# Cepheïde

Een Cepheïde is een ster die radiaal pulseert, veranderlijk in zowel diameter als temperatuur, waardoor ze veranderingen in lichtkracht vertoont. Deze sterren produceren hierbij stabiele en welbekende perioden en amplituden.
Een sterk direct verband tussen de periode en de absolute magnitude zorgt ervoor dat Cepheïden als belangrijke astronomische ijkpunten gebruikt kunnen worden. Deze robuuste eigenschap van klassieke Cepheïden werd in 1908 ontdekt door Henrietta Leavitt, nadat zij duizenden veranderlijke sterren bestudeerde in de Magelhaense wolken. Dankzij deze ontdekking kon de ware lichtkracht afgeleid worden door simpelweg de periode van pulsatie te observeren. Door de absolute magnitude dan te vergelijken met de schijnbare magnitude, kan de afstand tot de ster worden bepaald. Voor het bepalen van afstanden tot spiraalvormige sterrenstelsels of de Hubbleconstante worden ze dan ook veel gebruikt.
De term Cepheïde is afgeleid van het prototype Delta Cephei in het sterrenbeeld Cepheus, ontdekt door John Goodricke in 1784.
De periode van een Cepheïde ligt tussen 1 dag en enkele maanden, bij Delta Cephei is dat 5,366 dagen. De magnitude van Delta Cephei wisselt tussen 3,6 en 4,3, het spectraaltype varieert dan van F5 tot G2. De bekendste Cepheïde is Polaris.

## Klassen

Cepheïden worden verdeeld in twee onderklassen: klassieke Cepheïden en type II-Cepheïden. Deze klassen hebben duidelijk verschillende massa's, leeftijden en vertonen een andere evolutionaire geschiedenis.
Pulseringen van Delta Scuti-veranderlijken en RR Lyrae-veranderlijken worden veroorzaakt door hetzelfde mechanisme als bij Cepheïden: het kappa mechanisme. Dit is een verschijnsel waarbij materie minder doorzichtig wordt. Delta Scuti-veranderlijken zijn type A-sterren die zich op of nabij de hoofdreeks bevinden in het lagere gedeelte van de instabiliteitsstrip. Deze sterren heetten vroeger dwerg-Cepheïden. RR Lyrae-sterren hebben een korte periode en vindt men op de horizontale tak waar deze de instabiliteitsstrip doorkruist. Ook moeten Cepheïden niet verward worden met Beta Cephei-veranderlijken: dit zijn sterren van een vroeg type met een korte periode en kleine amplitude.

### De klassieke Cepheïden

Klassieke Cepheïden (ook wel aangeduid als Populatie I-Cepheïden, type I-Cepheïden of Delta Cepheïde-veranderlijken) vertonen pulseringen met zeer regelmatige perioden van enkele dagen tot maanden. Klassieke Cepheïden zijn populatie I-sterren en veranderlijke sterren, die zo'n 4 tot 20 keer de zonnemassa bevatten. Ze kunnen tot wel 100.000 keer zoveel lichtkracht hebben als de Zon. Deze Cepheïden zijn gele, felle reuzen en superreuzen met spectraalklassen F6 tot K2. De straal van zo'n ster kan miljoenen kilometers groter zijn tijdens een cyclus, toenames tot wel 25% van het totaal zijn mogelijk.
Klassieke Cepheïden worden gebruikt om afstanden tot andere sterrenstelsels te bepalen in de Lokale Groep en nog verder. Ook worden ze gebruikt bij het bepalen van de hubbleconstante. De klassieke Cepheïden werden ook gebruikt om tal van eigenschappen van ons eigen sterrenstelsel te bepalen, zoals hoe hoog de Zon ligt ten opzichte van het galactische oppervlak en ten opzichte van onze lokale spiraalstructuur van de Melkweg.
Een groep van klassieke Cepheïden met kleine amplituden en een sinusoïde lichtkromme wordt vaak als een klasse apart beschouwd, de s-Cepheïden. Hiervan pulseren veel in de eerste boventoon.

