Преглед на кодот на Класична кефеида

[[Податотека:HR-vartype mk.svg|мини|457x457пкс| [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм]] што ја прикажува локацијата на неколку типови [[Променлива ѕвезда|променливи ѕвезди]] надредени на приказ на различни [[Ѕвездена класификација|класи на сјајност]] .]]
'''Класичните кефеиди''' — тип на [[Кефеида|променлива]] [[ѕвезда]] на Кефеидите. Тие се млади [[Променлива ѕвезда|ѕвезди со променлива]] [[Ѕвездено население|население I]], кои покажуваат редовни радијални пулсирања со периоди од неколку дена до неколку недели и визуелни [[Замав|амплитуди]] кои се движат од неколку десетини од светлинската величина до околу 2 величини. Класичните кефеиди се познати и како '''кефеиди од население I''', '''кефеиди од типот I''' и '''променливи делта кефеиди'''.

Постои добро дефинирана врска помеѓу [[сјајност]]а и периодот на пулсирање на класичната кефеидна променлива,<ref name="OGLE_4">{{Наведено списание|last=Udalski|first=A.|last2=Soszynski|first2=I.|last3=Szymanski|first3=M.|last4=Kubiak|first4=M.|last5=Pietrzynski|first5=G.|last6=Wozniak|first6=P.|last7=Zebrun|first7=K.|year=1999|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=49|pages=223–317|arxiv=astro-ph/9908317|bibcode=1999AcA....49..223U}}</ref><ref name="OGLE_1">{{Наведено списание|last=Soszynski|first=I.|last2=Poleski|first2=R.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymanski|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzynski|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=L.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2008|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=58|pages=163|arxiv=0808.2210|bibcode=2008AcA....58..163S}}</ref> обезбедувајќи ги Кефеидите како остварливи [[Скала на вселенски растојанија|стандардни свеќи]] за утврдување на галактичките и [[Скала на вселенски растојанија|вонгалактичките скали на растојание]].<ref name="freedman2001">{{Наведено списание|last=Freedman|first=Wendy L.|last2=Madore|first2=Barry F.|last3=Gibson|first3=Brad K.|last4=Ferrarese|first4=Laura|last5=Kelson|first5=Daniel D.|last6=Sakai|first6=Shoko|last7=Mould|first7=Jeremy R.|last8=Kennicutt|first8=Robert C.|last9=Ford|first9=Holland C.|year=2001|title=Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant|journal=The Astrophysical Journal|volume=553|issue=1|pages=47–72|arxiv=astro-ph/0012376|bibcode=2001ApJ...553...47F|doi=10.1086/320638}}</ref><ref name="tammannsandage2008">{{Наведено списание|last=Tammann|first=G. A.|last2=Sandage|first2=A.|last3=Reindl|first3=B.|year=2008|title=The expansion field: The value of H 0|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|volume=15|issue=4|pages=289|arxiv=0806.3018|bibcode=2008A&ARv..15..289T|doi=10.1007/s00159-008-0012-y}}</ref><ref name="majaess2009">{{Наведено списание|last=Majaess|first=D. J.|last2=Turner|first2=D. G.|last3=Lane|first3=D. J.|year=2009|title=Characteristics of the Galaxy according to Cepheids|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=398|issue=1|pages=263–270|arxiv=0903.4206|bibcode=2009MNRAS.398..263M|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x}}</ref><ref name="freedman2010">{{Наведено списание|last=Freedman|first=Wendy L.|last2=Madore|first2=Barry F.|year=2010|title=The Hubble Constant|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=48|pages=673–710|arxiv=1004.1856|bibcode=2010ARA&A..48..673F|doi=10.1146/annurev-astro-082708-101829}}</ref> Набљудувањата на [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл“]] (ВТХ) на класичните кефеидни променливи овозможиле поцврсти ограничувања на Хабловиот закон, кој ја опишува стапката на проширување на набљудуваниот Универзум.<ref name="ngeow2006">{{Наведено списание|last=Ngeow|first=C.|last2=Kanbur|first2=S. M.|year=2006|title=The Hubble Constant from Type Ia Supernovae Calibrated with the Linear and Nonlinear Cepheid Period-Luminosity Relations|journal=The Astrophysical Journal|volume=642|issue=1|pages=L29–L32|arxiv=astro-ph/0603643|bibcode=2006ApJ...642L..29N|doi=10.1086/504478}}</ref>  Класичните кефеиди исто така биле користени за да се разјаснат многу карактеристики на нашата галаксија, како што се локалната структура на спиралниот крак и оддалеченоста на Сонцето од [[Галактичка рамнина|галактичката рамнина]].

Околу 800 класични кефеиди се познати во галаксијата [[Млечен Пат]], од вкупно очекуваните над 6.000. Уште неколку илјади се познати во Магелановите Облаци, со повеќе откриени во други галаксии;<ref>{{Наведено списание|last=Szabados|first=L.|year=2003|title=Cepheids: Observational properties, binarity and GAIA|journal=GAIA Spectroscopy: Science and Technology|volume=298|pages=237|bibcode=2003ASPC..298..237S}}</ref> [[Хабл (вселенски телескоп)|Вселенскиот телескоп „Хабл“]] идентификувал некои во [[NGC 4603]], која е оддалечена 100 милиони [[Светлосна година|светлосни години]].<ref name="HST_NGC_4603_Cepheid_Distance">{{Наведено списание|last=Newman|first=J. A.|last2=Zepf|first2=S. E.|last3=Davis|first3=M.|last4=Freedman|first4=W. L.|last5=Madore|first5=B. F.|last6=Stetson|first6=P. B.|last7=Silbermann|first7=N.|last8=Phelps|first8=R.|year=1999|title=A Cepheid Distance to NGC 4603 in Centaurus|journal=The Astrophysical Journal|volume=523|issue=2|pages=506|arxiv=astro-ph/9904368|bibcode=1999ApJ...523..506N|doi=10.1086/307764}}</ref>

