古典的セファイド変光星

異なる光度クラスの表示に重ねて、いくつかの種類の変光星の位置を示すヘルツシュプルング・ラッセル図。

古典的セファイド変光星は、セファイド 変光星の一種です。若いI種族 変光星で、数日から数週間の周期で規則的な放射状脈動を示し、視等級は数十分の1等級から2等級程度まで変化します。古典的セファイドは、 I種族セファイド変光星、I型セファイド変光星、デルタセファイド変光星とも呼ばれます。

古典的セファイド変光星の光度と脈動周期の間には明確な関係があり、 [1] [2]セファイド変光星は銀河系および銀河系外の距離スケールを確立するための実行可能な標準光源として確保されています。[3] [4] [5] [6]ハッブル宇宙望遠鏡(HST) による古典的セファイド変光星の観測により、観測可能な宇宙の膨張率を説明するハッブルの法則に対するより強固な制約が可能になりました。[3] [4] [6] [7] [8]古典的セファイド変光星は、局所的な渦巻き腕構造や銀河面からの太陽までの距離など、銀河の多くの特性を明らかにするためにも使用されています。[5]

天の川銀河には約3,600個の古典的セファイド変光星が知られています。[9]マゼラン雲には約1万個が知られており、他の銀河でも数百個が発見されています。[10]ハッブル宇宙望遠鏡は、1億光年離れたNGC 4603でいくつかのセファイド変光星を確認しました。[11]

プロパティ

ヘリウム燃焼ブルーループ中に不安定帯を横切る5M☉星の進化軌跡 

古典的セファイド変光星は、太陽の4～20倍の質量を持ち[12]、明るさは太陽の1,000～50,000倍（珍しいV810ケンタウリでは200,000倍以上）である[13] 。分光学的には、これらはスペクトル型F6～K2の明るい巨星または低光度超巨星である。温度とスペクトル型は脈動時に変化する。半径は太陽の数十倍から数百倍である。より明るいセファイド変光星はより低温で大きく、周期も長くなる。温度変化に伴い、その半径も脈動ごとに変化し（例えば、より長い周期l Carでは約25% ）、その結果、明るさが最大2等級変化する。明るさの変化は短波長側でより顕著である[14] 。

セファイド変光星は、基本モード、第一倍音、あるいは稀に混合モードで脈動することがあります。第一倍音よりも高い倍音での脈動は稀ですが興味深いものです。[2]古典的なセファイド変光星の大部分は基本モードの脈動星であると考えられていますが、光度曲線の形状からモードを区別することは容易ではありません。倍音で脈動する星は、同じ周期の基本モードの脈動星よりも明るく、大きさも大きくなります。[15]

中間質量星(IMS) が主系列から離れて初めて進化するとき、水素殻がまだ燃えている間に不安定性帯を急速に横切る。IMS でヘリウム コアが点火すると、ブルー ループを実行して不安定性帯を再度横切ることがある。1 回目は高温に進化し、もう一度漸近巨星枝に向かって進化する間である。約 8–12 M ☉より重い星は、 赤色巨星枝に達する前にコアのヘリウム燃焼を開始し、赤色超巨星になるが、それでも不安定性帯を通るブルー ループを実行することがある。ブルー ループの持続時間や存在すらも、星の質量、金属量、およびヘリウム存在量に敏感である。場合によっては、ヘリウム殻の燃焼が始まると、星が不安定性帯を 4 回目、5 回目に横切ることがある。 [引用が必要]セファイド変光星の周期の変化率と、スペクトルで検出できる化学物質の存在量を使用して、特定の星がどの横断を行っているかを推測することができる。[16]

古典的なセファイド変光星は、中心核の水素を使い果たす前のB7より前のB型主系列星、おそらくは後期O型星であった。より質量が大きく高温の星は、より明るいセファイド変光星へと成長し、周期も長くなる。しかし、太陽に近い金属量を持つ我々の銀河系内の若い星は、不安定帯に到達するまでに十分な質量を失い、周期は50日以下になると予想されている。金属量に応じて20～50M☉の一定質量を超えると 、赤色超巨星はブルーループを実行するのではなく、青色超巨星へと進化する。ただし、その際には規則的に脈動するセファイド変光星ではなく、不安定な黄色極超巨星となる。非常に質量の大きい星は、不安定帯に到達するほど十分に冷却されることはなく、セファイド変光星にはならない。金属量が低い星、例えばマゼラン雲では、星はより多くの質量を保持し、より明るいセファイド変光星となり、周期も長くなる。[13]