### Type II-Cepheïden

Type II-Cepheïden (ook wel populatie II-Cepheïden) zijn veranderlijke sterren uit populatie II die doorgaans pulseren met perioden van tussen 1 en 50 dagen. Type II-Cepheïden zijn meestal metaalarme, zeer oude (rond 10 miljard jaar) sterren van relatief weinig massa (ongeveer de helft van onze Zon). Deze type II-Cepheïden worden verdeeld in een aantal onderklassen, afhankelijk van de periode. Sterren met een periode tussen 1 en 4 dagen zijn de BL Herculis-veranderlijken. Is de periode 10 tot 20 dagen, dan noemen we ze de W Virginis-veranderlijken. Is de periode langer dan 20 dagen, heten ze RV Tauri-veranderlijken.
Type II-Cepheïden worden gebruikt om de afstand te bepalen tot het galactisch centrum, bolvormige sterrenhopen en sterrenstelsels.

### Onregelmatige Cepheïden

Er is nog een groep pulserende sterren op de instabiliteitsstrip met perioden van minder dan twee dagen, vergelijkbaar met RR Lyrae-veranderlijken, maar met grotere lichtkracht. Onregelmatige Cepheïden hebben een grotere massa dan type II-Cepheïden, RR Lyrae-veranderlijken en onze Zon. Het is nog niet duidelijk of dit jonge sterren zijn op de horizontale tak, of blauwe achterblijvers, die gevormd zijn door massaoverdracht tussen dubbelsterren. Wellicht is het allebei waar.

### Cepheïden met een dubbele modus

Een klein deel van Cepheïden zijn geobserveerd met het vertonen van een tweede soort pulseringspatroon, waarbij het eerste patroon het meest wordt gezien. Een heel klein deel pulseert zelfs in drie modi of een andere ongewone combinatie van modi.

## Geschiedenis

Op 10 september 1784 ontdekte Edward Pigott het veranderlijke karakter van de ster Eta Aquilae, wat eigenlijk het eerst ontdekte exemplaar van een klassieke Cepheïde was. Cepheïden zijn echter niet genoemd naar deze ster, maar naar Delta Cephei. John Goodricke ontdekte de veranderlijkheid van deze ster een paar maanden later. Tegen het einde van de 19e eeuw waren er inmiddels een paar dozijn overeenkomstige sterren gevonden, die men toen de naam Cepheïden gegeven heeft. Deze Cepheïden vertoonden een kenmerkende lichtkromme, met een snelle toename en een hobbel in de grafiek. Ook onderscheidde men toen overeenkomstige sterren, maar met meer symmetrische lichtkrommen, als de Geminiden. Deze zijn genoemd naar prototype ζ Geminorum.
Een verband tussen de periode en de lichtkracht van klassieke Cepheïden werd aangetoond door Henrietta Leavitt in 1908. Ze deed toentertijd onderzoek naar duizenden veranderlijke sterren in de Magelhaense wolken. In 1912 heeft ze deze ontdekking met verder bewijs gepubliceerd.
In 1913 heeft Ejnar Hertzsprung getracht aan de hand van hun bewegingen aan de hemel, de afstand tot 13 Cepheïden te vinden. Van zijn werk was later wel een revisie nodig. In 1915 gebruikte Harlow Shapley Cepheïden om de eerste beperkingen voor de grootte en structuur van de Melkweg te bepalen, om zo ook de locatie van de Zon hierin te vinden. In 1924 heeft Edwin Hubble de afstand tot klassieke Cepheïden bepaald in het Andromedastelsel, wat toen louter bekend stond als de Andromedanevel, om hiermee aan te tonen dat deze sterren zich niet in de Melkweg bevonden. Met deze bevindingen eindigde Hubble het "Grote Debat", dat ging over de vraag of de Melkweg het gehele universum omvatte, of dat het slechts een enkel sterrenstelsel van velen is.
In 1929 formuleerden Hubble en Milton L. Humason wat nu bekend is als de wet van Hubble. Hiervoor combineerden ze de afstanden van Cepheïden van verschillende sterrenstelsels, met Vesto Slipher zijn metingen van hoe snel deze sterrenstelsels zich van ons verwijderen. Ze ontdekten dat het heelal continu uitdijt (de zogeheten metrische uitdijing van de ruimte). Deze uitdijing was jaren eerder al voorgesteld door wetenschapper Georges Lemaître.
Rond het midden van de 20e eeuw werden belangrijke problemen met astronomische afstandsmetingen opgelost door Cepheïden in verschillende klassen te verdelen, beide met sterk verschillende eigenschappen. Tijdens de jaren veertig van de twintigste eeuw herkende Walter Baade twee afzonderlijke populaties van Cepheïden (klassieke en type II). Klassieke Cepheïden zijn jongere en massievere sterren uit populatie I, terwijl type II oudere en lichtzwakkere populatie II-sterren zijn. Het verband tussen de lichtkracht en de periode is anders voor klassieke Cepheïden dan het is voor type II. De lichtkracht van type II is, gemiddeld genomen, zo'n anderhalve magnitude minder dan die van klassieke (maar nog steeds feller dan dat van RR Lyrae-sterren). Deze belangrijke ontdekking van Baade leidde tot een verdubbeling in afstand tot het Andromedastelsel, en ook voor afstandsnormen buiten ons sterrenstelsel in zijn algemeenheid. RR Lyrae-sterren, die toen bekend stonden als "clusterveranderlijken", werden al vrij snel herkend als een andere soort ster, deels vanwege hun korte periode.
Het achterliggende mechanisme van de pulseringen, het uitzetten door hitte, werd door Arthur Eddington (hij schreef veelvuldig over de dynamiek van Cepheïden) in 1917 voorgesteld. Toch duurde het tot 1953 voordat S.A. Zhevakin geïoniseerd helium identificeerde als de waarschijnlijke oorzaak voor het pulseren.