== Својства ==
[[Податотека:Evolutionary track 5m mk.svg|лево|мини| Развојна патека на {{Сончева маса|5}}Ѕвездата го преминува [[Појас на нестабилност|појасот на нестабилност]] за време на [[сина јамка]] што гори хелиум]]
Променливите на класичните кефеиди се 4-20 пати помасивни од Сонцето,<ref name="turner96">{{Наведено списание|last=Turner|first=David G.|year=1996|title=The Progenitors of Classical Cepheid Variables|journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada|volume=90|pages=82|bibcode=1996JRASC..90...82T}}</ref> и околу 1.000 до 50.000 (над 200.000 за необичниот V810 Кентаур) пати посјајни.<ref name="turner10">{{Наведено списание|last=Turner|first=D. G.|year=2010|title=The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale|journal=Astrophysics and Space Science|volume=326|issue=2|pages=219–231|arxiv=0912.4864|bibcode=2010Ap&SS.326..219T|doi=10.1007/s10509-009-0258-5}}</ref> Спектроскопски тие се светли џинови или суперџинови со ниска сјајност од [[Ѕвездена класификација|спектрална класа]] F6 – K2. Температурата и спектралниот тип се разликуваат додека пулсираат. Нивните полупречници се неколку десетици до неколку стотини пати поголеми од оние на сонцето. Поголемиот број на сјајни кефеиди се поладни и поголеми и имаат подолги периоди. Заедно со температурните промени, нивните полупречници исто така се менуваат за време на секое пулсирање (на пр. за ~25% за подолг период l Кобилица), што резултира со варијации на осветленоста до две величини. Промените на осветленоста се поизразени при пократки бранови должини.<ref name="rodgers">{{Наведено списание|last=Rodgers|first=A. W.|year=1957|title=Radius variation and population type of cepheid variables|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=117|pages=85–94|bibcode=1957MNRAS.117...85R|doi=10.1093/mnras/117.1.85|doi-access=free}}</ref>

Кефеидните променливи може да пулсираат во нормален режим, првиот призвук или ретко во мешан режим. Пулсирањата со призвук повисок од првиот се ретки. Се смета дека поголемиот дел од класичните кефеиди се фундаментални пулсатори, иако не е лесно да се разликува режимот од обликот на кривата на светлината. Ѕвездите кои пулсираат во призвук се посјајни и поголеми од пулсатор на нормален режим со истиот период.<ref name="bobo">{{Наведено списание|last=Bono|first=G.|last2=Gieren|first2=W. P.|last3=Marconi|first3=M.|last4=Fouqué|first4=P.|year=2001|title=On the Pulsation Mode Identification of Short-Period Galactic Cepheids|journal=The Astrophysical Journal|volume=552|issue=2|pages=L141|arxiv=astro-ph/0103497|bibcode=2001ApJ...552L.141B|doi=10.1086/320344}}</ref>

Кога [[Ѕвезда|ѕвездата со средна маса]] (ЅСМ) за прв пат се развива далеку од [[Главна низа|главната низа]], таа многу бргу го поминува појасот на нестабилност додека водородната обвивка сè уште гори. Кога јадрото на хелиумот се пали во ЅСМ, може да изврши [[сина јамка]] и повторно да го премине појасот на нестабилност, еднаш додека се развива до високи температури и повторно еволуира назад кон [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотичната џиновска гранка]]. Ѕвезда помасивна од околу {{Сончева маса|8–12}}  започнува да го гори своети јадрото на хелиумот пред да пристигне до [[Гранка на црвени џинови|гранката на црвенн џин]] и да стане [[црвен суперџин]], но сепак може да изврши сина јамка низ појасот за нестабилност. Времетраењето, па дури и постоењето на сините јамки е многу чувствително на масата, [[металичност]]а и изобилството на хелиум на ѕвездата. Во некои случаи, ѕвездите може да го преминат појасот за нестабилност по четврти и петти пат кога ќе започне согорувањето на хелиумската школка. Брзината на промена на периодот на променливата на кефеидите, заедно со хемиските изобилства што може да се детектираат во спектарот, може да се користи за да се заклучи кое вкрстување прави одредена ѕвезда.<ref name="svvul">{{Наведено списание|last=Turner|first=D. G.|last2=Berdnikov|first2=L. N.|year=2004|title=On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=423|pages=335–340|bibcode=2004A&A...423..335T|doi=10.1051/0004-6361:20040163|doi-access=free}}</ref>

Класичните променливи на кефеидите биле [[Главна низа|ѕвезди од главната низа]] од типот В порано од околу В7, веројатно доцни ѕвезди од типот O, пред да снема водород во нивните јадра. Помасивните и пожешките ѕвезди се развиваат во посјајни кефеиди со подолги периоди, иако се очекува дека младите ѕвезди во нашата сопствена галаксија, со блиска сончева металичност, генерално ќе изгубат доволна маса до моментот кога првпат ќе стигнат до [[Појас на нестабилност|појасот на нестабилност]] дека ќе имаат периоди од 50 дена или помалку. Над одредена маса, {{Сончева маса|20–50}} во зависност од металничноста, црвените суперџинови ќе се развијат назад во сини суперџинови наместо да извршат сина јамка, но тие ќе го прават тоа како нестабилни жолти хиперџинови наместо редовно пулсирачки променливи на кефеидите. Многу масивните ѕвезди никогаш не се ладат доволно за да стигнат до појасот на нестабилност и никогаш не стануваат кефеиди. При ниска металичност, на пример во Магелановите Облаци, ѕвездите можат да задржат поголема маса и да станат посјајни кефеиди со подолги периоди.

