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Variable cefeida

RS Puppis , una de las estrellas variables cefeidas más brillantes conocidas en la galaxia Vía Láctea ( Telescopio Espacial Hubble ). Una variable Cefeida ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ...

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RS Puppis , una de las estrellas variables cefeidas más brillantes conocidas en la galaxia Vía Láctea ( Telescopio Espacial Hubble ).

Una variable Cefeida ( / ˈ s ɛ f i . ɪ d , ˈ s iː f i -/ ) es un tipo de estrella variable que pulsa radialmente , variando tanto en diámetro como en temperatura. Cambia en brillo, con un período estable bien definido (típicamente de 1 a 100 días) y amplitud. Las Cefeidas son importantes puntos de referencia cósmicos para escalar distancias galácticas y extragalácticas ; existe una fuerte relación directa entre la luminosidad de una variable Cefeida y su período de pulsación .

Esta característica de las cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt al estudiar miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . El descubrimiento permite determinar la luminosidad real de una cefeida mediante la observación de su período de pulsación. Esto, a su vez, permite calcular la distancia a la estrella comparando su luminosidad conocida con su brillo observado, calibrado mediante la observación directa de la distancia de paralaje a las cefeidas más cercanas, como RS Puppis y Polaris .

Las cefeidas cambian de brillo debido al mecanismo κ , [ 1 ] [ 2 ] que ocurre cuando la opacidad de la atmósfera de una estrella aumenta con la temperatura en lugar de disminuir. [ 3 ] Se cree que el gas principal involucrado es el helio . Según este análisis, el ciclo de las cefeidas está impulsado por el hecho de que el helio doblemente ionizado , la forma que se encuentra a altas temperaturas, es más opaco que el helio simplemente ionizado. Como resultado, la capa exterior de la estrella alterna entre compresión y expansión: la compresión calienta el helio hasta que se vuelve doblemente ionizado. Su opacidad cuando está doblemente ionizado hace que el helio absorba suficiente calor para expandirse, tras lo cual se enfría hasta que vuelve a ser simplemente ionizado y, debido a su transparencia cuando está simplemente ionizado, se enfría hasta colapsar. Las variables cefeidas se vuelven más tenues durante la parte del ciclo en la que el helio está doblemente ionizado.

Etimología

El término Cefeida tiene su origen en la estrella Delta Cephei , de la constelación de Cefeo , que fue uno de los primeros descubrimientos.

Historia

Curvas de periodo-luminosidad de las cefeidas clásicas y de tipo II

El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. [ 4 ] La estrella epónima de las cefeidas clásicas, Delta Cephei , fue descubierta como variable por John Goodricke unos meses después. [ 5 ] El número de variables similares creció a varias docenas a finales del siglo XIX, y se las denominó clase Cefeidas. [ 6 ] La mayoría de las cefeidas se conocían por las formas distintivas de la curva de luz con el rápido aumento de brillo y una joroba, pero algunas con curvas de luz más simétricas se conocían como Gemínidas por el prototipo ζ Geminorum . [ 7 ]

Henrietta Swan Leavitt descubrió en 1908 una relación entre el período y la luminosidad de las cefeidas clásicas durante una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes . [ 8 ] Publicó este hallazgo en 1912 junto con evidencia adicional. [ 9 ] Se observó que las variables cefeidas presentaban una variación de velocidad radial con el mismo período que la variación de luminosidad, lo que inicialmente se interpretó como evidencia de que estas estrellas formaban parte de un sistema binario . Sin embargo, en 1914, Harlow Shapley demostró que esta idea debía descartarse. [ 10 ] Dos años después, Shapley y otros descubrieron que las variables cefeidas cambiaban sus tipos espectrales a lo largo de un ciclo. [ 11 ]