## Onzekerheden in de met Cepheïden gemeten afstanden

De belangrijkste factoren voor onzekerheden in metingen van klassieke en type II-Cepheïden zijn de aard van de periode-lichtkrachtverhouding in verschillende golflengten, de invloed van het metaalgehalte van de ster, het effect van fotometrische vervuiling en de (doorgaans onbekende) fluïde extinctie van de afstanden. Deze onderwerpen worden stevig bediscussieerd in de vakliteratuur.
Omdat de onderzoeken steeds verschillende waarden blijven opleveren, wordt de hubbleconstante nu ergens begrensd tussen de 60 en 80 km/s/Mpc. Het is een van de grootste lopende vraagstukken in de astronomie om dit getal accuraat te bepalen. Met deze zekerheid zouden eigenschappen van het gehele universum bepaald kunnen worden. Deze onzekerheid is in recente jaren wat minder geworden, deels door ontdekkingen zoals RS Puppis (een van de grootste en meeste lichtsterke klassieke Cepheïden, op 6000 lichtjaar afstand van de Aarde.)
De ster Delta Cephei is van bijzonder belang voor het berekenen van de periode-lichtkrachtrelatie van Cepheïden, aangezien de afstand tot deze ster uiterst nauwkeurig bepaald is. Deels omdat deze tot een sterrenhoop behoort en deels vanwege de beschikbaarheid van de precieze parallaxmetingen met ruimtetelescoop Hubble en Hipparcos. De accuratesse van afstandsbepalingen tot Cepheïden en andere hemellichamen, binnen 7500 lichtjaar, kan flink worden verbeterd door afbeeldingen van de Hubble te combineren, die 6 maanden van elkaar zijn genomen. De Aarde, met de Hubble, ligt dan in tegenovergestelde positie ten opzichte van de Zon.