== Светлосни кривини ==
[[Податотека:Delta_Cephei_lightcurve.jpg|лево|мини| Светлосна крива [[Делта Кефеј]]]]
[[Податотека:Delta_cephei_ubvri_engle_2014.png|десно|мини| Фазно преклопени UBVRI [[Светлинска крива|светлосни криви]] на Делта Кефеј, прототип на класичните кефеиди, што покажува големина наспроти фазата на пулсирање <ref name="engle2014">{{Наведено списание|last=Engle|first=Scott G.|last2=Guinan|first2=Edward F.|last3=Harper|first3=Graham M.|last4=Neilson|first4=Hilding R.|last5=Remage Evans|first5=Nancy|year=2014|title=The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=794|issue=1|pages=80|arxiv=1409.8628|bibcode=2014ApJ...794...80E|doi=10.1088/0004-637X/794/1/80}}</ref>]]
Светлосната крива на кефеидите е типично асиметрична со брз пораст до максимална светлина проследен со побавно паѓање на минимум (на пр. [[Делта Кефеј]]). Ова се должи на фазната разлика помеѓу полупречникот и температурните варијации и се смета за карактеристика на нормалниот режим, најчестиот тип на кефеиди од типот I. Во некои случаи, мазната псевдо-синусоидна светлосна крива покажува „судар“, кратко забавување на опаѓањето или дури и мало зголемување на осветленоста, што се смета дека се должи на резонанца помеѓу основниот и вториот призвук. Испакнатината најчесто се гледа на опаѓачката гранка за ѕвезди со периоди околу 6 дена (на пр. Ета Орел). Како што се зголемува периодот, местото на испакнатината се приближува до максимумот и може да предизвика двоен максимум или да не се разликува од примарниот максимум, за ѕвездите со периоди од околу 10 дена (на пр.[[Зета Близнаци]]). На подолги периоди испакнатината може да се види на растечката гранка на светлосната крива (на пр. [[X Лебед]]),<ref name="Kovtyukh_et_al_2005">{{Наведување|postscript=.|title=Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. II. Periods Longer than 10 Days|last=Kovtyukh|first=V. V.|last2=Andrievsky|first2=S. M.|last3=Belik|first3=S. I.|last4=Luck|first4=R. E.|display-authors=1|journal=The Astronomical Journal|volume=129|number=1|pages=433–453|date=January 2005|doi=10.1086/426339|bibcode=2005AJ....129..433K}}</ref> но за период подолг од 20 денови резонанцијата исчезнува.

Малцинство од класичните кефеиди покажуваат речиси симетрични синусоидни светлосни криви. Овие се нарекуваат с-кефеиди, обично имаат помали амплитуди и најчесто имаат кратки периоди. Се смета дека повеќето од нив се првиот призвук (на пр. X Стрелец), или повисоки, пулсатори, иако некои необични ѕвезди кои очигледно пулсираат во нормален режим, исто така, го покажуваат овој облик на светлосна крива (на пр. S Лисица). Ѕвездите кои пулсираат во првиот призвук се очекува да се појават единствено со кратки периоди во нашата галаксија, иако тие може да имаат нешто подолги периоди при помала металичност, на пример во Магелановите Облаци. Пулсаторите со повисок призвук и кефеидите кои пулсираат во два призвуци истовремено се исто така почести кај Магелановите Облаци, и тие обично имаат ниска амплитуда и донекаде неправилни кривини на светлина.<ref name="OGLE_7">{{Наведено списание|last=Soszyñski|first=I.|last2=Poleski|first2=R.|last3=Udalski|first3=A.|last4=Szymañski|first4=M. K.|last5=Kubiak|first5=M.|last6=Pietrzyñski|first6=G.|last7=Wyrzykowski|first7=Ł.|last8=Szewczyk|first8=O.|last9=Ulaczyk|first9=K.|year=2010|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VII. Classical Cepheids in the Small Magellanic Cloud|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=1|pages=17|arxiv=1003.4518|bibcode=2010AcA....60...17S}}</ref>

== Откритие ==
[[Податотека:PSM_V69_D184_Light_curves_of_variable_stars.png|мини|Историски светлосни криви на W Стрелец и Ета Орел]]
На 10 септември 1784 година, Едвард Пигот ја открил варијабилноста на Ета Орел, првиот познат претставник на класата класични кефеидни променливи ѕвезди. Сепак, истоименикот за класичните кефеиди е ѕвездата [[Делта Кефеј]], која Џон Гудрике ја открил дека е променлива еден месец подоцна.<ref name="hoskin">{{Наведено списание|last=Hoskin|first=M.|year=1979|title=Goodricke, Pigott and the Quest for Variable Stars|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=10|pages=23–41|bibcode=1979JHA....10...23H|doi=10.1177/002182867901000103}}</ref> Делта Кефеј е исто така од особена важност како калибратор за односот период-светлина бидејќи нејзиното растојание е меѓу најпрецизно утврдените за кефеидите, делумно благодарение на нејзиното членство во [[ѕвездено јато]] <ref name="dezeeuw1999">{{Наведено списание|last=De Zeeuw|first=P. T.|last2=Hoogerwerf|first2=R.|last3=De Bruijne|first3=J. H. J.|last4=Brown|first4=A. G. A.|last5=Blaauw|first5=A.|year=1999|title=A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations|journal=The Astronomical Journal|volume=117|issue=1|pages=354–399|arxiv=astro-ph/9809227|bibcode=1999AJ....117..354D|doi=10.1086/300682}}</ref><ref name="majaess2012">{{Наведено списание|last=Majaess|first=D.|last2=Turner|first2=D.|last3=Gieren|first3=W.|year=2012|title=New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei|journal=The Astrophysical Journal|volume=747|issue=2|pages=145|arxiv=1201.0993|bibcode=2012ApJ...747..145M|doi=10.1088/0004-637X/747/2/145}}</ref> и достапноста на прецизниот [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл“]] и паралаксите [[Хипаркос]].<ref name="benedict2002">{{Наведено списание|last=Benedict|first=G. Fritz|last2=McArthur|first2=B. E.|last3=Fredrick|first3=L. W.|last4=Harrison|first4=T. E.|last5=Slesnick|first5=C. L.|last6=Rhee|first6=J.|last7=Patterson|first7=R. J.|last8=Skrutskie|first8=M. F.|last9=Franz|first9=O. G.|year=2002|title=Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei|journal=The Astronomical Journal|volume=124|issue=3|pages=1695|arxiv=astro-ph/0206214|bibcode=2002AJ....124.1695B|doi=10.1086/342014}}</ref>

