Resolving the pulsations of subdwarf B stars: PG 0154+182, HS 1824+5745, and HS 2151+0857
我们继续我们的扩展单站点观测脉冲次矮星B（sdB）星的方案，并提出了广泛的时间序列测光的结果，以解决脉动光谱用于asteroseisological分析。PG 0154+182、HS 1824+5745和HS 2151+0857在2004年和2005年期间在MDM天文台被观测到。我们的观测足以分辨出所有三颗目标恒星的脉动。我们将PG 0154+182的已知频率数从1扩展到6，确认HS 1824+5745是单周期振荡器，并将HS 2151+0857的已知频率数扩展到5。我们执行标准测试以搜索多重态结构，测量与随机激励有关的振幅变化，并检查模式密度以约束模式度l。
2006-03-29 astro-ph
Nonradial Pulsations in Classical Pulsators
最近对球状星团和星系光度数据的分析使我们能够更仔细地研究经典变星中的长周期振幅/相位调制（Blazhko效应）。在这些恒星的频谱中，我们可以看到一个双峰或一个等间距的三重峰，其频率间隔非常小，接近主分量。没有一个可用的理论模型能够解释这种行为，而不调用某种形式的非径向脉动。在这篇评论中，我们描述了观测状态的Blazhko变量，并讨论了目前的模型适用于这些恒星的限制。
2002-02-06 astro-ph
The discovery of 13s X-ray pulsations from the hydrogen depleted subdwarf O6 star binary HD49798
我们在HD 49798的公开Rosat PSPC光变曲线中发现了强烈的13 s X射线脉动，HD 49798是一颗1.55 d的单组分光谱双星，包含一颗氢耗尽的亚矮星O 6。我们发现没有证据的周期变化期间约4小时Rosat指向。源X射线光谱非常柔和，0.1 ~ 2 keV的未吸收光度是10^32 erg·s^-1（距离650 pc）的几倍。更高的光度可能隐藏在EUV中。我们的研究结果意味着看不见的伴星是一颗吸积的简并星，一颗白矮星，或者更有可能是一颗中子星。在这两种情况下，HD 49798对应于一个大质量双星系统在共同包络和螺旋进入之后的一个以前未观测到的演化阶段。
1996-10-17 astro-ph
Gravity-mode pulsations in subdwarf B stars: a critical test of stellar opacity
冷亚矮星B星（PG 1716变星）的非径向g模式振荡是导致变星的原因，但由于观测到的不稳定域蓝边与理论上的蓝边之间存在5 000 K的差异，这一发现受到了挫折（Fontaine et al. 2003）。通过（a）使用更新的OP而不是OPAL不透明度和（b）考虑在驾驶区中除铁之外还增加镍，已经确定了解决该问题的主要成分。这一成功的原因是，在OP中，铁和镍的“铁凸点”贡献发生在比OPAL更高的温度下。这一结果不仅解决了恒星脉动理论中的一个重要问题，而且为恒星不透明度和用于计算它们的原子物理学提供了一个关键的检验。
2006-07-21 astro-ph
Observations of the pulsating subdwarf B star Feige 48: Constraints on evolution and companions
自从脉动亚矮星B（sdBV或EC 14026）首次被发现（Kilkenny et al，1997）以来，观测工作一直试图实现其限制极端水平分支（EHB）恒星内部物理的潜力。一路上遇到的困难包括不确定的模式识别和缺乏稳定的脉动模式属性。在这里，我们报告Feige 48，一个sdBV星的后续观测已经获得了超过四年的时间，它显示了一些稳定的脉动模式。我们将时间谱分解为幅度小于1%的340至380秒范围内的五个稳定脉动周期，以及每个数据集中出现的两个额外周期。三个最大的振幅周期几乎是等距的，我们探讨的后果，确定它们作为一个旋转分裂的l=1三重态咨询与代表性的恒星模型。脉动振幅和相位的一般稳定性使我们能够使用脉动相位来约束这颗sdBV恒星演化的时间尺度。此外，我们能够对Feige 48的任何恒星或行星伴星进行有趣的限制。
2003-11-20 astro-ph
