Una orquídea

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De nuevo abuso de la amabilidad de Wolfgang Promper, el astrofotógrafo que nos presta esta imagen de portada y me da la oportunidad de acercarme a otra de esas ‘flores’ dispersas por el cosmos. No es un lirio esta vez, a pesar de que están en su momento de floración. Si tuviera que identificarla con alguna, lo haría con una orquídea … se aprecia mejor cuando te acercas.

Aquí la prueba:

Cuestión de nombres

La primera de este tipo de estrellas en ser descubierta parece que fue η Antinoi, de la descartada constelación Antínoo. Quién sabe si de haberse llamado antinoides (o algo parecido) la IAU no hubiera decidido fusionarla en Aquila, y no hubiera pasado a llamarse η Aquilae.

Son las variables cefeidas.

Edward Pigott, en diciembre de 1784, notificaba al miembro de la Royal Society y Arts Society, Bart Englefield, una variabilidad en η Antinoi que le había llamado la atención (Pigott, 1785). Esto ocurriría el 10 de septiembre de ese mismo año. En los días siguientes, del 12 al 19, realizaría un primer seguimiento que tendría una continuación entre mayo y septiembre de 1785, confirmándose las sospechas del descubrimiento de un nuevo tipo de variables. Así se declara en una nueva comunicación, esta vez notificada por el propio a Englefield (Pigott y Englefield, 1786).

Ese mismo 10 de septiembre, otro astrónomo inglés, John Goodricke, observaba la zona alrededor de β Lyrae (Goodricke y Englefield, 1785). Mientras lo hacía, otra estrella llamaba su atención, δ Cephei. Posteriores observaciones llevarían a los dos amigos, Goodricke y Pigott, a descubrir lo que más tarde se conocerían como Cefeidas clásicas (Goodricke y Bayerische Staatsoper, 1786).

¿De dónde el nombre?

El término cefeida referido a ese tipo de variables lo utilizó por primera vez Agnes Mary Clerke en una de sus crónicas sobre la investigación del periodo y binaridad de η Geminorum (Clerke, 1902).

Tanto η Aql como δ Cep son también binarias.

RS Puppis sería incluida en este tipo de variables en 1918 por Harlow Shapley. Para entonces ya se había consolidado el nombre.

¿Qué había pasado entretanto?

Pues estaba la intuición de Henrietta Swan Leavitt que fijaría su atención en estas variables y descubriría que existía una relación entre su periodo y su luminosidad (a más periodo, mayor luminosidad), de ahí a que pudieran servir para el cálculo de distancias, nada. Igualmente pensó que si aceptaba que todas las estrellas de la SMC-Small Magellanic Cloud estuvieran a la misma distancia, la detección de una de estas luminarias podría servirle para calcular la distancia a la propia SMC (Leavitt y Pickering, 1912).

Dicho y hecho, llegó Ejnar Hertzsprung y se puso a calcular paralajes de algunas de las δ Cep conocidas en 1913, de estas:

Hertzsprung ya llevaba tiempo trabajando en su diagrama basado en la clasificación espectral realizada por Antonia Maury, que combinaría más tarde con la de Henry Norris Russell, dando lugar al diagrama H-R. La clave estuvo en establecer las equivalencias de luminosidad porque, una vez calculada la distancia a una cefeida, se podía inferir que otra de igual luminosidad (y mismo periodo), se encontraría a igual distancia (tal como Leavitt había dicho, más o menos).

Como se habían determinado distancias de cefeidas galácticas con el cálculo de la paralaje y, como se habían detectado en la SMC, solo cabía aplicar la regla para obtener la distancia a la SMC.

Y se desató el entusiasmo, y enseguida empezaron las clasificaciones. Que si por periodo, que si por distribución en nuestra galaxia (Kapteyn y van Rhijn, 1922), que si la velocidad radial (Luyten, 1922), que si sirven para calcular la distancia a cúmulos globulares incluidas como tales las nubes de Magallanes, que si posición del Sol (Shapley, 1922) … y ya están en juego todos los ingredientes que cambiarían la forma de entender el universo.