== Релација период-сјајност ==
[[Податотека:Period-Luminosity_Relation_for_Cepheids.png|лево|мини| Двете карактеристики на период-сјајност на класичните и тип II кефеиди]]
Сјајноста на класичниот кефеид е директно поврзана со нејзиниот период на варијација. Колку е подолг периодот на пулсирање, толку е посветла ѕвездата. Релацијата период-сјајност за класичните кефеиди била откриена во 1908 година од Хенриета Свон Левит во истражување на илјадници променливи ѕвезди во Магелановите Облаци.<ref name="leavitt">{{Наведено списание|last=Leavitt|first=Henrietta S.|year=1908|title=1777 variables in the Magellanic Clouds|journal=Annals of Harvard College Observatory|volume=60|pages=87|bibcode=1908AnHar..60...87L}}</ref> Таа го објавила во 1912 година <ref>{{Наведено списание|last=Leavitt|first=Henrietta S.|last2=Pickering|first2=Edward C.|year=1912|title=Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud|journal=Harvard College Observatory Circular|volume=173|pages=1|bibcode=1912HarCi.173....1L}}</ref> со дополнителни докази. Откако ќе се калибрира односот период-сјајност, може да се утврди сјајноста на даден кефеид чиј период е познат. Нивното растојание потоа се наоѓа од нивната привидна осветленост. Односот период-сјајност била калибрирана од многу астрономи во текот на дваесеттиот век, почнувајќи од [[Ејнар Херцшпрунг|Херцшпрунг]].<ref>{{Наведено списание|last=Hertzsprung|first=Ejnar|year=1913|title=Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus|journal=Astronomische Nachrichten|volume=196|pages=201|bibcode=1913AN....196..201H}}</ref> Калибрирањето на односот период-сјајност било проблематично; сепак, цврста галактичка калибрација била воспоставена од Бенедикт и сор. во 2007 година користејќи прецизни HST паралакси за 10 блиски класични кефеиди.<ref name="benedict2007">{{Наведено списание|last=Benedict|first=G. Fritz|last2=McArthur|first2=Barbara E.|last3=Feast|first3=Michael W.|last4=Barnes|first4=Thomas G.|last5=Harrison|first5=Thomas E.|last6=Patterson|first6=Richard J.|last7=Menzies|first7=John W.|last8=Bean|first8=Jacob L.|last9=Freedman|first9=Wendy L.|year=2007|title=Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations|journal=The Astronomical Journal|volume=133|issue=4|pages=1810|arxiv=astro-ph/0612465|bibcode=2007AJ....133.1810B|doi=10.1086/511980}}</ref> Исто така, во 2008 година, астрономите на ЕЈО го процениле со прецизност од 1% растојанието до кефеидот RS Крма, користејќи светлосно ехо од маглината во која е вградена.<ref>{{Наведено списание|last=Kervella|first=P.|last2=Mérand|first2=A.|last3=Szabados|first3=L.|last4=Fouqué|first4=P.|last5=Bersier|first5=D.|last6=Pompei|first6=E.|last7=Perrin|first7=G.|year=2008|title=The long-period Galactic Cepheid RS Puppis|url=https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00250342|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=480|issue=1|pages=167–178|arxiv=0802.1501|bibcode=2008A&A...480..167K|doi=10.1051/0004-6361:20078961}}</ref> Сепак, за ова последно откритие активно се дебатира во литературата.<ref name="Bond_2009">{{Наведено списание|last=Bond|first=H. E.|last2=Sparks|first2=W. B.|year=2009|title=On geometric distance determination to the Cepheid RS Puppis from its light echoes|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=495|issue=2|pages=371|arxiv=0811.2943|bibcode=2009A&A...495..371B|doi=10.1051/0004-6361:200810280}}</ref>

Следниве експериментални [[Корелација|корелации]] помеѓу периодот ''P'' на кефеидите од I население и неговата средна [[Апсолутна ѕвездена величина|апсолутна величина]] ''M''<sub>v</sub> биле воспоставени од [[Паралакса|тригонометриските паралакси]] на [[Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп „Хабл„]] за 10 блиски кефеиди:

: <math> M_\mathrm{v} = (-2.43\pm0.12) \left(\log_{10}P - 1\right) - (4.05 \pm 0.02)\,</math>

со ''P'' измерено во денови.