光曲線

ケフェウス座デルタ星の光度曲線
古典的なセフェイドの原型であるデルタ・セフェイのUBVRI位相折り返し光曲線。等級と脈動位相の関係を示している[17]

セファイド変光曲線は典型的には非対称で、急激に最大光度まで上昇した後、緩やかに最小光度まで低下します（例：デルタ・ケフェイ）。これは半径と温度変化の位相差によるもので、I型セファイド変光星の最も一般的なタイプである基本モードパルセータの特徴と考えられています。場合によっては、滑らかな擬似正弦波状の光度曲線に「隆起」が見られることがあります。これは、減衰が一時的に緩やかになったり、明るさがわずかに上昇したりする現象で、基本波と第2倍音の共鳴によるものと考えられています。この隆起は、周期が約6日である星（例：イータ・アクイラ）では下降枝に最もよく見られます。周期が長くなるにつれて、隆起の位置は最大光度に近づき、周期が約10日である星（例：ゼータ・ジェミノルム）では二重極大を引き起こしたり、主極大と区別がつかなくなったりすることがあります。より長い周期では、光度曲線の上昇枝に隆起が見られる（例えば、 X Cygni）[18]が、20日を超える周期では共鳴は消える。

古典的セファイド変光星の少数は、ほぼ対称な正弦波状の光度曲線を示す。これらはsセファイド変光星と呼ばれ、通常は振幅が小さく、周期が短い。これらの大部分は第一倍音（例：いて座X星）あるいはそれより高い倍音の脈動星であると考えられているが、基本モードで脈動しているように見える珍しい星もこの形状の光度曲線を示す（例：S座こぎつね座）。第一倍音で脈動する星は我々の銀河系では短周期でしか発生しないと予想されているが、マゼラン雲のように金属量が少ない場所では周期がやや長くなることがある。マゼラン雲では、高倍音の脈動星や2倍音を同時に脈動するセファイド変光星もより一般的であり、通常は振幅が小さく、やや不規則な光度曲線を示す。[2] [19]

発見

西射手座とイータわし座の歴史的な光度曲線

1784年9月10日、エドワード・ピゴットは、古典的セファイド変光星の代表として初めて知られる鷲座イータ星の変光を発見しました。しかし、古典的セファイド変光星の名称の由来は、 1ヶ月後にジョン・グッドリックによって変光星として発見されたデルタ・セファイド星です。 [20]また、デルタ・セファイド星は、星団に属していること[21] [22]や、ハッブル宇宙望遠鏡とヒッパルコス視差の精度が高いことなどから、セファイド変光星の中で最も正確に測定された距離の一つであるため、周期と光度の関係の較正基準としても特に重要です。[23]

周期と光度の関係

古典型セファイドとII型セファイドの2つの周期-光度特性

古典的セファイド変光星の明るさは、その変光周期に直接関係している。脈動周期が長いほど、星は明るくなる。古典的セファイド変光星の周期と明るさの関係は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リーヴィットがマゼラン雲の何千もの変光星を調査した際に発見した。[24]彼女は1912年にさらなる証拠とともにこの関係を発表した。 [25]周期と明るさの関係が較正されると、周期がわかっている特定のセファイド変光星の明るさを確定することができる。それらの距離は見かけの明るさから求められる。周期と明るさの関係は、ヘルツシュプルングに始まり、20世紀を通して多くの天文学者によって較正されてきた。[26]周期と明るさの関係の較正は困難であったが、ベネディクトらによって確固たる銀河較正が確立された。 2007年には、ハッブル宇宙望遠鏡の精密なハッブル宇宙望遠鏡による視差測定によって、近傍の10個の古典的セファイド変光星の観測が行われた。[27]また、2008年には、ESOの天文学者たちが、その変光星雲に含まれる光エコーを用いて、その変光星RSあひる座流星までの距離を1%以内の精度で推定した。[28]しかし、後者の発見は文献で活発に議論されている。[29]