## Pulsmechanisme

De breed gedragen verklaring voor het pulserende mechanisme van Cepheïden noemt men het kappamechanisme of κ-mechanisme, waarbij de Griekse letter κ (kappa) het gebruikelijke symbool is voor de opaciteit van een gas.
Helium is het gas verantwoordelijk voor de grootste effecten in dit proces. Dubbel geïoniseerd helium (wanneer het heliummolecuul beide elektronen mist) is meer opaak dan helium met een enkel ontbrekend elektron. Hoe warmer helium wordt, des te meer het geïoniseerd raakt. Tijdens het minst lichtsterke punt in de cyclus van een Cepheïde is het geïoniseerde gas in de buitenste lagen van de ster ondoorzichtig. Dat betekent dat er meer straling uit de ster door deze lagen geabsorbeerd zal worden. Hierdoor warmt de materie op, waardoor de ster door hitte gaat uitzetten. Tijdens het uitzetten koelt de materie af, waardoor het minder geïoniseerd raakt en daardoor ook transparanter. De straling kan nu weer makkelijker door de buitenste lagen ontsnappen. Uiteindelijk wint de zwaartekracht van de ster het weer van de stralingsdruk en krimpt de ster weer ineen. Dan begint het proces weer opnieuw. Dit is de cyclus van veranderlijkheid.
In 1879 leerde Arthur Ritter ons dat de adiabatische radiale pulsperiode voor een homogene sfeervorm gerelateerd is aan de oppervlaktezwaartekracht en de straal, volgens de functie:
    $T=k\,{\sqrt {\frac {R}{g}}}$
waarbij k een proportionele constante is. Omdat nu duidelijk is dat de oppervlaktezwaartekracht gerelateerd is aan de massa en de straal van de bolvorm volgens de formule:
    $g=k'{\sqrt {R^{3}}}M=k''\,{\sqrt {\frac {1}{\rho }}}$
verkrijgt men uiteindelijk:
    $T{\sqrt {\rho }}=Q$
waarbij Q de pulsconstante wordt genoemd.
De volgende relatie tussen de periode van een Populatie I-Cepheïde $P$ en zijn gemiddelde absolute magnitude $M_{v}$ is verkregen uit trigonometrische parallaxen voor 10 nabije Cepheïden met ruimtetelescoop Hubble:
    $M_{v}=-2,43\pm 0,12(\log _{10}(P)-1)-(4,05\pm 0,02)\,$
met $P$ gemeten in dagen.
* Dit artikel of een eerdere versie ervan is een (gedeeltelijke) vertaling van het artikel Cepheid variable op de Engelstalige Wikipedia, dat onder de licentie Creative Commons Naamsvermelding/Gelijk delen valt. Zie de bewerkingsgeschiedenis aldaar.
* ↑ Pulserende sterren. www.sterrenkunde.nl. Gearchiveerd op 9 juni 2021.
* ↑ Udalski, A., Soszynski, I., Szymanski, M., Kubiak, M., Pietrzynski, G. (13 oktober 1999). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud. arXiv:astro-ph/9908317. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Soszynski, I., Poleski, R., Udalski, A., Szymanski, M. K., Kubiak, M. (6 oktober 2008). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud. arXiv:0808.2210 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* 1 2 Majaess, Daniel J., Turner, David G., Lane, David J. (1 september 2009). Characteristics of the Galaxy according to Cepheids. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398 (1): 263–270. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. Gearchiveerd van origineel op 30 mei 2023.
* 1 2 3 Freedman, W. L., Madore, B. F., Gibson, B. K., Ferrarese, L., Kelson, D. D. (20 mei 2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. The Astrophysical Journal 553 (1): 47–72. DOI: 10.1086/320638. Gearchiveerd van origineel op 31 mei 2023.
* 1 2 3 Tammann, G. A., Sandage, A., Reindl, B. (1 juli 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. Gearchiveerd van origineel op 15 november 2022.
* 1 2 3 4 Freedman, Wendy L., Madore, Barry F. (1 augustus 2010). The Hubble Constant. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48 (1): 673–710. DOI: 10.1146/annurev-astro-082708-101829. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ information@eso.org, VISTA Discovers New Component of Milky Way. www.eso.org. Gearchiveerd op 14 oktober 2021.
* ↑ Turner, David G. (1 april 1996). The Progenitors of Classical Cepheid Variables. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 90: 82.
* ↑ Turner, David G. (1 april 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.