En 1920 John Charles Duncan descubriría tres variables en M33. También Hubble se puso a contar cefeidas (y novas, y estrellas azules) tanto en M31 como en M33 y más tarde a calcular sus distancias que le salían mayores de las esperadas.

Asumiendo que las cefeidas eran verdaderas farolas, uniformes y con poca absorción, intuyó que la relación con las espirales no acabaría en M31 y M33 sino que se extenderían a otras. De hecho ya se habían encontrado otras variales en M81, M101 y NGC 2403 (Hubble, 1925).

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Curiosidad: se pueden encontrar tres referencias de este último artículo-clave en la bd ADS. La primera no tiene fecha; se podría pensar que es la primera en ser publicada y también que podría ser parte de la crónica (comunicaciones incluidas) de la 33ª Reunión de la AAS-American Astronomical Society celebrada en Washington los días 30 de diciembre de 1924 al 1 de enero de 1925. Está publicada en la revista Popular Astronomy. No he podido acceder a los archivos, así que no he podido comprobar si la publicación estaba o no vinculada a la AAS o si publicaba informes sobre sus reuniones. También podría tratarse de un error puesto que aparece como cabecera de página American Astronomical Society y no Popular Astronomy … misterio sin resolver … al cajón de lo pendiente.

La segunda referencia pertenece a la publicación The Observatory. Se trata de una revista que, aunque no vinculada a la Royal Astronomical Society, publicaba los informes de sus reuniones … ¿sería el mismo caso para Popular Astronomy?

La última referencia se corresponde, esta vez sí, a una publicación de la propia AAS fechada en 1927.

Otra curiosidad: en esa 33ª Reunión, “El jueves por la mañana, en el Corcoran Hall de la Universidad George Washington, el profesor Henry Norris Russell se dirigió a una sesión conjunta y expuso sus últimas opiniones, así como las del profesor A.S. Eddington, sobre la «Evolución estelar». En esta ocasión, el Profesor Russell también informó sobre el premiado Trabajo del Dr. Edwin P. Hubble, «Cefeidas en Nebulosas Espirales.»”.

Tampoco me resisto a destacar este texto (en Berendzen y Hoskin, 1971)

Recomiendo la lectura completa de este artículo en el que se reproduce el intercambio epistolar acerca de la concesión y aceptación del premio, así como la preocupación de Hubble por sus discrepancias con las medidas obtenidas por Adriaan van Maanen.

Esta es la carta de agradecimiento que envió Hubble a Russell

¿Se refería Hubble a estas conclusiones sobre M33? (van Maanen, 1921).

… ¡ni idea!

En fin, ya conocemos el final de la historia:

– Hubble con su ley (Hubble, 1929).

– Lemaître con la suya (1927)

– Resolución B4 de la XXX Asamblea de la IAU: propuesta de denominación como Ley Hubble-Lemaître y votación

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Puesta a perderme entre tanto artículo, resaltaré este fragmento del artículo de 1914 en que Vesto Slipher explicaba que ‘la espiral Andromeda’ se estaba aproximando a nuestro sistema solar a una velocidad de 300 km/s … una joya más (para mí) que se puede encontrar en su lectura, la explicación que encontraba para la aparición de una nova en su núcleo en 1885 … en ese momento él tenía 10 años, ¿pudo observarla?¿leyó sobre ella?

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Junto con las estrellas OB, los cúmulos abiertos jóvenes, las nubes de hidrógeno y las regiones HII, las cefeidas son componentes cuya distribución y movimiento aporta información sobre los brazos espirales para nuestra galaxia.

Pero, volvamos a nuestra estrella … ¡a ver si lo consigo!

Su localización visual

Su orientación

Antes de dejar de lado las cefeidas, no está de más recordar que tuvieron un protagonismo especial en aquel Gran Debate de 1920, en el que distancias y velocidades angulares eran argumentos recurrentes.