Follow-up observations of pulsating subdwarf B stars: Multisite campaigns on PG 1618+563B and PG 0048+091
我们提出的后续观测脉动亚矮星B（sdB）的恒星作为我们努力解决脉动光谱用于星震学分析的一部分。本文报道了脉冲sdB星PG 1618+563B和PG 0048+091的多星活动。数据来自全球各地的观测站，覆盖所有地区。对于PG 1618+ 563 B，我们的五个站点活动揭示了脉动状态的二分法：在活动早期，幅度和相位（可能还有频率）变化很大，而在活动后期获得的数据能够完全解析五个稳定的脉动频率。对于PG 0048+091，我们的五个现场活动发现了大量脉冲寿命短的频率。我们发现它们具有与随机激发振荡一致的观测特性，这是亚矮星B星的一个意外结果。我们讨论了我们的研究结果及其对亚矮星B星震学的影响。
2007-04-11 astro-ph
Input from opacity data in computation of pulsation instability
沿着HR图发现了几种类型的变星，它们的脉动由$κ$机制驱动。考虑到它们的性质，精确的（$T_{\rm eff}-L$）域，这些散射子所在的位置高度依赖于不透明度的值及其在恒星内部的变化。分析了光谱型A和B（$δ$ Scuti，$β$ Cephei和SPB星）的不透明度驱动散射子对不透明度表（OP/OPAL）和恒星物质化学组成的敏感性。我们还简要地讨论了不透明度对振荡不受$κ$机制驱动的振荡子的影响，如$γ$剑鱼座和类太阳恒星。
2008-11-07 astro-ph
The Potential of Asteroseismology for Hot, Subdwarf B Stars: A New Class of Pulsating Stars?
我们提出的关键样本的热B亚矮星模型的脉动特性的系统调查结果。我们使用的平衡结构，从详细的太阳金属丰度（Z = 0.02）的演变序列补充网格的静态包络模型的各种金属丰度（Z = 0.02，0.04，0.06，0.08，和0.10）。我们认为所有的脉动模式与l = 0，1，2，和3在80- 1500秒的周期窗口，目前最适合快速光度检测技术的间隔。我们建立了显着的驱动往往是存在于热B亚矮星，是由于与重元素电离的不透明凸块。我们发现Z >= 0.04的模型表现出低径向阶不稳定模式，径向和非径向（p，f和g）脉动都被激发。不稳定模型的Teff > 30，000 K，log g > 5.7，这在一定程度上取决于金属丰度。我们强调，金属富集只需要发生在驱动区域的局部。在此基础上，结合公认的观点，当地的丰富和缺乏的金属是共同的地方，在信封的热B亚矮星，我们预测，这些恒星中的一些应该显示光度变化所造成的脉动不稳定性。
1996-06-11 astro-ph
Discovery of a rapidly pulsating subdwarf B star candidate in omega Cen
我们报道了在一个球状星团（欧米茄Cen）中发现的第一颗可变极水平分支星。所揭示的振荡具有114 s的周期和32 mmags的振幅。水平分支模型和观测到的光学颜色之间的比较表明，这颗恒星的有效温度为31，500 +-6，300 K，将其置于快速振荡的B亚矮星的不稳定带内。探测到的脉动的时间尺度和幅度也符合对这类变星的预期，从而加强了发现新的亚矮星B型变星的可能性。
2008-12-14 astro-ph
Fe-bump instability: the excitation of pulsations in subdwarf B and other low-mass stars
我们考虑了低质量B星的铁凸不透明度机制的径向和非径向振荡的激发。这些结果对于解释亚矮星B星、富氦亚矮星和极端氦星的脉动，包括EC 14026和PG 1716变星的脉动具有重要意义。我们证明，对于径向振荡，驱动机制变得有效，通过增加铁凸块不透明度和其他来源的不透明度之间的对比度。铁凸块不稳定边界的位置取决于在信封中的平均分子量，也对振荡的径向顺序。一个更蓝的不稳定边界提供了单独增加铁丰度，解释所观察到的EC 14026变量，并通过更高的径向阶振荡。我们发现，最冷的EC 14026变量可能会有所不同的基本径向模式，但最热的变量必须是更高的径向顺序。在考虑非径向振荡时，我们证明了在某些近正态组分（Z=0.02）的蓝水平支星中，可以激发出高径向阶和低球度（l<4）的g模。额外的铁增强将g模式不稳定区扩展到更高的有效温度，并且还产生p模式不稳定区。有足够的铁，p-模式和g-模式不稳定区重叠，允许一个小的区域，其中EC 14026和PG 1716型可变性可以同时激发。然而，与观测到的EC 14026和PG 1716之间的边界相比，它的位置大约低5000 K。