Следниве односи може да се користат и за пресметување на растојанието ''d'' до класичните кефеиди:

: <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.34 \log_{10}{P} - 2.45 (V-I) + 10.52\,</math>

: <math> 5\log_{10}{d}=V+ 3.37 \log_{10}{P} - 2.55 (V-I) + 10.48\,</math> <ref name="majaess2011">{{Наведено списание|last=Majaess|first=Daniel|last2=Turner|first2=David|last3=Moni Bidin|first3=Christian|last4=Mauro|first4=Francesco|last5=Geisler|first5=Douglas|last6=Gieren|first6=Wolfgang|last7=Minniti|first7=Dante|last8=Chené|first8=André-Nicolas|last9=Lucas|first9=Philip|year=2011|title=New Evidence Supporting Membership for TW Nor in Lyngå 6 and the Centaurus Spiral Arm|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=741|issue=2|pages=L27|arxiv=1110.0830|bibcode=2011ApJ...741L..27M|doi=10.1088/2041-8205/741/2/L27}}</ref>

''I'' и ''V'' претставуваат блиска инфрацрвена и визуелна привидна средна величина, соодветно. Растојанието ''d'' е во [[Парсек|парсеци]].

== Кефеиди со мал замав ==
Класичните кефеидни променливи со визуелни замави под 0,5 величини, речиси симетрични синусоидни светлосни криви и кратки периоди, се дефинирани како посебна група наречена кефеиди со мала амплитуда или мал замав. Тие го добиваат акронимот DCEPS во Општиот каталог на променливи ѕвезди. Периодите обично се помалку од 7 денови, иако сè уште се дебатира за точниот прекин.<ref name="gcvs">{{Наведено списание|last=Samus|first=N. N.|last2=Durlevich|first2=O. V.|displayauthors=etal|year=2009|title=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)|journal=VizieR On-Line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|volume=1|bibcode=2009yCat....102025S}}</ref> Терминот s-кефеид се користи за кратки кефеиди со мала амплитуда со синусоидни светлосни криви кои се сметаат за први пулсатори на призвук. Тие се наоѓаат во близина на црвениот раб на појасот на нестабилност. Некои автори го користат s-кефеид како синоним за ѕвездите со мала амплитуда DECPS, додека други претпочитаат да го ограничат единствено на ѕвездите со првиот призвук.<ref name="turner">{{Наведено списание|last=Turner|first=D. G.|last2=Kovtyukh|first2=V. V.|last3=Luck|first3=R. E.|last4=Berdnikov|first4=L. N.|year=2013|title=The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=772|issue=1|pages=L10|arxiv=1306.1228|bibcode=2013ApJ...772L..10T|doi=10.1088/2041-8205/772/1/L10}}</ref><ref name="antonello">{{Наведено списание|last=Antonello|first=E.|last2=Poretti|first2=E.|last3=Reduzzi|first3=L.|year=1990|title=The separation of S-Cepheids from classical Cepheids and a new definition of the class|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=236|pages=138|bibcode=1990A&A...236..138A}}</ref>

Кефеидите со мала амплитуда (DCEPS) ги вклучуваат [[Северница]] и FF Орел, иако и двете може да пулсираат во основниот режим. Потврдените први пулсатори за призвук вклучуваат BG Јужен Крст и BP Шестар.<ref name="usenko">{{Наведено списание|last=Usenko|first=I. A.|last2=Kniazev|first2=A. Yu.|last3=Berdnikov|first3=L. N.|last4=Kravtsov|first4=V. V.|year=2014|title=Spectroscopic studies of Cepheids in Circinus (AV Cir, BP Cir) and Triangulum Australe (R TrA, S TrA, U TrA, LR TrA)|journal=Astronomy Letters|volume=40|issue=12|pages=800|bibcode=2014AstL...40..800U|doi=10.1134/S1063773714110061}}</ref><ref name="evans">{{Наведено списание|last=Evans|first=N. R.|last2=Szabó|first2=R.|last3=Derekas|first3=A.|last4=Szabados|first4=L.|last5=Cameron|first5=C.|last6=Matthews|first6=J. M.|last7=Sasselov|first7=D.|last8=Kuschnig|first8=R.|last9=Rowe|first9=J. F.|year=2015|title=Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between pulsation modes|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=446|issue=4|pages=4008|arxiv=1411.1730|bibcode=2015MNRAS.446.4008E|doi=10.1093/mnras/stu2371}}</ref>