Vale, las características lumínicas de las cefeidas permiten medir distancias pero ¿son fiables? Más aún, ¿cómo saber si son fiables? … porque de su fiabilidad y exactitud dependen resultados como los ofrecidos por el Hubble que las utiliza para su propia calibración; además, proporcionan la posibilidad de saltar de la medición galáctica a la extragaláctica en lo que se conoce como escalera cósmica de distancias.

A partir de esas preguntas aparecen métodos de calibración, comparativas entre ellos … en fin, todas esas cosas que hacen quienes se dedican a estas cosas.

Me he detenido en un artículo que me ha puesto sobre aviso de toda su complejidad. Un resumen-muy-casero de uno de los métodos que pueden emplearse: se cogen los cálculos de distancias conocidas tanto del hemisferio norte como del sur y se comparan los distintos métodos con el que queremos valorar y se analizan las coincidencias (Gieren, Barnes y Moffett, 1993).

¿Alguna otra relación aparte del periodo-luminosidad que ayude a demostrar que los cálculos son buenos? … pues parece que sí: la relación periodo-radio (Gieren, Fouqué y Gómez, 1998).

Una muestra de métodos para calcular las distancias a las cefeidas es la serie de artículos del equipo investigador encabezado por Pierre Kervella, del Observatoire de Paris que se recogen en las referencias (2004).

Fueron durante años la atracción, pero no eran tan ‘uniformes’ ni todas se encontraban en atmósferas (nebulosas) amorfas como aceptaba Hubble en sus cálculos. El ojo de Bengt Westerlund buscando asociaciones OB y cúmulos, se encontró con una rareza: RS Puppis era la primera cefeida que estaba interactuando con el medio que le rodeaba, parecía encontrarse dentro (o ser la causante) de una nebulosa de reflexión (Westerlund, 1961).

El estudio de la zona de RS Puppis le llevó a diferenciar una tercera asociación OB, Puppis III, en la que destacaba a RS Pup por ser la más evolucionada (Westerlund, 1963).

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Otra curiosidad más: ¿no debería incluirse el artículo de Westerlund como referencia bibliográfica de Ass Pup OB 3? … pues no está y estas cosas son las que me despistan … respirar profundamente.

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Que si una rareza entre las cefeidas, que si más evolucionada que las demás … con RS Puppis ya tenemos delante otra excepción.

Las primeras observaciones ya planteaban estas dudas y se proponían distintas hipótesis: ¿era la estrella la que daba forma a la nebulosidad que la rodeaba soltando capas (masa) o era la que proporcionaba la luz reflejada?¿cuál era su influencia en el medio? (Havlen, 1972).

Posteriores análisis, tanto en ultravioleta (Johnson, 1981) como en infrarrojo (Mayes, Evans y Bode, 1985) no parecían aportar novedades … sería pronto desmentido. Una revisión posterior parece certificar que tanto en ultravioleta como en infrarrojo había evidencia de pérdida de masa en las cefeidas y, dada su estructura, en RS Pup era posible comprobarlo: el resultado relacionaba esa pérdida con los ciclos de inestabilidad de la estrella pero no con su periodo de ~ 41 días (Deasy, 1988).

La estructura ‘por capas’ explicaba esas pérdidas de masa. Según los cálculos de Deasy. Estas pérdidas se distribuían en tres capas, más o menos regulares, pero la revisión de datos del infrarrojo parecía mostrar una estructura, sí en capas, pero más compleja que podría explicarse por los periodos en que se producían distintas inestabilidades … ¿era la causante de las inestabilidades la propia estrella o las producía el medio nuboso en que se encuentra RS Pup? (¿el huevo o la gallina?).

¿Rareza?

No parece que la envoltura en las cefeidas sea una excepción. Otra serie de artículos publicados entre 2006 y 2021 se encargan de mejorar los cálculos de distancias a las cefeidas. La serie se inicia con el desarrollo de un método a partir del descubrimiento de una envoltura en l Carinae. El mismo equipo de expertos que habían estado calculando distancias, esta vez encabezado por Antoine Mérand, del ESO, se encargan de realizar estos cálculos a otras cefeidas en las que también se han descubierto esas envolturas, entre ellas, la mismísima δ Cephei o Polaris. Se reseñan en las referencias.