2006-06-26 astro-ph
A seismic approach to testing different formation channels of subdwarf B stars
在亚矮星B星的形成过程中有许多未知数。不同的形成通道被认为是可能的，并导致各种氦燃烧的次矮星。然而，到目前为止，所有的地震模型都假设亚矮星B是一个氦闪后的核心，周围环绕着一层薄薄的惰性氢层。我们研究了另一个形成通道，其中亚矮星B星起源于一个大质量（>~2 Msun）的红巨星，具有非简并的氦核。虽然这些次矮星可能演化通过与典型闪后次矮星相同的log g-Teff图区域，但它们的内部结构却相当不同。我们研究这种差异如何影响它们的脉动模式，以及是否可以观察到。利用详细的恒星演化计算，我们从这两个形成通道构建了亚矮星B模型。由于扩散，导致模式的激发，在驱动区域中的铁积累，近似由高斯函数。脉动模式和频率的计算与非绝热脉动代码。详细比较了来自不同通道的两个亚矮星B模型，但具有相同的log g和Teff，表明它们的模式激发是不同的。激发频率低于后闪光比后非简并亚矮星B星。这主要是由于恒星外壳的化学成分不同。两个模型网格之间的更一般的比较表明，大多数后非简并次矮星的激发频率不能很好地匹配后闪光次矮星的频率。在找到可接受的地震匹配的罕见情况下，附加信息，例如模式识别和log g和Teff确定，允许我们区分两个地层通道。
2008-08-22 astro-ph
PG 1613+426: a new sdB pulsator
我们报告的检测短周期振荡的热亚矮星B（sdB）PG 1613+426从时间序列测光进行了91厘米卡塞格伦望远镜的卡塔尼亚天体物理观测。这颗恒星比目前已知的sdB增亮星的平均亮度更高，B = 14.14等，有$T_{\rm eff}=34 400 {\rm K}$和$\log g = 5.97$，它的位置靠近sdB不稳定带的热端，它是一颗增亮星，在$144.18\pm 0.06 \rm s$处的功率谱中有一个很好的观测峰值。这颗恒星似乎非常适合高精度测量，可以检测到可能的多模脉动行为
2002-12-06 astro-ph
Nonlinear Investigation of the Pulsational Properties of RR Lyrae Variables
本文采用涵盖理论演化期望范围的恒星参数，对RR型Lyrics振荡器的周期和振幅进行了理论研究。广泛的网格的非线性，非本地和随时间变化的对流RR Lyrics包络模型已被计算调查的脉动行为在基本和第一泛音模式在选定的光度水平和有效的温度范围内，覆盖整个不稳定区域。对于三种不同的质量值M=0.75，0.65和0.58太阳质量，HR图中脉动不稳定性的蓝色和红色边界，以及基波和第一泛音振荡器的全振幅理论光变曲线图谱。理论周期与理论振幅相结合，以预测振幅-周期图中振荡器的位置。与观测数据的比较揭示了我们认为是一个明确的迹象表明，该地区的基本和第一泛音显示一个稳定的极限环，是由Oosterhoff I和Oosterhoff II集群的基本或第一泛音的增音器分别填充。也发现了一些明显的理论和观测之间的不匹配，他们提出和讨论。
1996-06-05 astro-ph
Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG1159 star HE 1429-1209
我们对最近在ESO SPY巡天中发现的PG 1159型恒星HE 1429-1209进行了时间序列测光。我们发现该恒星是一个周期为919 s的低振幅（约0.05等）非径向g模振荡器。HE 1429-1209是已知最热的后AGB恒星之一（Teff=160000 K），它与已知的增亮星RX J2117.1+3412一起，凭经验定义了高光度下HRD中GW Vir不稳定带的蓝色边缘。
2004-09-10 astro-ph
Spectroscopic Mode Identification in Slowly Pulsating Subdwarf-B Stars