En 1913, Ejnar Hertzsprung intentó calcular las distancias a 13 cefeidas utilizando su movimiento a través del cielo. [ 12 ] (Sus resultados requerirían revisión posteriormente). En 1918, Harlow Shapley utilizó las cefeidas para establecer las primeras restricciones sobre el tamaño y la forma de la Vía Láctea y la posición del Sol dentro de ella. [ 13 ] En 1924, Edwin Hubble determinó la distancia a las variables cefeidas clásicas en la galaxia de Andrómeda , hasta entonces conocida como la " Nebulosa de Andrómeda ", y demostró que dichas variables no pertenecían a la Vía Láctea. El hallazgo de Hubble resolvió la cuestión planteada en el " Gran Debate " sobre si la Vía Láctea representaba el Universo entero o era simplemente una de las muchas galaxias del Universo. [ 14 ]

En 1929, Hubble y Milton L. Humason formularon lo que hoy se conoce como la ley de Hubble , combinando las distancias de las cefeidas a varias galaxias con las mediciones de Vesto Slipher sobre la velocidad a la que esas galaxias se alejan de nosotros. Descubrieron que el Universo se está expandiendo , confirmando las teorías de Georges Lemaître . [ 15 ]

Ilustración de variables cefeidas (puntos rojos) en el centro de la Vía Láctea [ 16 ]

A mediados del siglo XX, se resolvieron problemas importantes con la escala de distancia astronómica dividiendo las Cefeidas en diferentes clases con propiedades muy diferentes. En la década de 1940, Walter Baade reconoció dos poblaciones separadas de Cefeidas (clásicas y de tipo II). Las Cefeidas clásicas son estrellas de población I más jóvenes y masivas, mientras que las Cefeidas de tipo II son estrellas de población II más antiguas y débiles. [ 17 ] Las Cefeidas clásicas y las Cefeidas de tipo II siguen diferentes relaciones período-luminosidad. La luminosidad de las Cefeidas de tipo II es, en promedio, menor que la de las Cefeidas clásicas en aproximadamente 1,5 magnitudes (pero aún más brillante que las estrellas RR Lyrae). El descubrimiento seminal de Baade condujo a un aumento del doble en la distancia a M31 y en la escala de distancia extragaláctica. [ 18 ] [ 19 ] Las estrellas RR Lyrae, entonces conocidas como Variables de Cúmulo, fueron reconocidas bastante pronto como una clase separada de variables, debido en parte a sus períodos cortos. [ 20 ] [ 21 ]

La mecánica de la pulsación estelar como motor térmico fue propuesta en 1917 por Arthur Stanley Eddington [ 22 ] (quien escribió extensamente sobre la dinámica de las cefeidas), pero no fue hasta 1953 que SA Zhevakin identificó el helio ionizado como una posible válvula para el motor. [ 23 ]

Clases

Las variables cefeidas se dividen en dos subclases que presentan masas, edades e historias evolutivas marcadamente diferentes: cefeidas clásicas y cefeidas de tipo II . Las variables delta scuti son estrellas de tipo A que se encuentran en la secuencia principal o cerca de ella, en el extremo inferior de la franja de inestabilidad , y originalmente se las denominaba cefeidas enanas. Las variables RR Lyrae tienen períodos cortos y se encuentran en la franja de inestabilidad donde cruza la rama horizontal . Las variables delta scuti y las variables RR Lyrae no se tratan generalmente junto con las variables cefeidas, aunque sus pulsaciones se originan con el mismo mecanismo kappa de ionización del helio .

Cefeidas clásicas

Curva de luz de Delta Cephei , el prototipo de las cefeidas clásicas, que muestra las variaciones regulares producidas por las pulsaciones estelares intrínsecas.