== Несигурност при одредување на растојание ==
Главните меѓу несигурностите поврзани со скалата на растојанието на кефеидите се: природата на односот период-сјајност во различни проодни појаси, влијанието на [[металичност]]а и на нултата точка и на наклонот на тие односи, како и ефектите на фотометриската контаминација (мешање) и променлив (типично непознат) закон за изумирање на класичните кефеидни растојанија. За сите овие теми активно се дебатира во литературата.<ref>{{Наведено списание|last=Feast|first=M. W.|last2=Catchpole|first2=R. M.|year=1997|title=The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=286|issue=1|pages=L1–L5|bibcode=1997MNRAS.286L...1F|doi=10.1093/mnras/286.1.l1|doi-access=free}}</ref><ref name="stanekudalski1999">{{Наведен arXiv|title=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|last1=Stanek}}</ref><ref name="udalski2001">{{Наведено списание|last=Udalski|first=A.|last2=Wyrzykowski|first2=L.|last3=Pietrzynski|first3=G.|last4=Szewczyk|first4=O.|last5=Szymanski|first5=M.|last6=Kubiak|first6=M.|last7=Soszynski|first7=I.|last8=Zebrun|first8=K.|year=2001|title=The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period-Luminosity Relation on Metallicity|journal=Acta Astronomica|volume=51|pages=221|arxiv=astro-ph/0109446|bibcode=2001AcA....51..221U}}</ref><ref name="macri2006">{{Наведено списание|last=Macri|first=L. M.|last2=Stanek|first2=K. Z.|last3=Bersier|first3=D.|last4=Greenhill|first4=L. J.|last5=Reid|first5=M. J.|year=2006|title=A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant|journal=The Astrophysical Journal|volume=652|issue=2|pages=1133–1149|arxiv=astro-ph/0608211|bibcode=2006ApJ...652.1133M|doi=10.1086/508530}}</ref><ref name="bono2008">{{Наведено списание|last=Bono|first=G.|last2=Caputo|first2=F.|last3=Fiorentino|first3=G.|last4=Marconi|first4=M.|last5=Musella|first5=I.|year=2008|title=Cepheids in External Galaxies. I. The Maser-Host Galaxy NGC 4258 and the Metallicity Dependence of Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations|journal=The Astrophysical Journal|volume=684|issue=1|pages=102–117|arxiv=0805.1592|bibcode=2008ApJ...684..102B|doi=10.1086/589965}}</ref><ref name="majaess2009b">{{Наведено списание|last=Majaess|first=D.|last2=Turner|first2=D.|last3=Lane|first3=D.|year=2009|title=Type II Cepheids as Extragalactic Distance Candles|journal=Acta Astronomica|volume=59|issue=4|pages=403|arxiv=0909.0181|bibcode=2009AcA....59..403M}}</ref><ref name="madore2009">{{Наведено списание|last=Madore|first=Barry F.|last2=Freedman|first2=Wendy L.|year=2009|title=Concerning the Slope of the Cepheid Period-Luminosity Relation|journal=The Astrophysical Journal|volume=696|issue=2|pages=1498–1501|arxiv=0902.3747|bibcode=2009ApJ...696.1498M|doi=10.1088/0004-637X/696/2/1498}}</ref><ref name="scowcroft2009">{{Наведено списание|last=Scowcroft|first=V.|last2=Bersier|first2=D.|last3=Mould|first3=J. R.|last4=Wood|first4=P. R.|year=2009|title=The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=396|issue=3|pages=43–47|arxiv=0903.4088|bibcode=2009MNRAS.396.1287S|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x}}</ref><ref name="majaess2010">{{Наведено списание|last=Majaess|first=D.|year=2010|title=The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) and Implications for H0|journal=Acta Astronomica|volume=60|issue=2|pages=121|arxiv=1006.2458|bibcode=2010AcA....60..121M}}</ref>

Овие нерешени прашања резултирале со наведени вредности за Хабловата константа кои се движат помеѓу 60&nbsp;km/s/mpc и 80&nbsp;km/s/mpc. Решавањето на ова несовпаѓање е еден од најважните проблеми во астрономијата бидејќи космолошките параметри на Универзумот може да бидат ограничени со давање прецизна вредност на Хабловата константа.<ref name="freedman2010" />