模式识别对于任何意义上的星震学研究都是至关重要的。类似于光谱技术，诸如周期拟合和多色测光的方法不能提供非径向脉动的完整重建。我们提出了一种新的光谱模式识别方法，并测试它的时间序列的合成光谱适合脉动亚矮星B星。然后，我们将其应用于新发现的缓慢脉动的亚矮星-B星HD 4539。
2008-04-28 astro-ph
The Potential of Multi-Colour Photometry for Pulsating Subdwarf B Stars
我们调查的潜力多色测光的部分模式识别在长周期和短周期可变亚矮星B星。所提出的技术是基于这样的事实，即振荡的振幅和相位的频率依赖性具有模式的度指数l的签名，等等。未知的影响因素可以通过评估不同波段亮度变化引起的振幅比和相位差来消除，理论上可以从两个或多个带通的观测中推断出度指数。采用指定的模型大气代码，我们计算的亮度变化预计整个可见光盘在脉动周期中的温度，半径和表面重力扰动的新兴通量为代表EC 14026和PG 1716恒星模型。非绝热效应被认为是详细的，并发现是显着的非绝热脉动计算应用到我们的国家的最先进的亚矮星B星模型。
2005-07-26 astro-ph
CCD PHOTOMETRY OF RR LYRAE STARS IN M5 AS A TEST FOR THE PULSATIONAL SCENARIO
在本文中，我们提出了新的CCD调查的RR天琴座在Oo.I球状星团M5。本文报道了15个RR型天琴座的B-V曲线。再加上Storm、Carney和Beck（1991）提出的11条光曲线，我们可以处理26个经过充分研究的星系团双折射子的样本，这些双折射子的性质已经用星系团M3、M15、M68中的RR型天琴座的类似数据实现，以便与Bono和Stellingwerf（1994）最近提出的理论方案进行比较。在此基础上，我们讨论了恒星在周期振幅图中的分布，揭示了Sandage周期移动的实质性减小。我们认为，理论上的限制，有关的周期和振幅可以允许信息的质量和光度的直接从贝利的图表。静态温度已被推导出的所有恒星的样品，讨论所观察到的脉动性质的温度的依赖。
1995-05-24 astro-ph
Pulsation of EE Cam
EE Cam是一颗以前很少被研究的盾牌座δ变星，其振幅介于HADS（高振幅盾牌座δ变星）组和平均低振幅变星之间。由于恒星自转的大小决定了恒星选择的脉动模式及其振幅，因此恒星提供了一个很好的机会来研究天体物理学的联系。进行了几个月的广泛光度测量。提取了15个有意义的脉动频率。在4.934 cd $^{-1}$处的主模通过检查不同波长处的相移被识别为径向模。中等色散谱产生的$v\sin i$值为$40 \pm 3$ km s $^{-1}$。这表明EE Cam属于HADS和正常的Delta Scuti星之间的重要过渡区。
2007-09-21 astro-ph
Whole Earth Telescope observations of the pulsating subdwarf B star PG 0014+067
PG 0014+067具有丰富的脉动谱，是最有希望用于地震分析的脉动次矮星B星之一。然而，它丰富的脉动对理解这些恒星的脉动构成了根本性的挑战，因为模式密度太复杂，无法仅用没有旋转分裂的径向和非径向低阶（l < 3）p模式来解释。一种提出的解决方案，特别是对于PG 0014+067的情况，分配一些具有高度数（l=3）的模式。另一方面，sdB星的理论模型表明，它们可能保留快速旋转的核心，因此高模式密度可能是由于存在一些旋转分裂的三重态（l=1），五重态（l=2）模式以及径向（l=0）p模式。为了研究这些恒星的替代理论模型，我们需要更好的频率分辨率和更密集的经度覆盖。因此，我们在2004年10月用全球望远镜对这颗恒星进行了为期两周的观测。本文报道了全地球望远镜对脉动亚矮星B PG 0014+067的观测结果。我们发现PG 0014+067中的频率似乎不符合目前可用的任何理论模型;然而，我们发现了一个简单的经验关系，能够匹配该恒星中所有确定的频率。
2006-04-14 astro-ph
On the relationship between the Delta Scuti and Gamma Doradus pulsators