ハッブル宇宙望遠鏡による10 個の近傍セファイド変光星の三角視差から、種族 I セファイド変光星の周期Pとその平均絶対等級M vの間には次のような実験的な相関関係が確立されています。

[27]

Pは日数で測定されます。

古典的セファイド星までの距離dを計算するには、次の関係式も使用できます。

[27]

または

[30]

IとV はそれぞれ近赤外線と可視光線の平均等級を表す。距離d の単位はパーセクである。

小振幅セファイド変光星

視等級0.5以下、ほぼ対称な正弦波状の光度曲線、短周期の古典的セファイド変光星は、小振幅セファイドと呼ばれる別のグループとして定義されています。GCVSではDCEPSという略称が用いられています。周期は一般的に7日未満ですが、正確な基準値については依然として議論が続いています。[31] s-セファイドという用語は、第一倍音脈動星と考えられる、正弦波状の光度曲線を持つ短周期小振幅セファイドに用いられます。これらは不安定帯の赤色端付近で発見されます。s-セファイドを小振幅DCEPS星の同義語として用いる研究者もいれば、第一倍音星のみに限定する研究者もいます。[32] [33]

小振幅セファイド変光星（DCEPS）には、北極星と鷲座FF星が含まれますが、どちらも基本波で脈動している可能性があります。第一倍音脈動星として確認されているものには、十字形BG星とシルキニ座BP星があります。[34] [35]

セファイド変光星による距離測定の不確実性

セファイド変光星の距離スケールに関連する不確実性の主なものは、様々な通過帯域における周期と光度の関係の性質、これらの関係の零点と傾きの両方に対する金属量の影響、そして測光コンタミネーション（ブレンディング）と変化する（通常は未知である）減光則が古典的なセファイド変光星の距離に与える影響である。これらのトピックはすべて、文献で活発に議論されている。[4] [7] [13] [36] [37] [38] [39 ] [40 ] [41 ] [42] [43 ] [44]

これらの未解決の問題の結果、ハッブル定数の値は60 km/s/Mpcから80 km/s/ Mpcの範囲とされている。[3] [4] [6] [7] [8]この矛盾を解決することは天文学における最も重要な課題の1つである。なぜならハッブル定数の正確な値を与えることで、宇宙の宇宙論的パラメータを制限できる可能性があるからである。[6] [8]

例

いくつかの古典的セファイド変光星は、訓練された肉眼観測によって毎晩記録できる変動を持つ。極北の原型セファイド星デルタ、熱帯（黄道付近、つまり黄道帯）での観測に適したふたご座ζ星と鷲座η星、そして極南のかじき座β星などである。最も近い恒星は北極星（ポラリス）で、その距離は議論の余地があり、現在の変動は約0.05等級である。[6]