Esta vez sí, hay que volver a nuestra estrella.

¿Quién descubrió qué de RS Puppis?

Nos habíamos quedado en esa primera referencia bibliográfica que incluia RS Puppis en la categoría de cefeida. Data de 1918 y estaba incluida en un estudio de varias cefeidas que había realizado Shapley.

Simbad no recoge ninguna bibliografía anterior a ese 1918, tampoco se incluye ninguna posterior hasta 1953. Pero su variabilidad ya se había notificado con anterioridad.

Varias fuentes recogen que el descubrimiento de su variabilidad se debe a la asistente de Kapteyn, Miss Reitsma. No (me) queda tan claro si Robert Innes también descubrió su variabilidad de forma independiente, ya que unas fuentes así lo reconocen (Kervella, 2008), otras le atribuyen el tipo de variabilidad y su periodo (Voûte, 1939) y otras le señalan como quien confirmó esa variabilidad (Gerasimovic, 1927).

De lo observado hasta ese momento de la estrella (1937 es la fecha del artículo), nos informa Voûte … otro de esos artículos que a mí me parecen joyas que no hay que perderse.

Aquí la curva de luz de RS Pup que muestra:

y los datos descubiertos:

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Dos cosas que me llaman la atención:

¿Es que no se había aceptado aún en Europa el término cefeida?

La observaciones de una cefeida me parecen como estar ante un reloj. Me resulta curioso lo cercanos que están los valores del periodo desde esos primeros estudios. Es lo que las caracteriza, lo sé, pero me resulta curioso:

1901, Isaac Roberts – 41.26 días (en Gerasimovic, 1927)

1927, Harlow Shapley y Margaret L.Walton – 41.3 días

1937, Joan Voûte – 4.414 días

—

A fondo

De nuevo volvemos al equipo de Pierre Kervella que ha investigado profunda y profusamente nuestra estrella.

¿Cuánto contaba su reloj? – 41.4 días … exacto (2008).

Pues bien, ¿qué tiene de interesante RS Puppis para llamar la atención de este equipo?

Estas son sus razones:

– está incrustada en una nebulosa de reflexión (vaaale);
– está situada en la región de una asociación estelar (Puppis III) (vaaale);
– su periodo de pulsación, que es uno de los valores más largos conocidos entre las Cefeidas galácticas, está sometido a fuertes variaciones (¿cómoooooo? ¿no es tan reloj como yo pensaba? ¿lo hacen para despistarme?).

La importancia de la nebulosa

El hecho de que esté rodeada de una nebulosa, a pesar de lo que pueda parecer, facilita detectar las variaciones de luz experimentadas por la estrella a través de los ecos producidos en las nubes y esto, además, posibilita un método independiente de cálculo de distancias … hay que recordarlo, se busca la exactitud y, por tanto, fiabilidad y ya se sabe, cuantos más métodos distintos que se puedan comparar, mejor.

La importancia de pertenecer a una asociación OB

Westerlund había calculado la distancia para la asociación de estrellas jóvenes, lo que suministra otra referencia de distancia con la que comparar.

La importancia de las variaciones en el periodo de pulsación

Vienen a completar la información sobre la evolución de la estrella y los fenómenos físicos que se producen con la pulsación.

Objetivo: la distancia

En el primer artículo (2008), la presencia de nebulosas circundantes de cefeidas solo se conocían para RS Pup y para SU Cas. El equipo explica en él el método de estudio de los ecos utilizado para calcular la distancia … cha-chaaan: 1992 ± 28 pc; no muy alejada de la que había conseguido calcular Havlen en 1972: 1780 ± 200 pc (considerando el margen de error, parece que la clavó).