Las cefeidas clásicas (también conocidas como cefeidas de población I, cefeidas de tipo I o variables cefeidas delta) experimentan pulsaciones con periodos muy regulares del orden de días a meses. Las cefeidas clásicas son estrellas variables de población I que son entre 4 y 20 veces más masivas que el Sol, [ 24 ] y hasta 100 000 veces más luminosas. [ 25 ] Estas cefeidas son gigantes y supergigantes amarillas brillantes de clase espectral F6-K2 y sus radios cambian en millones de kilómetros (aproximadamente un 25 % para las I Carinae de periodo más largo ) durante un ciclo de pulsación. [ 26 ]

Las cefeidas clásicas se utilizan para determinar distancias a galaxias dentro del Grupo Local y más allá, y son un medio para establecer la constante de Hubble . [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] Las cefeidas clásicas también se han utilizado para aclarar muchas características de la galaxia Vía Láctea, como la altura del Sol sobre el plano galáctico y la estructura espiral local de la galaxia. [ 32 ]

Un grupo de cefeidas clásicas con pequeñas amplitudes y curvas de luz sinusoidales suelen clasificarse como cefeidas de pequeña amplitud o s-cefeidas, muchas de las cuales pulsan en el primer sobretono.

Cefeidas de tipo II

Curva de luz de κ Pavonis , una cefeida de tipo II, registrada por el satélite de sondeo de exoplanetas en tránsito (TESS) de la NASA.

Las cefeidas de tipo II (también llamadas cefeidas de población II) son estrellas variables de población II que pulsan con periodos típicamente entre 1 y 50 días. [ 17 ] [ 33 ] Las cefeidas de tipo II suelen ser pobres en metales , antiguas (~10 Gyr) y de baja masa (~la mitad de la masa del Sol). Las cefeidas de tipo II se dividen en varios subgrupos según su periodo. Las estrellas con periodos entre 1 y 4 días pertenecen a la subclase BL Her , las de 10 a 20 días pertenecen a la subclase W Virginis , y las estrellas con periodos mayores de 20 días pertenecen a la subclase RV Tauri . [ 17 ] [ 33 ]

Las cefeidas de tipo II se utilizan para establecer la distancia al centro galáctico , los cúmulos globulares y las galaxias . [ 32 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]

Cefeidas anómalas

Un grupo de estrellas pulsantes en la franja de inestabilidad tienen periodos inferiores a 2 días, similares a las variables RR Lyrae pero con luminosidades más altas. Las variables Cefeidas anómalas tienen masas mayores que las Cefeidas de tipo II, las variables RR Lyrae y el Sol. No está claro si se trata de estrellas jóvenes en una rama horizontal "invertida", estrellas rezagadas azules formadas por transferencia de masa en sistemas binarios, o una mezcla de ambas. [ 40 ] [ 41 ]

Cefeidas de doble modo

Se ha observado que una pequeña proporción de variables Cefeidas pulsan en dos modos simultáneamente, generalmente el fundamental y el primer sobretono, y ocasionalmente el segundo sobretono. [ 42 ] Un número muy reducido pulsa en tres modos, o en una combinación inusual de modos que incluye sobretonos superiores. [ 43 ]

Distancias inciertas

Entre las principales incertidumbres relacionadas con la escala de distancias de las cefeidas clásicas y de tipo II se encuentran: la naturaleza de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso , el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de dichas relaciones, y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla con otras estrellas) y una ley de extinción variable (generalmente desconocida) en las distancias de las cefeidas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [ 28 ] [ 25 ] [ 30 ] [ 37 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ]

Estos asuntos sin resolver han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble (establecida a partir de las Cefeidas Clásicas) que van desde 60  km/s/Mpc hasta 80  km/s/Mpc. [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden ser restringidos al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. [ 29 ] [ 31 ] Las incertidumbres han disminuido a lo largo de los años, debido en parte a descubrimientos como RS Puppis .

Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad de las Cefeidas, ya que su distancia se encuentra entre las más precisamente establecidas para una Cefeida, en parte porque es miembro de un cúmulo estelar [ 52 ] [ 53 ] y la disponibilidad de paralajes precisos observados por los telescopios espaciales Hubble , Hipparcos y Gaia . [ 54 ] La precisión de las mediciones de distancia de paralaje a variables Cefeidas y otros cuerpos dentro de 7500 años luz mejora enormemente al comparar imágenes del Hubble tomadas con seis meses de diferencia, desde puntos opuestos en la órbita de la Tierra. (Entre dos observaciones de este tipo separadas por 2 UA , una estrella a una distancia de 7500 años luz = 2300 pársecs parecería moverse un ángulo de 2 / 2300 segundos de arco = 2 × 10 −7 grados, el límite de resolución de los telescopios disponibles). [ 55 ]

Modelo de pulsación

Vídeo a cámara rápida de la estrella variable de tipo cefeida Polaris, que ilustra el aspecto visual de su ciclo de cambios de brillo.

La explicación aceptada para la pulsación de las Cefeidas se llama válvula de Eddington, [ 1 ] [ 2 ] o " mecanismo κ ", donde la letra griega κ (kappa) es el símbolo habitual para la opacidad del gas.

Se cree que el helio es el gas más activo en este proceso. El helio doblemente ionizado (helio cuyos átomos carecen de ambos electrones) es más opaco que el helio simplemente ionizado. Al calentarse, la temperatura del helio aumenta hasta alcanzar el punto en el que se produce la doble ionización de forma espontánea, manteniéndose a lo largo de toda la capa de manera similar a como se produce la emisión de luz en un tubo fluorescente. En la fase más tenue del ciclo de una Cefeida, este gas ionizado en las capas exteriores de la estrella es relativamente opaco, por lo que se calienta con la radiación estelar y, debido al aumento de temperatura, comienza a expandirse. Al expandirse, se enfría, pero permanece ionizado hasta alcanzar otro umbral en el que la doble ionización ya no puede mantenerse y la capa se ioniza simplemente, volviéndose así más transparente, lo que permite que escape la radiación. La expansión se detiene entonces y se invierte debido a la atracción gravitatoria de la estrella. Se considera que los estados de la estrella se expanden o contraen debido a la histéresis [ 56 ] generada por el helio doblemente ionizado, y que oscila indefinidamente entre ambos estados, invirtiéndose cada vez que se cruza el umbral superior o inferior. Este proceso es bastante análogo al oscilador de relajación que se encuentra en la electrónica.

En 1879, August Ritter (1826–1908) demostró que el período de pulsación radial adiabática para una esfera homogénea está relacionado con su gravedad superficial y su radio a través de la siguiente relación:

T=kRgramo{\displaystyle T=k\,{\sqrt {\frac {R}{g}}}}

donde k es una constante de proporcionalidad. Ahora bien, dado que la gravedad superficial está relacionada con la masa y el radio de la esfera mediante la relación:

gramo=k′METROR2=k′RMETROR3=k′Rρ{\displaystyle g=k'{\frac {M}{R^{2}}}=k'{\frac {RM}{R^{3}}}=k'R\rho }

uno finalmente obtiene:

Tρ=Q{\displaystyle T{\sqrt {\rho }}=Q}

donde Q es una constante, llamada constante de pulsación. [ 57 ]