* ↑ Validate User. academic.oup.com. Gearchiveerd op 21 september 2021.
* 1 2 Ngeow, C., Kanbur, S. (1 mei 2006). The Hubble Constant from Type Ia Supernova Calibrated with the Linear and Non-Linear Cepheid Period-Luminosity Relation. The Astrophysical Journal 642 (1): L29–L32. DOI: 10.1086/504478. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Macri, Lucas M., Riess, Adam G. (16 september 2009). The SH0ES Project: Observations of Cepheids in NGC 4258 and Type Ia SN Hosts. AIP Conference Proceedings 1170 (1): 23–25. DOI: 10.1063/1.3246452.
* 1 2 Wallerstein, George (1 juli 2002). The Cepheids of Population II and Related Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 114 (797): 689. DOI: 10.1086/341698. Gearchiveerd van origineel op 12 mei 2022.
* 1 2 Soszynski, I., Udalski, A., Szymanski, M. K., Kubiak, M., Pietrzynski, G. (7 januari 2009). The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II. Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud. arXiv:0811.3636 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Kubiak, M., Udalski, A. (26 juni 2003). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge. arXiv:astro-ph/0306567. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Matsunaga, Noriyuki, Fukushi, Hinako, Nakada, Yoshikazu, Tanabe, Toshihiko, Feast, Michael W. (7 juli 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. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Feast, Michael W., Laney, Cliford D., Kinman, Thomas D., van Leeuwen, Floor, Whitelock, Patricia A. (1 juni 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. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Majaess, Daniel J., Turner, David G., Lane, David J. (9 december 2009). Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles. arXiv:0909.0181 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Majaess, Daniel J. (19 januari 2010). RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation. arXiv:0912.2928 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Matsunaga, Noriyuki, Feast, Michael W., Menzies, John W. (1 augustus 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. Gearchiveerd van origineel op 23 januari 2023.
* ↑ Caputo, F., Castellani, V., Degl'Innocenti, S., Fiorentino, G., Marconi, M. (1 september 2004). Bright metal-poor variables: why "Anomalous" Cepheids?. Astronomy & Astrophysics 424 (3): 927–934. DOI: 10.1051/0004-6361:20040307. Gearchiveerd van origineel op 12 mei 2022.
* ↑ Smolec, R., Moskalik, P. (11 september 2008). Double-mode classical Cepheid models - revisited. arXiv:0809.1986 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 20 maart 2023.
* ↑ Soszynski, I., Poleski, R., Udalski, A., Kubiak, M., Szymanski, M. K. (6 oktober 2008). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Triple-Mode and 1O/3O Double-Mode Cepheids in the Large Magellanic Cloud. arXiv:0807.4182 [astro-ph]. Gearchiveerd van origineel op 12 februari 2023.
* ↑ Pigott, Edward (1 januari 1785). VII. Observations of a new variable star. In a letter from Edward Pigott, Esq. to Sir. H. C. Englefield, Bart. F.R.S. and A.S. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75: 127–136. DOI: 10.1098/rstl.1785.0007.
* ↑ Philosophical Transactions of the Royal Society of London. W. Bowyer and J. Nichols for Lockyer Davis, printer to the Royal Society (21 september 1786). Gearchiveerd op 29 november 2020 – via Google Books.
* ↑ Goodricke, John (1 januari 1786). II. A series of observations on, and a discovery of, the period of the variation of the light of the star marked δ by Bayer, near the head of Cepheus. In a letter from John Goodricke, Esq. to Nevil Maskelyne, D.D. F. R. S. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76: 48–61. DOI: 10.1098/rstl.1786.0002.
* ↑ Engle, Scott G., The Secret Lives of Cepheids: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids (27 februari 2015). Gearchiveerd op 22 december 2020 – via Zenodo.
* ↑ Leavitt, Henrietta S. (21 september 2021). 1777 variables in the Magellanic Clouds. Annals of Harvard College Observatory 60: 87–108.3.