En un segundo artículo (2012), el equipo se centró en el estudio de la nebulosa, en aquello de que si era o no producida por la propia estrella. La conclusión fue de que era un fenómeno externo que, o bien se trataba de la presencia de restos de la nube en la que se había formado, bien se había encontrado en el tránsito de material interestelar de forma pasajera.

Algo cambió en 2013, recordemos: se habían encontrado las otras-cefeidas-con-envoltura, ¿afectaría a la obtención de distancias? … parece que no (¡uf!, menos mal).

Imágenes tomadas por el telescopio Hubble ayudan a analizar la dispersión de la luz de RS Puppis en la nebulosa que la rodea. Se van a comparar otros métodos. Por un lado se miden distancias de determinados puntos que reflejan el eco de las pulsaciones, por otro se compara la polarización del polvo que rodea la estrella tanto con el modelo estándar en la Vía Láctea como con el modelo de dispersión desarrollado por Lord Rayleigh (Kervella, 2014).

Aquí la imagen del Hubble

Aquí los puntos del eco seleccionados en el trabajo

Y ¿qué pasa?, pues que se (me) complica todo. Si aplican a los ecos de luz el método de polarización del polvo de la vía Láctea, les sale una distancia de 1910 ±80 pc. Si el método de dispersión de Rayleigh, entonces 1940 ±70 pc … que sí, sí, están en rangos similares pero a mí me gustaba más tener una referencia menos ambigua.

Para terminarlo de arreglar, el mismo artículo nos muestra una comparativa de todas las distancias calculadas para RS Puppis:

… no gano para balnearios.

Dan por más precisa la de 1910 ±80 pc.

Con ello tenemos una distancia más o menos exacta a una estrella cefeida de largo periodo ¿existe algún factor que, junto con datos de otras cefeidas con otros periodos, se pueda deducir una aplicación como escala para el cálculo de distancias? … pues esa es la otra respuesta que se espera de estas variables cefeidas clásicas.

Yo lo dejo aquí que ya no me queda oxígeno en la botella.

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Punto y coma

No está sola en ese fondo estrellado. Muy cerca en la imagen podemos ver uno de esos nubarrones que no pasan desapercibidos. Se trata de los glóbulos cometarios (pilares) CG 32A y CG 32B y forman parte de NAME GUM Nebula, medio interestelar (AR 07 43 00.0, Dec-42 06 00) cuyo centro se señala con el círculo de color cian en el mapa de localización visto antes.

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Me ha costado sentarme a redactar la entrada … la pereza nuevamente … y no sé por qué me dejo arrastrar por ella porque, una vez puesta en marcha, me resulta siempre fascinante, además de ayudarme a ordenar las ideas sobre lo que averiguo.

Un placer primaveral que espero disfrutéis.

Y una canción: O virtus sapientiae de Hildegard von Bingen, interpretada por Zuberoa Aznárez

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Organismos

Centre de Données astronomiques de Strasbourg [https://cds.u-strasbg.fr/]

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Bases de datos

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SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

Otros recursos

Cartes du ciel [https://www.ap-i.net/skychart//es/start]

IATE-European Union terminology [https://iate.europa.eu/]

SEA- Sociedad Española de Astronomía [https://www.sea-astronomia.es/glosario]

Wikipedia [https://es.wikipedia.org/]

Referencias

Berendzen, R. and Hoskin, M., “Hubble’s Announcement of Cepheids in Spiral Nebulae”, Leaflet of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 10, no. 504, pp. 425–440, 1971.

Clerke, A. M., “The system of eta Geminorum”, The Observatory, vol. 25, pp. 389–391, 1902.

Deasy, H. P., “Observational evidence for mass loss from classical cepheids.”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 231, OUP, pp. 673–694, 1988. doi:10.1093/mnras/231.3.673.

Duncan, J. C., “Three Variable Stars and Suspected Nova in the Spiral Nebula M 33 Trianguli”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, no. 201, IOP, p. 290, 1922. doi:10.1086/123221.