Ejemplos

Referencias

  1. 1 2 Smith, DH (1984). "La válvula de Eddington y las pulsaciones de las cefeidas". Sky and Telescope . 68 : 519. Bibcode : 1984S & T....68..519S .
  2. 1 2 «Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables». La Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . 2001. doi : 10.1888/0333750888/4130 . ISBN 0-333-75088-8.
  3. ↑ Maeder, André (2009). Física, formación y evolución de las estrellas en rotación . Biblioteca de astronomía y astrofísica. Springer. pág . 373. ISBN  978-3-540-76948-4.
  4. ↑ Pigott, Edward (1785). "Observaciones de una nueva estrella variable". Philosophical Transactions of the Royal Society . 75 : 127–136 . Bibcode : 1785RSPT...75..127P . doi : 10.1098/rstl.1785.0007 . S2CID 186212958 . 
  5. ↑ Goodricke, John (1786). "Una serie de observaciones y un descubrimiento del período de variación de la luz de la estrella marcada con δ por Bayer, cerca de la cabeza de Cefeo. En una carta de John Goodricke, Esq. a Nevil Maskelyne, DDFRS y Astrónomo Real" . Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 76 : 48–61 . Bibcode : 1786RSPT...76...48G . doi : 10.1098/rstl.1786.0002 .
  6. ↑ Clarke, Agnes Mary (1903). Problemas de astrofísica . Londres, Inglaterra: Adam & Charles Black . pág. 319. ISBN  978-0-403-01478-1.{{cite book}}: Incompatibilidad de ISBN/Fecha ( ayuda )
  7. ↑ Engle, Scott (2015). Las vidas secretas de las cefeidas: un estudio multiespectral de las atmósferas y la evolución en tiempo real de las cefeidas clásicas (tesis). arXiv : 1504.02713 . Bibcode : 2015PhDT........45E . doi : 10.5281/zenodo.45252 .
  8. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables en las Nubes de Magallanes". Anales del Observatorio Astronómico del Harvard College . 60 (4): 87– 108. Bibcode : 1907AnHar..60...87L .
  9. ↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). "Períodos de 25 estrellas variables en la Pequeña Nube de Magallanes". Harvard College Observatory Circular . 173 : 1– 3. Bibcode : 1912HarCi.173....1L .
  10. ↑ Shapley, Harlow (diciembre de 1914). "Sobre la naturaleza y la causa de la variación de las cefeidas" . Astrophysical Journal . 40 : 448. Bibcode : 1914ApJ....40..448S . doi : 10.1086/142137 .
  11. ↑ Shapley, H. (1916). "Las variaciones en el tipo espectral de veinte variables cefeidas" . Astrophysical Journal . 44 : 273. Bibcode : 1916ApJ....44..273S . doi : 10.1086/142295 .
  12. ^ Hertzsprung, E. (1913). "Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus" [ Sobre la distribución espacial de [estrellas] variables del tipo δ Cephei ] . Astronomische Nachrichten (en alemán). 196 (4692): 201– 208. Bibcode : 1913AN....196..201H .
  13. ↑ Shapley, H. (1918). "Cúmulos globulares y la estructura del sistema galáctico" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 30 (173): 42. Bibcode : 1918PASP...30...42S . doi : 10.1086/122686 .
  14. ^ Hubble, EP (1925). "Cefeidas en nebulosas espirales". El Observatorio . 48 : 139. Bibcode : 1925Obs....48..139H .
  15. ^ 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 Bruselas . 47 : 49. Código Bib : 1927ASSB...47...49L .
  16. ↑ "VISTA descubre un nuevo componente de la Vía Láctea" . Consultado el 29 de octubre de 2015 .
  17. 1 2 3 Wallerstein, George (2002). "Las cefeidas de la Población II y estrellas relacionadas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 114 (797): 689– 699. Bibcode : 2002PASP..114..689W . doi : 10.1086/341698 . S2CID 122225966 . 
  18. ↑ Baade, W. (1958). "Problemas en la determinación de la distancia de las galaxias". Astronomical Journal . 63 : 207. Bibcode : 1958AJ.....63..207B . doi : 10.1086/107726 .
  19. ↑ Allen, Nick. "Sección 2: El gran debate y el gran error: Shapley, Hubble, Baade" . La escala de distancias cefeidas: una historia . Archivado del original el 10 de diciembre de 2007.