役職（名前）星座発見見かけの最大等級(m V ) [45]最小見かけの大きさ(m V ) [45]期間（日）[45]スペクトルクラスコメント
η Aqlアクイラエドワード・ピゴット、1784年3メートル48口径4メートル3907.17664F6 イブブ 
FF Aqlアクイラチャールズ・モース・ハファー、1927年5メートル.185メートル6804.47F5Ia-F8Ia 
TT アクルアクイラ6メートル46口径7メートル713.7546F6-G5 
U Aqlアクイラ6メートル0.086メートル8607.02393F5I-II-G1 
Tアントアントリア5 m .005メートル8205.898G5未観測の伴星を持つ可能性がある。以前はII型セファイド星と考えられていた[46]
RTオーぎょしゃ座5 m .005メートル8203.73F8Ibv 
l 車カリーナ 3メートル284メートル.1835.53584G5 Iab/Ib 
δ セップケフェウス座ジョン・グッドリック、1784年3メートル48口径4メートル3705.36634F5Ib-G2Ib双眼鏡で見える二重星
AXサーキットサーキヌス 5メートル656メートル0.0905.273268F2-G2II5  M ☉ B6 の伴星 を持つ分光連星
BPサーキットサーキヌス 7メートル317メートル7102.39810F2/3II-F64.7  M ☉ B6 の伴星 との分光連星
BG クリュ核心 5メートル34口径5メートル5803.3428F5Ib-G0p 
R クル核心 6メートル.407メートル2305.82575F7Ib/II 
S クリュ核心 6メートル.226メートル9204.68997F6-G1Ib-II 
T クル核心 6メートル32口径6メートル8306.73331F6-G2Ib 
X Cyg白鳥座 5メートル856メートル9116.38633G8Ib [47] 
SU Cyg白鳥座 6メートル44口径7メートル2203.84555F2-G0I-II [48] 
β ドールドラド 3メートル46口径4メートル0.0809.8426F4-G4Ia-II 
ζジェムジェミニユリウス・シュミット、1825年3メートル624メートル.1810.15073F7IbからG3Ib 
V473 リルライラ 5メートル996メートル35口径01.49078F6Ib-II 
R ムスムスカ 5メートル93秒6メートル7307.51F7Ib-G2 
S ムスムスカ 5メートル896メートル4909.66007F6Ib-G0 
S ノールノーマ 6メートル.126メートル7709.75411F8-G0Ib散開星団NGC 6087の最も明るい星
QZ Norノーマ 8メートル719メートル0.0303.786008F6I散開星団NGC 6067のメンバー
V340 ノルノーマ 8メートル268メートル6011.2888G0Ib散開星団NGC 6067のメンバー
V378 ノルノーマ 6メートル.216メートル2303.5850G8Ib 
BF 眼科へびつかい座 6メートル93秒7メートル7104.06775F8-K2 [49] 
RSパップパピス 6メートル52口径7メートル6741.3876F8Iab 
S Sgeサジッタジョン・エラード・ゴア、1885年5メートル.246メートル0.0408.382086 [50]F6Ib-G5Ib 
U Sgr射手座（M25） 6メートル287メートル.1506.74523G1Ib [51] 
W Sgr射手座 4メートル295メートル.1407.59503F4-G2Ibγ 2 Sgrとの光学的な二重星
X Sgr射手座 4メートル.204メートル9007.01283F5-G2II
V636 スコさそり座 6メートル.406メートル9206.79671F7/8Ib/II-G5 
R TrA南の三角座 6メートル46メートル903.389F7Ib/II [51] 
S TrA南の三角座 6メートル16メートル806.323F6II-G2 
α UMi (ポラリス)こぐま座アイナー・ヘルツシュプルング、1911年1メートル86秒2メートル1303.9696F8IbまたはF8II 
AH ヴェルベラ 5メートル55メートル8904.227171F7Ib-II 
S ヴルキツネザル 8メートル699メートル.4268.464G0-K2(M1) 
T ヴルキツネザル 5メートル.416メートル0.0904.435462F5Ib-G0Ib 
U ヴルキツネザル 6メートル737メートル54口径07.990676F6Iab-G2 
SV ヴルキツネザル 6メートル727メートル7944.993F7Iab-K0Iab 
SU Casカシオペア 5メートル886メートル3001.9F5II 