Gallenne, A., “Extended envelopes around Galactic Cepheids. V. Multi-wavelength and time-dependent analysis of IR excess”, Astronomy and Astrophysics, vol. 651, 2021. doi:10.1051/0004-6361/202140350.

Gallenne, A., Mérand, A., Kervella, P., Chesneau, O., Breitfelder, J., and Gieren, W., “Extended envelopes around Galactic Cepheids. IV. T Monocerotis and X Sagittarii from mid-infrared interferometry with VLTI/MIDI”, Astronomy and Astrophysics, vol. 558, 2013. doi:10.1051/0004-6361/201322257.

Gerasimovic, B. P., “The Variable Star RS Puppis”, Harvard College Observatory Bulletin, vol. 848, pp. 14–18, 1927.

Gieren, W. P., Barnes, T. G., and Moffett, T. J., “The Cepheid Period-Luminosity Relation from Independent Distances of 100 Galactic Variables”, The Astrophysical Journal, vol. 418, IOP, p. 135, 1993. doi:10.1086/173377.

Gieren, W. P., Fouqué, P., and Gómez, M., “Cepheid Period-Radius and Period-Luminosity Relations and the Distance to the Large Magellanic Cloud”, The Astrophysical Journal, vol. 496, no. 1, IOP, pp. 17–30, 1998. doi:10.1086/305374.

Goodricke, J,, Englefield, H.C. “Observations of a New Variable Star. By John Goodricke, Esq.; Communicated by Sir H. C. Englefield, Bart. F. R. S. and A. S.” Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785): 153–64. http://www.jstor.org/stable/106752.

Goodricke, J., Bayerische Staatsoper. “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. and Astronomer Royal.” Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76 (1786): 48–61. http://www.jstor.org/stable/106614.

Havlen, R. J., “The nebulosity surrounding the galactic cepheid RS Puppis.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 16, p. 252, 1972.

Hertzsprung, E., “Über die räumliche Verteilung der Veränderlichen vom δ Cephei-Typus”, Astronomische Nachrichten, vol. 196, p. 201, 1913.

Hubble, E. P., “Cepheids in Spiral Nebulae”, Popular Astronomy, vol. 33, pp. 252–255, 1925.

Hubble, E., “A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae”, Proceedings of the National Academy of Science, vol. 15, no. 3, pp. 168–173, 1929. doi:10.1073/pnas.15.3.168.

Johnson, H. M., “IUE spectra of RS PUP and HD 20722 : stars in symmetric dusty nebulae.”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 93, IOP, pp. 285–287, 1981. doi:10.1086/130824.

Kapteyn, J. C. and van Rhijn, P. J., “The proper motions of δ Cephei stars and the distances of the globular clusters”, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, vol. 1, p. 37, 1922.

Kervella, P., “The long-period Galactic Cepheid RS Puppis. I. A geometric distance from its light echoes”, Astronomy and Astrophysics, vol. 480, no. 1, pp. 167–178, 2008. doi:10.1051/0004-6361:20078961.

Kervella, P., “The long-period Galactic Cepheid RS Puppis. II. 3D structure and mass of the nebula from VLT/FORS polarimetry”, Astronomy and Astrophysics, vol. 541, 2012. doi:10.1051/0004-6361/201117674.

Kervella, P., “The long-period Galactic Cepheid RS Puppis. III. A geometric distance from HST polarimetric imaging of its light echoes”, Astronomy and Astrophysics, vol. 572, 2014. doi:10.1051/0004-6361/201424395.

Kervella, P., Bersier, D., Mourard, D., Nardetto, N., and Coudé du Foresto, V., “Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry. II. Calibration of the period-radius and period-luminosity relations”, Astronomy and Astrophysics, vol. 423, pp. 327–333, 2004. doi:10.1051/0004-6361:20035596.

Kervella, P., Bersier, D., Mourard, D., Nardetto, N., Fouqué, P., and Coudé du Foresto, V., “Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry. III. Calibration of the surface brightness-color relations”, Astronomy and Astrophysics, vol. 428, pp. 587–593, 2004. doi:10.1051/0004-6361:20041416.