我们在已知的和候选的剑鱼座γ星中寻找盾牌座δ型的脉动。我们获得了270小时的观测数据，总共监测了26颗恒星。其中一个目标，HD 209295，被证明是两类脉动恒星的成员。我们将我们的目标中的六个分类为新的真正的Gamma Doradus恒星，九个更好的Gamma Doradus候选人，三个作为椭球变量。剩下的包括一颗盾牌座δ恒星和五颗无法解释的变星。我们修改了剑鱼座γ现象的蓝色边界，使其朝向较低的温度。这个新的蓝色边缘从ZAMS上的7550 K温度延伸到7400 K一个星等以上。我们观察到的五颗真正的Gamma Doradus星位于Delta Scuti不稳定带内，但没有一颗显示出可观测到的Delta Scuti脉动。因此，我们认为剑鱼座γ星是不太可能的盾牌座δ星相比，其他正常的恒星在同一地区的较低的不稳定带。此外，我们发现，有一个明确的分离之间的脉动常数Q的盾牌座δ和γ剑鱼座恒星。目前已知的剑鱼座Gamma星都有Q>0.23 d。
2002-02-07 astro-ph
A multisite photometric campaign on the Pre-Main-Sequence delta Scuti pulsator IP Per
我们提出的结果测光多站点活动的$δ$盾牌前主序星IP每。9台望远镜参与了观测，在38个夜晚总共进行了约190小时的观测。目前的数据证实了这颗恒星的多周期性质，并导致至少9个脉动频率的识别。与线性非绝热径向脉动模型的预测比较，使我们能够确定只有五个观察到的九个频率，并限制IP每在HR图中的位置。后者与Miroshnichenko等人（2001）获得的恒星参数的经验测定结果吻合得很好。使用Aarhus非径向脉动代码对观察到的频率进行的初步解释表明，三个频率可能与非径向（$l$ =2）模式相关。最后，我们提出了新的演化和脉动模型在较低的金属丰度（Z=0.008），以考虑的可能性，IP Per是金属缺乏，如Miroshnichenko等人（2001）。
2005-12-12 astro-ph
MOST photometry of the enigmatic PMS pulsator HD 142666
本文介绍了用MOST（Microvariability & Oscilations of Stars）卫星连续两年获得的脉动Herbig Ae星HD 142666的精确测光结果。在此之前，HD 142666只有一个已知的脉动周期。MOST测光表明HD 142666是多周期的。然而，脉动频率的独特识别是复杂的不规则变化所造成的恒星的拱星尘埃盘的存在。MOST在2006年和2007年获得的两条光变曲线为研究HD 142666的脉动和监测星周变化提供了前所未有的高质量数据。我们将12个频率归因于脉动。模型拟合的三个频率与最高振幅的谎言很好的不确定性框以外的恒星的位置在HR图的基础上公布的值。这些模型表明，要么（1）基于拱星盘半径和恒星光度之间的关系，对HD 142666的光度的公开估计过高，和/或（2）在我们的模型中可能需要额外的物理学，如质量吸积，以准确地拟合观测到的频率和HD 142666在HR图中的位置。
2008-12-10 astro-ph
Multicolour photometry of Balloon 090100001: linking the two classes of pulsating hot subdwarfs
我们目前的多色UBVR测光的高振幅EC14026型恒星，气球090100001的结果。数据跨度超过一个月，包括一百多个小时的观察。傅立叶分析这些数据使我们检测到至少30种模式的脉动，其中22个是独立的。检测到的13个模式的频率分组在三个狭窄的范围内，约2.8，3.8和4.7兆赫，其中径向基模，第一和第二泛音可能发生。令人惊讶的是，我们还检测到9个独立的模式在低频域，0.15和0.4兆赫之间。这些模式是在PG 1716 +426型恒星中发现的典型脉动，最近在冷B型次矮星中发现。在这些恒星中发现的模式归因于高阶g模式。由于在气球090100001中观察到了这两种脉动，它代表了两类脉动热次矮星之间的联系。目前，它可能是最合适的目标，以测试这些恒星的演化情景和内部组成模型，通过星震学。我们发现的三个模式形成了一个等距的频率三元组，这可以通过调用$\ell$ = 1模式的旋转分裂来解释。分裂量约为1.58 $μ$ Hz，导致旋转周期为7.1 $\pm$ 0.1天。
2005-04-03 astro-ph
Time-series Spectroscopy and Photometry of the Pulsating Subdwarf B Star PG 1219+534 (KY UMa)