参照

参考文献

  1. ^ ウダルスキー、A.;ソジンスキー、I.シマンスキー、M.クビアク、M.ピエトジンスキー、G.ウォズニアック、P.ゼブラン、K. (1999)。 「光重力レンズ実験。マゼラン雲中のセファイド。IV. 大マゼラン雲からのセファイドのカタログ」。アクタアストロノミカ。49 : 223–317。arXiv : astro- ph / 9908317 。Bibcode :1999AcA....49..223U。
  2. ^ abc Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). 「光学重力レンズ実験．OGLE-III変光星カタログ．I. 大マゼラン雲の古典的セファイド星」. Acta Astronomica . 58 : 163. arXiv : 0808.2210 . Bibcode :2008AcA....58..163S.
  3. ^ abc 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 MG; Illingworth, Garth D.; Macri, Lucas M.; Stetson, Peter B. (2001). 「ハッブル宇宙望遠鏡によるハッブル定数測定の最終結果」. The Astrophysical Journal . 553 (1): 47– 72. arXiv : astro-ph/0012376 . Bibcode :2001ApJ...553...47F. doi :10.1086/320638. S2CID  119097691。
  4. ^ abcd Tammann, GA; Sandage, A.; Reindl, B. (2008). 「膨張場：H 0 の値」.天文学と天体物理学レビュー. 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Bibcode :2008A&ARv..15..289T. doi :10.1007/s00159-008-0012-y. S2CID  18463474.
  5. ^ ab Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). 「セファイド変光星による銀河の特徴」. 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.
  6. ^ abcde Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). 「ハッブル定数」. 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.
  7. ^ abc Ngeow, C.; Kanbur, SM (2006). 「線形および非線形セフェイド周期-光度関係によるIa型超新星のハッブル定数の較正」.アストロフィジカルジャーナル. 642 (1): L29 – L32 . arXiv : astro-ph/0603643 . Bibcode :2006ApJ...642L..29N. doi :10.1086/504478. S2CID  17860528.
  8. ^ abc Macri, Lucas M.; Riess, Adam G.; Guzik, Joyce Ann; Bradley, Paul A. (2009). SH0ESプロジェクト：NGC 4258およびIa型超新星ホストにおけるセファイド変光星の観測. 恒星脈動：理論と観測への挑戦：国際会議議事録. AIP会議議事録. 第1170巻. pp.  23– 25. Bibcode :2009AIPC.1170...23M. doi :10.1063/1.3246452.
  9. ^ Pietrukowicz、P. (2021). 「天の川にある古典的なセファイド」。アクタアストロノミカ。71 (3): 205.arXiv : 2112.03284。Bibcode :2021AcA....71..205P。土井：10.32023/0001-5237/71.3.2。
  10. ^ Szabados, L. (2003). 「セファイド星：観測特性、連星性、そしてGAIA」. GAIA分光法：科学技術. 298 :237.書誌コード:2003ASPC..298..237S.
  11. ^ ニューマン、JA;ゼプフ、南東部。デイビス、M.ウェストミンスター州フリードマン。マドール、BF;ステットソン、PB。シルバーマン、N.フェルプス、R. (1999)。 「ケンタウルス座の NGC 4603 までのセファイドの距離」。天体物理学ジャーナル。523 (2): 506. arXiv : astro-ph/9904368。ビブコード:1999ApJ...523..506N。土井：10.1086/307764。S2CID  15343736。
  12. ^ Turner, David G. (1996). 「古典的セフェイド変光星の祖先」カナダ王立天文学会誌. 90 : 82. Bibcode :1996JRASC..90...82T.
  13. ^ abc Turner, DG (2010). 「天の川銀河セファイド星のPL較正と距離スケールへの影響」.天体物理学と宇宙科学. 326 (2): 219– 231. arXiv : 0912.4864 . Bibcode :2010Ap&SS.326..219T. doi :10.1007/s10509-009-0258-5. S2CID  119264970.
  14. ^ Rodgers, AW (1957). 「セファイド変光星の半径変化と分布型」.王立天文学会月報. 117 : 85–94 . Bibcode :1957MNRAS.117...85R. doi : 10.1093/mnras/117.1.85 .