== Примери ==
Неколку класични кефеиди имаат варијации кои можат да се снимаат со обучено набљудување со [[Каталог на сјајни ѕвезди|голо око]] од ноќ до ноќ, вклучувајќи го прототипот [[Делта Кефеј]] на далечниот север, [[Зета Близнаци]] и Ета Орел идеални за набљудување околу тропските предели (во близина на еклиптиката, а со тоа и зодијакот) а на крајниот југ Бета Златна Рипка. Најблискиот член на класата е Ѕвездата Северна ([[Северница|Поларна Ѕвезда]]) чие растојание се дебатира и чија денешна варијабилност е приближно 0,05 со светлинска величина. 
{| class="wikitable sortable" style="font-size:90%;"
|- style="background:#efefef;"
! style="width:10%;"|'''Ознака (име)'''
! style="width:10%;"|'''Соѕвездие'''
! style="width:15%;"|'''Откривање'''
! style="width:10%;"|''Максимум [[Привидна ѕвездена величина|привидна величина]]'' (m<sub>V</sub>)<ref name=berdnikov>{{cite journal|bibcode=2008yCat.2285....0B|title=VizieR Online Data Catalog: Photoelectric observations of Cepheids in UBV(RI)c (Berdnikov, 2008)|journal=VizieR On-Line Data Catalog: II/285. Originally Published in: 2008yCat.2285....0B|volume=2285|pages=0|last1=Berdnikov|first1=L. N.|year=2008}}</ref>
! style="width:10%;"|''Минимум [[Привидна ѕвездена величина|привидна величина]]'' (m<sub>V</sub>)<ref name=berdnikov/>
! style="width:15%;"|'''Период''' (денови)<ref name=berdnikov/>
! style="width:15%;"|'''Спектрална класа'''
! style="width:15%;"|'''Забелешка'''
|-
| [[Ета Орел|η Орел]]
| [[Орел (соѕвездие)|Орел]]
| [[Едвард Пигот]], 1784
| 3<sup>m</sup>.48
| 4<sup>m</sup>.39
| 07.17664
| F6 Ibv
| &nbsp;
|-
| [[FF Орел]]
| [[Орел (соѕвездие)|Орел]]
| [[Чарлс Хуфер]], 1927
| 5<sup>m</sup>.18
| 5<sup>m</sup>.68
| 04.47
| F5Ia-F8Ia
| &nbsp;
|-
| [[TT Орел]]
| [[Орел (соѕвездие)|Орел]]
|
| 6<sup>m</sup>.46
| 7<sup>m</sup>.7
| 13.7546
| F6-G5
| &nbsp;
|-
| [[U Орел]]
| [[Орел (соѕвездие)|Орел]]
|
| 6<sup>m</sup>.08
| 6<sup>m</sup>.86
| 07.02393
| F5I-II-G1
| &nbsp;
|-
| [[T Пумпа]]
| [[Пумпа (соѕвездие)|Пумпа]]
|
| 5<sup>m</sup>.00
| 5<sup>m</sup>.82
| 05.898
| G5
| можеби има невиден придружник. Претходно се сметало дека е кефеид од типот II <ref>{{cite journal|doi=10.1051/0004-6361:20030835|title=The nature of the Cepheid T Antliae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=407|pages=325–334|year=2003|last1=Turner|first1=D. G.|last2=Berdnikov|first2=L. N.|bibcode=2003A&A...407..325T|doi-access=free}}</ref>
|-
| [[RT Кочијаш]]
| [[Кочијаш (соѕвездие)|Кочијаш]]
|
| 5<sup>m</sup>.00
| 5<sup>m</sup>.82
| 03.73
| F8Ibv
| &nbsp;
|-
| [[HD 84810|l Кобилица]]
| [[Кобилица (соѕвездие)|Кобилица]]
| &nbsp;
| 3<sup>m</sup>.28
| 4<sup>m</sup>.18
| 35.53584
| G5 Iab/Ib
| &nbsp;
|-
| [[Делта Кефеј|δ Кефеј]]
| [[Кефеј (соѕвездие)|Кефеј]]
| [[Џон Гудрик]], 1784
| 3<sup>m</sup>.48
| 4<sup>m</sup>.37
| 05.36634
| F5Ib-G2Ib
| двојна ѕвезда, видлива со двоглед
|-
| [[AX Шестар]]
| [[Шестар (соѕвездие)|Шестар]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.65
| 6<sup>m</sup>.09
| 05.273268
| F2-G2II
| спектроскопски двојна со Сончева маса 5 и B6 придружник
|-
| [[BP Шестар]]
| [[Шестар (соѕвездие)|Шестар]]
| &nbsp;
| 7<sup>m</sup>.31
| 7<sup>m</sup>.71
| 02.39810
| F2/3II-F6
| спектроскопски двојна со Сончева маса 4,7 и B6 придружник
|-
| [[BG Јужен Крст]]
| [[Јужен Крст (соѕвездие)|Јужен Крст]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.34
| 5<sup>m</sup>.58
| 03.3428
| F5Ib-G0p
| &nbsp;
|-
| [[R Јужен Крст]]
| [[Јужен Крст (соѕвездие)|Јужен Крст]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.40
| 7<sup>m</sup>.23
| 05.82575
| F7Ib/II
| &nbsp;
|-
| [[S Јужен Крст]]
| [[Јужен Крст (соѕвездие)|Јужен Крст]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.22
| 6<sup>m</sup>.92
| 04.68997
| F6-G1Ib-II
| &nbsp;
|-
| [[T Јужен Крст]]
| [[Јужен Крст (соѕвездие)|Јужен Крст]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.32
| 6<sup>m</sup>.83
| 06.73331
| F6-G2Ib
| &nbsp;
|-
| [[X Лебед]] 
| [[Лебед (соѕвездие)|Лебед]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.85
| 6<sup>m</sup>.91
| 16.38633
| G8Ib<ref name=tomasella>{{cite journal|bibcode=2010AJ....140.1758T|title=A High-resolution, Multi-epoch Spectral Atlas of Peculiar Stars Including RAVE, GAIA, and HERMES Wavelength Ranges|journal=The Astronomical Journal|volume=140|issue=6|pages=1758|last1=Tomasella|first1=Lina|last2=Munari|first2=Ulisse|last3=Zwitter|first3=Tomaž|year=2010|doi=10.1088/0004-6256/140/6/1758|arxiv = 1009.5566 |s2cid=119188449}}</ref>
| &nbsp;
|-
| [[SU Лебед]] 
| [[Лебед (соѕвездие)|Лебед]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.44
| 7<sup>m</sup>.22
| 03.84555
| F2-G0I-II<ref name=andrievsky>{{cite journal|bibcode=2005AJ....130.1880A|title=Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. III. Periods between 3 and 6 Days|journal=The Astronomical Journal|volume=130|issue=4|pages=1880|last1=Andrievsky|first1=S. M.|last2=Luck|first2=R. E.|last3=Kovtyukh|first3=V. V.|year=2005|doi=10.1086/444541|doi-access=free}}</ref>
| &nbsp;
|-
| [[Бета Златна Рипка|β Златна Рипка]]
| [[Златна Рипка (соѕвездие)|Златна Рипка]]
| &nbsp;
| 3<sup>m</sup>.46
| 4<sup>m</sup>.08
| 09.8426
| F4-G4Ia-II
| &nbsp;
|-
| [[Зета Близнаци|ζ Близнаци]]
| [[Близнаци (соѕвездие)|Близнаци]]
| [[Јохан Шмид]], 1825
| 3<sup>m</sup>.62
| 4<sup>m</sup>.18
| 10.15073
| F7Ib to G3Ib
| &nbsp;
|-
| [[V473 Лира]]