本文介绍了脉动亚矮星B PG 1219+534（KY Uma）的时间序列光谱学和光度学观测和分析。亚矮星B是蓝色的水平分支恒星，它们已经脱落了大部分的氢包层。脉动的亚矮星B星允许我们对这一有趣的演化阶段进行探索。北欧光学望远镜和基特峰国家天文台获得了低分辨率光谱，2006年在MDM和贝克天文台获得了光度观测。我们提取径向速度和等效宽度的变化，从几个巴耳末和He I线在个人的光谱。脉动频率通过相位合并分离，以检测巴耳末和氦线中的线轮廓变化，随后将其与大气模型相匹配，以推断整个脉动周期中的有效温度和重力变化。从测光，我们恢复了先前观察到的四个频率，并检测到一个新的第五个频率。从光谱，我们直接测量径向速度和等效宽度的变化，为四个主要的频率和大气模型，我们成功地推断出温度和重力的变化，这四个频率。我们比较了这些量的振幅比和相位差，并搜索可以被识别为高阶模式的离群值。这是第一次对“正常”振幅脉动亚矮星B星进行这样的测量，表明光谱研究可以使大多数脉动亚矮星B星受益。
2008-10-19 astro-ph
On the excitation of PG1159-type pulsations
稳定性的偶极和四极非径向振荡模式的模型恒星，经历了晚氦壳闪光的方式白矮星冷却域。计算的不稳定域与观测到的行星状星云的热变星和GW Vir双星进行了比较。
2005-04-22 astro-ph
First Attempt at Spectroscopic Detection of Gravity Modes in a Long-Period Pulsating Subdwarf B Star -- PG 1627+017
在PG 1716变量（或长周期脉动亚矮星B）的第一次光谱活动中，我们成功地检测到由于g-模式脉动的速度变化在1.0-1.5公里/秒的水平。在亚利桑那州，南非和澳大利亚的2米级望远镜上获得了40个夜晚的观测结果。目标PG 1627 +017是同类恒星中最亮、振幅最大的恒星之一，也是后共包络双星的可见光部分。我们最终的径向速度数据集包括84小时的时间序列光谱，时间基线为53天。在扣除轨道运动后，我们得到的径向速度振幅谱显示了三个可能的脉动模式，分别位于7201.0s、7014.6s和7037.3s，比平均噪声水平高3-4 σ，其中只有一个特征在统计上可能是真实的，但这三个特征都非常接近于同期测光活动中发现的三个最强周期，或者是它们的一天假频。我们还试图检测巴耳末线振幅的脉动变化。7209 s的单次检测周期虽然很弱，但与理论预期的波长函数一致，而且它允许我们排除该模式的l= 3或l= 5的度指数。考虑到这些恒星中g模式脉动的极端微弱性，我们得出结论，除了简单地检测它们的存在之外，任何事情都需要更大的望远镜，更长时间基线的更高效率的光谱监测，改进的经度覆盖范围，以及增加的径向速度精度。
2006-01-27 astro-ph
Observations and asteroseismic analysis of the rapidly pulsating hot B subdwarf PG 0911+456
该项目的主要目的是通过星震学确定快速脉动亚矮星B PG 0911+456的结构参数。我们的工作是一个正在进行的计划的一部分，以限制热B亚矮星的内部特征，其长期目标是区分为这些物体提出的各种形成方案。第一次比较星震值与进化理论看起来很有希望，但很明显，更多的目标需要有意义的统计数据来推导。利用标准傅立叶分析技术，从快速时间序列测光中提取PG 0911+456的观测脉动周期。再加上对该恒星平均大气参数的光谱估计，它们被用作星震学“前向建模”方法的基础。后者的高潮是识别一个或多个“最佳”模型，可以准确地再现所观察到的周期谱。这自然导致识别在度l和径向阶k方面检测到的振荡，并推断目标的结构参数。从测光中可以提取出7个独立的脉动周期，范围在150-200 s之间，振幅在恒星平均亮度的0.05 - 0.8%之间。对参数空间的星震搜索确定了几个与PG 0911+456井的观测特性相匹配的模型，其中一个模型根据光谱和模式识别考虑被分离为“最佳”模型。所有观测到的脉动都被识别为度指数l= 0，1，2和4的低阶声学模式，并且与计算的周期相匹配，色散仅为~ 0.26%。
2007-10-26 astro-ph
The O-C diagram of the subdwarf B pulsating star HS2201+2610: detection of a giant planet?