  15. ^ Bono, G.; Gieren, WP; Marconi, M.; Fouqué, P. (2001). 「短周期銀河セファイドの脈動モード同定について」. The Astrophysical Journal . 552 (2): L141. arXiv : astro-ph/0103497 . Bibcode :2001ApJ...552L.141B. doi :10.1086/320344. S2CID  16131313.
  16. ^ Turner, DG; Berdnikov, LN (2004). 「長周期セフェイドSV Vulpeculaeの交差モードについて」.天文学と天体物理学. 423 : 335– 340. Bibcode :2004A&A...423..335T. doi : 10.1051/0004-6361:20040163 .
  17. ^ スコット・G・エングル、エドワード・F・ギナン、グラハム・M・ハーパー、ヒルディング・R・ニールソン、ナンシー・レマージュ・エヴァンス (2014). 「セファイド星の秘密の生命：原型古典セファイドδセプトロンにおける進化的変化と脈動による衝撃波加熱」天体物理学ジャーナル794 ( 1): 80. arXiv : 1409.8628 . Bibcode :2014ApJ...794...80E. doi :10.1088/0004-637X/794/1/80. S2CID  119189134.
  18. ^ Kovtyukh, VV; et al. (2005年1月)、「セファイド変光星の基本パラメータの位相依存変動。II. 周期が10日を超える場合」、The Astronomical Journal、129 (1): 433–453、Bibcode :2005AJ....129..433K、doi : 10.1086/426339、S2CID  120666782。
  19. ^ ソシンスキー、I.ポレスキ、R.ウダルスキー、A.ミネソタ州シマンスキー;クビアク、M.ピエトジンスキー、G.ヴィルジコフスキ、Ł.;シェブチック、O.ウラチク、K. (2010)。 「光重力レンズ実験。OGLE-III 変光星のカタログ。VII. 小マゼラン雲内の古典的セファイド」。アクタアストロノミカ。60 (1): 17.arXiv : 1003.4518。ビブコード:2010AcA....60...17S。
  20. ^ Hoskin, M. (1979). 「グッドリック、ピゴット、そして変光星の探求」.天文学史ジャーナル. 10 : 23–41 . Bibcode :1979JHA....10...23H. doi :10.1177/002182867901000103. S2CID  118155505.
  21. ^ デ・ゼーウ、PT;フーガーワーフ、R.デ・ブルイネ、JHJ;ブラウン、AGA。ブラウ、A. (1999)。 「近隣のOB協会のHIPPARCOS国勢調査」。天文ジャーナル。117 (1): 354–399。arXiv: astro - ph/ 9809227 。Bibcode :1999AJ....117..354D。土井：10.1086/300682。S2CID  16098861。
  22. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). 「キーストーン・キャリブレータ・デルタ・ケフェイが星団に所属することを示す新たな証拠」.アストロフィジカル・ジャーナル. 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Bibcode :2012ApJ...747..145M. doi :10.1088/0004-637X/747/2/145. S2CID  118672744.
  23. ^ 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). 「ハッブル宇宙望遠鏡による天体測定：基本距離較正器 δ Cephei の視差」.天文学ジャーナル. 124 (3): 1695. arXiv : astro-ph/0206214 . Bibcode :2002AJ....124.1695B.土井：10.1086/342014。S2CID  42655824。
  24. ^ リーヴィット、ヘンリエッタ・S. (1908). 「マゼラン雲の1777変光星」.ハーバード大学天文台紀要. 60:87 .書誌コード:1907AnHar..60...87L.
  25. ^ リーヴィット, ヘンリエッタ・S.; ピカリング, エドワード・C. (1912). 「小マゼラン雲の25個の変光星の周期」ハーバード大学天文台回覧. 173 :1.書誌コード:1912HarCi.173....1L.
  26. ^ ヘルツシュプルング、エジュナール (1913)。 「Über die räumliche Verreilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus」。天文学者。196 : 201。ビブコード:1913AN....196..201H。
  27. ^ abc ベネディクト, G. フリッツ; マッカーサー, バーバラ E.; フィースト, マイケル W.; バーンズ, トーマス G.; ハリソン, トーマス E.; パターソン, リチャード J.; メンジーズ, ジョン W.; ビーン, ジェイコブ L.; フリードマン, ウェンディ L. (2007). 「ハッブル宇宙望遠鏡精密誘導センサーによる銀河系セフェイド変光星の視差：周期と光度の関係」天文学ジャーナル. 133 (4): 1810. arXiv : astro-ph/0612465 . Bibcode :2007AJ....133.1810B. doi :10.1086/511980. S2CID  16384267.