| [[Близнаци (соѕвездие)|Близнаци]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.99
| 6<sup>m</sup>.35
| 01.49078
| F6Ib-II
| &nbsp;
|-
| [[R Мува]]
| [[Мува (соѕвездие)|Мува]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.93
| 6<sup>m</sup>.73
| 07.51
| F7Ib-G2
| &nbsp;
|-
| [[S Мува]]
| [[Мува (соѕвездие)|Мува]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.89
| 6<sup>m</sup>.49
| 09.66007
| F6Ib-G0
| &nbsp;
|-
| [[S Рамнило]]
| [[Рамнило (соѕвездие)|Рамнило]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.12
| 6<sup>m</sup>.77
| 09.75411
| F8-G0Ib
| најсветлиот член на отворениот кластер [[NGC 6087]]
|-
| [[QZ Рамнило]]
| [[Рамнило (соѕвездие)|Рамнило]]
| &nbsp;
| 8<sup>m</sup>.71
| 9<sup>m</sup>.03
| 03.786008
| F6I
| член на отворен кластер [[NGC 6067]]
|-
| [[V340 Рамнило]]
| [[Рамнило (соѕвездие)|Рамнило]]
| &nbsp;
| 8<sup>m</sup>.26
| 8<sup>m</sup>.60
| 11.2888
| G0Ib
| член на отворен кластер [[NGC 6067]]
|-
| [[V378 Рамнило]]
| [[Рамнило (соѕвездие)|Рамнило]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.21
| 6<sup>m</sup>.23
| 03.5850
| G8Ib
| &nbsp;
|-
| [[BF Змијоносец]]
| [[Змијоносец (соѕвездие)|Змијоносец]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.93
| 7<sup>m</sup>.71
| 04.06775
| F8-K2<ref name=densities>{{cite journal|bibcode=1953ZA.....32..125K|title=The Density of Stars of Different Spectral Types. With 1 figure|journal=Zeitschrift für Astrophysik|volume=32|pages=125|last1=Kreiken|first1=E. A.|year=1953}}</ref>
| &nbsp;
|-
| [[RS Крма]]
| [[Крма (соѕвездие)|Крма]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.52
| 7<sup>m</sup>.67
| 41.3876
| F8Iab
| &nbsp;
|-
| [[S Стрелец]]
| [[Стрелец (соѕвездие)|Стрелец]]
 | [[Џон Елард Гор]], 1885
| 5<sup>m</sup>.24
| 6<sup>m</sup>.04
| 08.382086<ref name=AAVSOS>{{cite web|url=http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=27343 |title=S Sagittae |author =Watson, Christopher |date=4 January 2010|work=AAVSO Website|publisher=American Association of Variable Star Observers|access-date=22 May 2015}}</ref>
| F6Ib-G5Ib
| &nbsp;
|-
| [[U Стрелец]]
| [[Стрелец (соѕвездие)|Стрелец]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.28
| 7<sup>m</sup>.15
| 06.74523
| G1Ib<ref name=2d/>
| &nbsp;
|-
| [[W Стрелец]]
| [[Стрелец (соѕвездие)|Стрелец]]
| &nbsp;
| 4<sup>m</sup>.29
| 5<sup>m</sup>.14
| 07.59503
| F4-G2Ib
| Оптички двојник со [[Gamma2 Sagittarii|γ<sup>2</sup> Sgr]]
|-
| [[X Стрелец]]
| [[Стрелец (соѕвездие)|Стрелец]]
| &nbsp;
| 4<sup>m</sup>.20
| 4<sup>m</sup>.90
| 07.01283
| F5-G2II
|
|-
| [[V636 Скорпија]]
| [[Скорпија (соѕвездие)|Скорпија]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.40
| 6<sup>m</sup>.92
| 06.79671
| F7/8Ib/II-G5
| &nbsp;
|-
| [[R Јужен Триаголник]]
| [[Јужен Триаголник (соѕвездие)|Јужен Триаголник]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.4
| 6<sup>m</sup>.9
| 03.389
| F7Ib/II<ref name=2d>{{cite book|bibcode=1975mcts.book.....H|title=University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations −90° to −53.0°|last1=Houk|first1=N.|last2=Cowley|first2=A. P.|year=1975}}</ref>
| &nbsp;
|-
| [[S Јужен Триаголник]]
| [[Јужен Триаголник (соѕвездие)|Јужен Триаголник]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.1
| 6<sup>m</sup>.8
| 06.323
| F6II-G2
| &nbsp;
|-
| α UMi ([[Северница]])
| [[Мала Мечка (соѕвездие)|Мала Мечка]]
| [[Ејнар Херцшпрунг]], 1911
| 1<sup>m</sup>.86
| 2<sup>m</sup>.13
| 03.9696
|  F8Ib or F8II
| &nbsp;
|-
| [[AH Едро]]
| [[Едро (соѕвездие)|Едро]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.5
| 5<sup>m</sup>.89
| 04.227171
|  F7Ib-II
| &nbsp;
|-
| [[S Лисица]]
| [[Лисица (соѕвездие)|Лисица]]
| &nbsp;
| 8<sup>m</sup>.69
| 9<sup>m</sup>.42
| 68.464
| G0-K2(M1)
| &nbsp;
|-
| [[T Лисица]]
| [[Лисица (соѕвездие)|Лисица]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.41
| 6<sup>m</sup>.09
| 04.435462
|  F5Ib-G0Ib
| &nbsp;
|-
| [[U Лисица]]
| [[Лисица (соѕвездие)|Лисица]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.73
| 7<sup>m</sup>.54
| 07.990676
| F6Iab-G2
| &nbsp;
|-
| [[SV Лисица]]
| [[Лисица (соѕвездие)|Лисица]]
| &nbsp;
| 6<sup>m</sup>.72
| 7<sup>m</sup>.79
| 44.993
| F7Iab-K0Iab
| &nbsp;
|-
| [[SU Касиопеја]]
| [[Касиопеја (соѕвездие)|Касиопеја]]
| &nbsp;
| 5<sup>m</sup>.88
| 6<sup>m</sup>.30
| 01.9
| F5II
| &nbsp;
|}

== Поврзано ==

* [[Променлива ѕвезда од типот на RR Лира|RR Lyrae променлива]]
* [[Ѕвездено пулсирање|Ѕвездена пулсација]]
* Тип II Цефеид

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==

* [https://web.archive.org/web/20101009205927/http://www.institute-of-brilliant-failures.com/ Скалата за растојание на кефеидите: историја, од Ник Ален]
* [https://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/Classical.html Список на класични кефеиди на Мекмастеровата кефеидна фотометрија и архива на податоци за радијална брзина] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20211008185122/https://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/Classical.html |date=2021-10-08 }} 
* [http://www.aavso.org/ Американско здружение на набљудувачи со променливи ѕвезди]
* [http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/classical_Cepheids.html OGLE атлас на променливи криви на светлосни ѕвезди - класични кефеиди]
{{Променливи ѕвезди}}

[[Категорија:Стандардни свеќи]]
[[Категорија:Астрометрија]]
[[Категорија:Класични кефеиди]]
[[Категорија:Страници со непрегледан превод]]