51..221U.
↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). «A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant». The Astrophysical Journal 652 (2): 1133–1149. doi:10.1086/508530. Bibcode: 2006ApJ...652.1133M.
↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). «Cepheids in External Galaxies. I. The Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period‐Luminosity and Period‐Wesenheit Relations». The Astrophysical Journal 684: 102–117. doi:10.1086/589965. Bibcode: 2008ApJ...684..102B.
↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). «Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation». The Astrophysical Journal 696 (2): 1498–1501. doi:10.1088/0004-637X/696/2/1498. Bibcode: 2009ApJ...696.1498M.
↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, J. R.; Wood, P. R. (2009). «The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 396 (3): 1287–1296. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x. Bibcode: 2009MNRAS.396.1287S.
↑ Majaess, D. (2010). «The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0». Acta Astronomica 60: 121. Bibcode: 2010AcA....60..121M.
↑ De Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (1999). «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations». The Astronomical Journal 117: 354. doi:10.1086/300682. Bibcode: 1999AJ....117..354D. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1999-01_117_1/page/354.
↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). «New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei». The Astrophysical Journal 747 (2): 145. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145. Bibcode: 2012ApJ...747..145M.
↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F. και άλλοι. (2002). «Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei». The Astronomical Journal 124 (3): 1695. doi:10.1086/342014. Bibcode: 2002AJ....124.1695B.
↑ Riess, Adam G.; Casertano, Stefano; Anderson, Jay; MacKenty, John; Filippenko, Alexei V. (2014). «Parallax beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope». The Astrophysical Journal 785 (2): 161. doi:10.1088/0004-637X/785/2/161. Bibcode: 2014ApJ...785..161R.
↑ Smith, D. H. (1984). «Eddington's Valve and Cepheid Pulsations». Sky and Telescope 68: 519. Bibcode: 1984S&T....68..519S. https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1984-12_68_6/page/519.
↑ Eddington, A. S. (1917). «The pulsation theory of Cepheid variables». The Observatory 40: 290. Bibcode: 1917Obs....40..290E.
↑ Zhevakin, S. A., "K Teopии Цeфeид. Εγώ", AcTpoHoMичeckий жypHaл, 30 161-179 (1953)
↑ Gorynya, N. A.; Samus, N. N.; Rastorguev, A. S.; Sachkov, M. E. (1996). «A spectroscopic study of the pulsating star BL Her». Astronomy Letters 22: 326. Bibcode: 1996AstL...22..326G.
↑ Szabados, L.; Kiss, L. L.; Derekas, A. (2007). «The anomalous Cepheid XZ Ceti». Astronomy and Astrophysics 461 (2): 613. doi:10.1051/0004-6361:20065690. Bibcode: 2007A&A...461..613S.