* ↑ Leavitt, Henrietta S., Pickering, Edward C. (1 maart 1912). Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud.. Harvard College Observatory Circular 173: 1–3.
* ↑ Hertzsprung, Ejnar (1 november 1913). Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom delta Cephei-Typus. Astronomische Nachrichten 196: 201.
* ↑ Hubble, E. P. (1 mei 1925). Cepheids in spiral nebulae. The Observatory 48: 139–142.
* ↑ Lemaître, G. (21 september 2021). 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: 49–59.
* ↑ Wallerstein, George (1 juli 2002). The Cepheids of Population II and Related Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 114: 689–699. DOI: 10.1086/341698.
* ↑ Baade, W. (1 mei 1958). Problems in the determination of the distance of galaxies.. The Astronomical Journal 63: 207–210. DOI: 10.1086/107726.
* ↑ Cepheids: Section 2: The Great Debate and the Great Mistake: Shapley, Hubble, Baade. web.archive.org (10 december 2007). Gearchiveerd op 10 december 2007. Geraadpleegd op 22 mei 2020.
* ↑ Shapley, Harlow. (21 september 2021). 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: 1–16.
* ↑ Shapley, H. (1 december 1918). Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VIII. The luminosities and distances of 139 Cepheid variables.. The Astrophysical Journal 48. DOI: 10.1086/142435.
* ↑ Eddington, A. S. (1 augustus 1917). The pulsation theory of Cepheid variables. The Observatory 40: 290–293.
* ↑ Benedict, G. Fritz, McArthur, Barbara E., Feast, Michael W., Barnes, Thomas G., Harrison, Thomas E. (1 juni 2007). Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations. The Astronomical Journal 133 (6): 2908. DOI: 10.1086/518437.
* ↑ Stanek, K. Z., Udalski, A. (21 september 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. (25 september 2001). The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period--Luminosity Relation on Metallicity. arXiv:astro-ph/0109446.
* ↑ Macri, L. M., Stanek, K. Z., Bersier, D., Greenhill, L., Reid, M. (1 december 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.
* ↑ Bono, G., Caputo, F., Fiorentino, G., Marconi, M., Musella, I. (1 september 2008). Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations. The Astrophysical Journal 684 (1): 102–117. DOI: 10.1086/589965.
* ↑ Madore, Barry F., Freedman, Wendy L. (10 mei 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.
* ↑ Scowcroft, V., Bersier, D., Mould, J. R., Wood, P. R. (21 september 2021). The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33. AIP Conference Proceedings: 43–47. DOI: 10.1063/1.3246538.
* ↑ Majaess, Daniel J. (30 juni 2010). The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0. arXiv:1006.2458 [astro-ph].
* ↑ de Zeeuw, P. T., Hoogerwerf, R., de Bruijne, J. H. J., Brown, A. G. A., Blaauw, A. (1 januari 1999). A Hipparcos census of the nearby OB associations. The Astronomical Journal 117 (1): 354–399. DOI: 10.1086/300682.
* ↑ Majaess, Daniel J., Turner, David G., Gieren, Wolfgang (10 maart 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.
* ↑ Benedict, G. Fritz, McArthur, B. E., Fredrick, L. W., Harrison, T. E., Slesnick, C. L. (1 september 2002). Astrometry with Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator delta Cephei. The Astronomical Journal 124 (3): 1695–1705. DOI: 10.1086/342014.
* ↑ Riess, Adam G., Casertano, Stefano, Anderson, Jay, Mackenty, John, Filippenko, Alexei V. (7 april 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.
* ↑ Gastine, T., Dintrans, B. (1 april 2011). Convective quenching of stellar pulsations. Astronomy & Astrophysics 528: A6. DOI: 10.1051/0004-6361/201015631.
* ↑ Benedict, G. Fritz, McArthur, B. E., Fredrick, L. W., Harrison, T. E., Slesnick, C. L. (1 september 2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator delta Cephei. The Astronomical Journal 124: 1695–1705. DOI: 10.1086/342014.
* ↑ Benedict, G. Fritz, McArthur, Barbara E., Feast, Michael W., Barnes, Thomas G., Harrison, Thomas E. (1 april 2007). Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations. The Astronomical Journal 133: 1810–1827. DOI: 10.1086/511980.