Kervella, P., Gallenne, A., and Mérand, A., “Circumstellar envelopes of Cepheids: a possible bias affecting the distance scale?”, in Advancing the Physics of Cosmic Distances, 2013, vol. 289, pp. 157–160. doi:10.1017/S1743921312021291.

Kervella, P., Mérand, A., Perrin, G., and Coudé du Foresto, V., “Extended envelopes around Galactic Cepheids. I. ℓ Carinae from near and mid-infrared interferometry with the VLTI”, Astronomy and Astrophysics, vol. 448, no. 2, pp. 623–631, 2006. doi:10.1051/0004-6361:20053603.

Kervella, P., Nardetto, N., Bersier, D., Mourard, D., and Coudé du Foresto, V., “Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry. I. VINCI/VLTI observations of seven Galactic Cepheids”, Astronomy and Astrophysics, vol. 416, pp. 941–953, 2004. doi:10.1051/0004-6361:20031743.

Leavitt, H. S., Pickering, E. C., “Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud.”, HarCi.173, 1912.

Lemaître, G., “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, vol. 47, pp. 49–59, 1927.

Luyten, W. J., “On the Distances of the Cepheids”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, no. 199, IOP, p. 166, 1922. doi:10.1086/123181.

Mayes, A. J., Evans, A., and Bode, M. F., “Infrared variability of the reflection nebulosity around RS Puppis.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 142, pp. 48–54, 1985.

Mérand, A., “Extended envelopes around Galactic Cepheids. II. Polaris and δ Cephei from near-infrared interferometry with CHARA/FLUOR”, Astronomy and Astrophysics, vol. 453, no. 1, pp. 155–162, 2006. doi:10.1051/0004-6361:20054466.

Mérand, A., “Extended Envelopes around Galactic Cepheids. III. Y Ophiuchi and α Persei from Near-Infrared Interferometry with CHARA/FLUOR”, The Astrophysical Journal, vol. 664, no. 2, IOP, pp. 1093–1101, 2007. doi:10.1086/518597.

Pigott, E. “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 (1785): 127–36. http://www.jstor.org/stable/106750.

Pigott, Edward, and Henry C. Englefield. “Observations and Remarks on Those Stars Which the Astronomers of the Last Century Suspected to Be Changeable. By Edward Pigott, Esq.; Communicated by Sir Henry C. Englefield, Bart. F. R. S. and A. S.” Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76 (1786): 189–219. http://www.jstor.org/stable/106621.

Shapley, H., “Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. VIII. The luminosities and distances of 139 Cepheid variables.”, The Astrophysical Journal, vol. 48, IOP, pp. 279–294, 1918. doi:10.1086/142435.

Shapley, H., “Notes Bearing on the Distances of Clusters.”, HarCi.237, 1922

Shapley, H. and Walton, M. L., “Investigations of Cepheid Variables. I. The Period-Spectrum Relation.”, HarCi.313, 1927.

Slipher, V. M., “The Radial Velocity of the Andromeda Nebula”, Popular Astronomy, vol. 22, pp. 19–21, 1914.

Slipher, V. M., “The Direction of Rotation in Spiral Nebulae”, Science, vol. 99, no. 2564, pp. 144–145, 1944. doi:10.1126/science.99.2564.144. [texto no disponible]

van Maanen, A., “Internal Motion in the Spiral Nebula Messier 33. Preliminary Results”, Proceedings of the National Academy of Science, vol. 7, no. 1, pp. 1–5, 1921. doi:10.1073/pnas.7.1.1.

Voûte, R., “RS Puppis”, Annals of the Bosscha Observatory Lembang (Java) Indonesia, vol. 8, pp. 31–35, 1939.

Westerlund, B., “The Nebulosity Around RS Puppis”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 73, no. 430, IOP, p. 72, 1961. doi:10.1086/127622.

Westerlund, B. E., “An OB association in the region of RS Puppis”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 127, OUP, p. 71, 1963. doi:10.1093/mnras/127.1.71.