  20. ↑ Shapley, Harlow. (1918). "N.° 153. Estudios basados ​​en los colores y magnitudes en cúmulos estelares. Octavo artículo: Las luminosidades y distancias de 139 variables cefeidas". Contribuciones del Observatorio Mount Wilson . 153 : 1. Bibcode : 1918CMWCI.153....1S .
  21. ↑ Shapley, Harlow (1918). "Estudios basados ​​en los colores y magnitudes de cúmulos estelares. Octavo artículo: Las luminosidades y distancias de 139 variables cefeidas". Astrophysical Journal . 48 : 279–294 . Bibcode : 1918ApJ....48..279S . doi : 10.1086/142435 .
  22. ↑ Eddington, AS (1917). "La teoría de la pulsación de las variables cefeidas". The Observatory . 40 : 290. Bibcode : 1917Obs....40..290E .
  23. ^ Zhevakin, SA (1953). "К Теории Цефеид. I". Diario astronómico . 30 : 161-179 .
  24. ↑ Turner, David G. (1996). "Los progenitores de las variables cefeidas clásicas". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T .
  25. 1 2 Turner, David G. (2010). "La calibración PL para las cefeidas de la Vía Láctea y sus implicaciones para la escala de distancias". Astrofísica y Ciencia Espacial . 326 (2): 219– 231. arXiv : 0912.4864 . Bibcode : 2010Ap & SS.326..219T . doi : 10.1007/s10509-009-0258-5 . S2CID 119264970 . 
  26. ↑ Rodgers, AW (1957). "Variación del radio y tipo de población de variables cefeidas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 117 : 85–94 . Bibcode : 1957MNRAS.117...85R . doi : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  27. 1 2 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 MG; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). "Resultados finales del proyecto clave del telescopio espacial Hubble para medir la constante de Hubble". The Astrophysical Journal . 553 (1): 47– 72. arXiv : astro.ph/0012376 . Bibcode : 2001ApJ...553...47F . doi : 10.1086/320638 . S2CID 119097691 . 
  28. 1 2 3 Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). "El campo de expansión: el valor de H 0". The Astronomy and Astrophysics Review . 15 (4): 289– 331. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A & ARv..15..289T . doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . S2CID 18463474 . 
  29. 1 2 3 Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). "La constante de Hubble". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 673– 710. arXiv : 1004.1856 . Bibcode : 2010ARA & A..48..673F . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . S2CID 13909389 . 
  30. 1 2 3 Ngeow, C.; Kanbur, SM (2006). "La constante de Hubble de las supernovas de tipo Ia calibrada con las relaciones lineales y no lineales período-luminosidad de las cefeidas". The Astrophysical Journal . 642 (1): L29– L32. arXiv : astro.ph/0603643 . Bibcode : 2006ApJ...642L..29N . doi : 10.1086/504478 . S2CID 17860528 . 
  31. 1 2 3 Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). "El proyecto SH0ES: Observaciones de cefeidas en NGC 4258 y anfitriones de supernovas de tipo Ia". AIP Conference Proceedings . Pulsación estelar: Desafíos para la teoría y la observación: Actas de la conferencia internacional. AIP Conference Proceedings. Vol. 1170. pp. 23– 25. Bibcode : 2009AIPC.1170...23M . doi : 10.1063/1.3246452 .  
  32. 1 2 Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). "Características de la galaxia según las cefeidas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 263– 270. arXiv : 0903.4206 . Bibcode : 2009MNRAS.398..263M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID 14316644 . 
  33. 1 2 Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. II. Cefeidas tipo II y cefeidas anómalas en la gran nube de Magallanes". Acta Astronómica . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Código Bib : 2008AcA....58..293S .
  34. ↑ Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). "El experimento de lente gravitacional óptica. Cefeidas de población II en el bulbo galáctico". Acta Astronomica . 53 : 117. arXiv : astro.ph/0306567 . Bibcode : 2003AcA....53..117K .