  28. ^ カーベラ、P.;メランド、A.ザバドス、L.フーケ、P.バーシエ、D.ポンペイ、E。ペリン、G. (2008)。 「長周期銀河セファイドRSパピス」。天文学と天体物理学。480 (1 ) : 167–178.arXiv : 0802.1501 。Bibcode :2008A&A...480..167K。土井：10.1051/0004-6361:20078961。S2CID  14865683。
  29. ^ Bond, HE;​​ Sparks, WB (2009). 「光エコーによるセフェイドRS Puppisへの幾何学的距離測定について」.天文学と天体物理学. 495 (2): 371. arXiv : 0811.2943 . Bibcode :2009A&A...495..371B. doi :10.1051/0004-6361:200810280.
  30. ^ マジェス、ダニエル;ターナー、デイビッド。モニ・ビディン、クリスチャン。マウロ、フランチェスコ。ガイスラー、ダグラス。ギーレン、ヴォルフガング。ミニティ、ダンテ。シェネ、アンドレ・ニコラ。ルーカス、フィリップ。ボリソワ、ジュラ州。クルテフ、ラドストン。イシュトヴァーン、デカニ。斉藤、ロベルト K. (2011)。 「リンガ6号とケンタウルス螺旋腕におけるTW Norのメンバーシップを支持する新たな証拠」。天体物理学ジャーナルレター。741 (2)：L27。arXiv : 1110.0830。ビブコード:2011ApJ...741L..27M。土井：10.1088/2041-8205/741/2/L27。S2CID  12220317。
  31. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieRオンラインデータカタログ：変光星総合カタログ（Samus+ 2007–2013）」. VizieRオンラインデータカタログ: B/GCVS. 初出: 2009yCat....102025S . 1 .書誌コード:2009yCat....102025S.
  32. ^ Turner, DG; Kovtyukh, VV; Luck, RE; Berdnikov, LN (2013). 「セフェイドFF Aquilaeの脈動モードと距離」. The Astrophysical Journal Letters . 772 (1): L10. arXiv : 1306.1228 . Bibcode :2013ApJ...772L..10T. doi :10.1088/2041-8205/772/1/L10. S2CID  54710833.
  33. ^ Antonello, E.; Poretti, E.; Reduzzi, L. (1990). 「S-セファイド星と古典セファイド星の分離と、そのクラスの新しい定義」.天文学と天体物理学. 236 : 138.書誌コード:1990A&A...236..138A.
  34. ^ アイオワ州ウセンコ;クニアゼフ、A. ユ。バードニコフ、LN;クラフツォフ、VV (2014)。 「チルキヌス (AV Cir、BP Cir) と三角星 (R TrA、S TrA、U TrA、LR TrA) のセファイドの分光学的研究」。天文学の手紙。40 (12): 800。ビブコード:2014AstL...40..800U。土井：10.1134/S1063773714110061。S2CID  122745580。
  35. ^ ノースカロライナ州エバンス;サボ、R.デレカス、A. ;ザバドス、L.キャメロン、C.マシューズ、JM。サセロフ、D.クシュニヒ、R.ロウ、JF。ギュンター、DB;モファット、AFJ。ルシンスキー、SM;ワイス、WW (2015)。 「MOST衛星によるセファイドの観測：脈動モード間のコントラスト」。王立天文協会の月次通知。446 (4): 4008.arXiv : 1411.1730。ビブコード:2015MNRAS.446.4008E。土井：10.1093/mnras/stu2371。
  36. ^ Feast, MW; Catchpole, RM (1997). 「HIPPARCOS三角測量によるセフェイド星の周期-光度零点」.王立天文学会月報. 286 (1): L1 – L5 . Bibcode :1997MNRAS.286L...1F. doi : 10.1093/mnras/286.1.l1 .
  37. ^ Stanek, KZ; Udalski, A. (1999). 「光学重力レンズ実験．大マゼラン雲におけるセファイド星のブレンディングがセファイド星間距離スケールに及ぼす影響の調査」arXiv : astro-ph/9909346 .
  38. ^ Udalski, A.; Wyrzykowski, L.; Pietrzynski, G.; Szewczyk, O.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Soszynski, I.; Zebrun, K. (2001). 「光学重力レンズ実験．銀河IC1613のセファイド星：周期-光度関係は金属量に依存しない」. Acta Astronomica . 51 : 221. arXiv : astro-ph/0109446 . Bibcode :2001AcA....51..221U.
  39. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). 「メーザーホスト銀河NGC 4258への新たなセファイド距離とハッブル定数への示唆」.アストロフィジカルジャーナル. 652 (2): 1133– 1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID  15728812.
  40. ^ Bono, G.; Caputo, F.; Fiorentino, G.; Marconi, M.; Musella, I. (2008). 「外部銀河のセファイド星。I. メーザー・ホスト銀河NGC 4258と周期-光度および周期-ヴェーゼンハイト関係の金属量依存性」.アストロフィジカル・ジャーナル. 684 (1): 102– 117. arXiv : 0805.1592 . Bibcode :2008ApJ...684..102B. doi :10.1086/589965. S2CID  6275274.
  41. ^ マジェス、D.;ターナー、D.レーン、D. (2009)。 「銀河系外距離キャンドルとしてのタイプ II セファイド」。アクタアストロノミカ。59 (4): 403.arXiv : 0909.0181。Bibcode :2009AcA....59..403M。
  42. ^ Madore, Barry F.; Freedman, Wendy L. (2009). 「セフェイド星の周期-光度関係の傾きについて」. The Astrophysical Journal . 696 (2): 1498– 1501. arXiv : 0902.3747 . Bibcode :2009ApJ...696.1498M. doi :10.1088/0004-637X/69​​6/2/1498. S2CID  16325249.
  43. ^ Scowcroft, V.; Bersier, D.; Mould, JR; Wood, PR (2009). 「セフェイドの等級とM33までの距離に対する金属量の影響」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (3): 43– 47. arXiv : 0903.4088 . Bibcode :2009MNRAS.396.1287S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  44. ^ Majaess、D. (2010)。 「ケンタウルス座 A のセファイド星団 (NGC 5128) と H0 への影響」。アクタアストロノミカ。60 (2): 121.arXiv : 1006.2458。Bibcode :2010AcA....60..121M。
  45. ^ abc Berdnikov, LN (2008). 「VizieRオンラインデータカタログ：UBV(RI)cにおけるセファイド星の光電観測（Berdnikov, 2008）」. VizieRオンラインデータカタログ: II/285. 初出: 2008yCat.2285....0B . 2285 : 0.書誌コード:2008yCat.2285....0B.
  46. ^ Turner, DG; Berdnikov, LN (2003). 「セフェイドTアントラエの性質」.天文学と天体物理学. 407 : 325–334 . Bibcode :2003A&A...407..325T. doi : 10.1051/0004-6361:20030835 .
  47. ^ Tomasella, Lina; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaž (2010). 「RAVE、GAIA、HERMESの波長範囲を含む特異星の高解像度、マルチエポックスペクトルアトラス」. The Astronomical Journal . 140 (6): 1758. arXiv : 1009.5566 . Bibcode :2010AJ....140.1758T. doi :10.1088/0004-6256/140/6/1758. S2CID  119188449.
  48. ^ Andrievsky, SM; Luck, RE; Kovtyukh, VV (2005). 「セファイド変光星の基本パラメータの位相依存変動。III. 周期3～6日」.天文学ジャーナル. 130 (4): 1880. Bibcode :2005AJ....130.1880A. doi : 10.1086/444541 .
  49. ^ クライケン、EA (1953)。 「さまざまなスペクトルタイプの星の密度。図1付き」。天体物理学の時代。32 : 125。ビブコード:1953ZA....32....125K。
  50. ^ Watson, Christopher (2010年1月4日). 「S Sagittae」. AAVSOウェブサイト. アメリカ変光星観測者協会. 2015年5月22日閲覧。
  51. ^ ab Houk, N.; Cowley, AP (1975).ミシガン大学HD星の2次元スペクトル型カタログ. 第I巻. 赤緯-90°～-53.0° .書誌コード:1975mcts.book.....H.
  • セファイド距離スケール：歴史、ニック・アレン著
  • マクマスター・セファイド測光・視線速度データアーカイブの古典セファイド一覧（2021年10月8日、Wayback Machineにアーカイブ）
  • アメリカ変光星観測者協会
  • OGLE変光星光度曲線アトラス – 古典セファイド変光星
「https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Classical_Cepheid_variable&oldid=1318606023」より取得