  35. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Fiesta, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; et al. (2006). "La relación período-luminosidad de las cefeidas tipo II en cúmulos globulares" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 370 (4): 1979-1990 . arXiv : astro.ph/0606609 . Código Bib : 2006MNRAS.370.1979M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x . S2CID 25991504 .  
  36. ↑ Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). "Las luminosidades y escalas de distancia de las variables Cefeidas y RR Lyrae de tipo II" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (4): 2115– 2134. arXiv : 0803.0466 . Bibcode : 2008MNRAS.386.2115F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x . S2CID 14459638 . 
  37. 1 2 Majaess, D.; Turner, D.; Carril, D. (2009). "Ceféidas tipo II como velas de distancia extragalácticas". Acta Astronómica . 59 (4): 403. arXiv : 0909.0181 . Código Bib : 2009AcA....59..403M .
  38. ↑ Majaess, DJ (2010). "Las variables RR Lyrae y cefeidas de tipo II se adhieren a una relación de distancia común". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 38 (1): 100– 112. arXiv : 0912.2928 . Bibcode : 2010JAVSO..38..100M .
  39. ^ Matsunaga, Noriyuki; Fiesta, Michael W.; Menzies, John W. (2009). "Relaciones período-luminosidad para Cefeidas tipo II y su aplicación" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 397 (2): 933– 942. arXiv : 0904.4701 . Código Bib : 2009MNRAS.397..933M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14992.x . S2CID 13912466 . 
  40. ↑ Caputo, F.; Castellani, V.; Degl'Innocenti, S.; Fiorentino, G.; Marconi, M. (2004). "Variables brillantes pobres en metales: ¿Por qué cefeidas anómalas ?". Astronomía y Astrofísica . 424 (3): 927– 934. arXiv : astro.ph/0405395 . Bibcode : 2004A & A...424..927C . doi : 10.1051/0004-6361:20040307 . S2CID 45306570 . 
  41. ↑ Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008). "El experimento de lentes gravitacionales ópticas. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. II. Cefeidas tipo II y cefeidas anómalas en la gran nube de Magallanes". Acta Astronómica . 58 : 293. arXiv : 0811.3636 . Código Bib : 2008AcA....58..293S .
  42. ^ Smolec, R.; Moskalik, P. (2008). "Modelos cefeidas clásicos de modo doble, revisados". Acta Astronómica . 58 : 233. arXiv : 0809.1986 . Código Bib : 2008AcA....58..233S .
  43. ↑ Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Kubiak, M.; Szymanski, MK; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "El experimento de lente gravitacional óptica. Cefeidas de triple modo y de doble modo 1O/3O en la Gran Nube de Magallanes". Acta Astronomica . 58 : 153. arXiv : 0807.4182 . Bibcode : 2008AcA....58..153S .
  44. ↑ 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. (2007). "Paralajes del sensor de guiado fino del telescopio espacial Hubble de estrellas variables cefeidas galácticas: relaciones período-luminosidad". The Astronomical Journal . 133 (4): 1810. arXiv : astro.ph/0612465 . Bibcode : 2007AJ....133.1810B . doi : 10.1086/511980 . S2CID 16384267 . 
  45. ↑ Stanek, KZ; Udalski, A. (1999). "El experimento de lente gravitacional óptica. Investigación de la influencia de la superposición en la escala de distancia de las cefeidas con cefeidas en la Gran Nube de Magallanes". arXiv : astro-ph/9909346 .
  46. ↑ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). "El experimento de lente gravitacional óptica. Cefeidas en la galaxia IC1613: ninguna dependencia de la relación período-luminosidad con la metalicidad". Acta Astronomica . 51 : 221. arXiv : astro.ph/0109446 . Bibcode : 2001AcA....51..221U .
  47. ↑ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "Una nueva distancia de cefeida a la galaxia anfitriona del máser NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble". The Astrophysical Journal . 652 (2): 1133– 1149. arXiv : astro.ph/0608211 . Bibcode : 2006ApJ...652.1133M . doi : 10.1086/508530 . S2CID 15728812 . 
  48. ↑ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). "Cefeidas en galaxias externas. I. La galaxia anfitriona del máser NGC 4258 y la dependencia de la metalicidad de las relaciones período-luminosidad y período-Wesenheit". The Astrophysical Journal . 684 (1): 102– 117. arXiv : 0805.1592 . Bibcode : 2008ApJ...684..102B . doi : 10.1086/589965 . S2CID 6275274 . 
  49. ↑ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). "Acerca de la pendiente de la relación período-luminosidad de las cefeidas". The Astrophysical Journal . 696 (2): 1498– 1501. arXiv : 0902.3747 . Bibcode : 2009ApJ...696.1498M . doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . S2CID 16325249 . 
  50. ↑ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Wood, PR (2009). "El efecto de la metalicidad en las magnitudes de las cefeidas y la distancia a M33" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (3): 1287– 1296. arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  51. ^ Majaess, D. (2010). "Las cefeidas de Centauro A (NGC 5128) e implicaciones para H0". Acta Astronómica . 60 (2): 121. arXiv : 1006.2458 . Código Bib : 2010AcA....60..121M .
  52. ↑ De Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; De Bruijne, JHJ; Marrón, AGA; Blaauw, A. (1999). "Un censo HIPPARCOS de las asociaciones de obstetricia cercanas". La Revista Astronómica . 117 (1): 354– 399. arXiv : astro.ph/9809227 . Código Bib : 1999AJ....117..354D . doi : 10.1086/300682 . S2CID 16098861 . 
  53. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). "Nueva evidencia que respalda la pertenencia al cúmulo del calibrador clave Delta Cephei". The Astrophysical Journal . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Bibcode : 2012ApJ...747..145M . doi : 10.1088/0004-637X/747/2/145 . S2CID 118672744 . 
  54. ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, BE; Fredrick, LW; Harrison, TE; Slesnick, CL; Rhee, J.; Patterson, RJ; Skrutskie, MF; Franz, OG; Wasserman, LH; Jefferys, WH; Nelan, E.; Van Altena, W.; Shelus, PJ; Hemenway, PD; Duncombe, RL; Story, D.; Whipple, AL; Bradley, AJ (2002). "Astrometría con el Telescopio Espacial Hubble: una paralaje del calibrador de distancia fundamental δ Cephei". The Astronomical Journal . 124 (3): 1695. arXiv : astro.ph/0206214 . Bibcode : 2002AJ....124.1695B . doi : 10.1086/342014 . S2CID 42655824 . 
  55. ↑ Riess, Adam G.; Casertano, Stefano; Anderson, Jay; MacKenty, John; Filippenko, Alexei V. (2014). "Paralaje más allá de un kiloparsec a partir del escaneo espacial de la cámara de campo amplio 3 del telescopio espacial Hubble". The Astrophysical Journal . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Bibcode : 2014ApJ...785..161R . doi : 10.1088/0004-637X/785/2/161 . S2CID 55928992 . 
  56. ↑ Auvergne, M.; Baglin, A.; Morel, P. -J. (1981-12-01). "Sobre la existencia de efectos de histéresis en estrellas pulsantes". Astronomía y Astrofísica . 104 (1): 47– 56. Bibcode : 1981A & A...104...47A . ISSN 0004-6361 . 
  57. ↑ Maurizio Salaris; Santi Cassisi (13 de diciembre de 2005). Evolución de las estrellas y las poblaciones estelares . John Wiley & Sons . pág. 180. ISBN  978-0-470-09222-4.
  58. ↑ Gorynya, NA; Samus, NN; Rastorguev, AS; Sachkov, ME (1996). "Un estudio espectroscópico de la estrella pulsante BL Her". Astronomy Letters . 22 (3): 326. Bibcode : 1996AstL...22..326G .
  59. ↑ Szabados, L.; Kiss, LL; Derekas, A. (2007). "La cefeida anómala XZ Ceti". Astronomía y Astrofísica . 461 (2): 613– 618. arXiv : astro.ph/0609097 . Bibcode : 2007A & A...461..613S . doi : 10.1051/0004-6361:20065690 . S2CID 18245078 . 
  60. ^ Plachy, E.; et al. (2020). "Observaciones TESS de estrellas cefeidas: primeros resultados de luz" . Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 253 (1): 11. arXiv : 2012.09709 . Código Bib : 2021ApJS..253...11P . doi : 10.3847/1538-4365/abd4e3 . S2CID 229297708 .