本文给出了热亚矮星B脉动星HS 2201 +2610经过7年观测后的O-C图。从这些数据中推断出主脉动周期的长期增长，Pdot=（1.3+-0.1 × 10 **（-12））。此外，进一步的正弦曲线模式表明存在一个低质量的伴星（Msini=~3.5 Mjup），在距离约1.7天文单位的位置绕着这颗热恒星运行，周期接近1140天。
2007-03-29 astro-ph
ULTRACAM observations of two accreting white dwarf pulsators
在本文中，我们提出了高时间分辨率的观测GW天秤座和SDSS J161033.64-010223.3 -两个激变变量，这表明周期性变化归因于非径向脉动的白矮星。我们观察到这两个系统在其静止状态，并检测到强烈的脉动模式，以前的作者报告。GW Lib中进一步周期性的识别受到源的吸积驱动的闪烁的限制，但在SDSS 1610的情况下，我们确定了几个额外的低振幅周期性。在SDSS 1610的情况下，有证据表明两个主要信号具有不同的颜色依赖性，表明它们可能是不同的球谐模式。我们还观察了GW Lib在2007年矮新星爆发后的几个时期：第一次在这样的状态下观察到包含脉动白矮星的矮新星。我们没有观察到任何周期性，这表明白矮星的加热要么完全关闭了脉动，要么将它们的相对振幅降低到无法检测的程度。在爆发后11个月的进一步观测仍然没有显示出以前观察到的脉动模式，但确实显示出两个新的周期信号的出现。除了WD脉动，我们的观测GW Libin静止显示了一个更大的振幅调制的光度约2.1小时的周期。这在以前已经被观察到了，但它的起源并不清楚：它与轨道周期无关。我们发现这种调制在我们的观测过程中在相位和/或周期上发生变化。我们的数据支持的结论，这是一个吸积相关的现象，起源于吸积盘。
2008-10-30 astro-ph
The Blazhko Effect in RR Lyrae stars: Strong observational support for the oblique pulsator model in three stars
使用新的数据集的PALO项目，我们表明，三个'' Blazhko '' RR天琴座星表现出近乎纯振幅调制的一个单一的脉动模式。这是一个强有力的观测证据，证明“倾斜脉动模型”是这个90年前的问题的正确解决方案。
1998-08-19 astro-ph
RR Lyrae stars in Galactic globular clusters.III. Pulsational predictions for metal content Z=0.0001 to Z=0.006
本文讨论了金属含量Z=0.0001 ~ 0.006的RR型Lyrinator的非线性对流模型的结果，并导出了脉动（脉动的周期和振幅）与演化参数（Lyrinator的质量、绝对星等和颜色）之间的几种预测关系。这些关系，当与平均质量的RR天琴座恒星，所建议的水平分支的演化模型，提供了一个“脉动”的路线，以确定的距离模量，无论是表观和内在的，RR天琴座丰富的球状星团。基于一组初步的合成水平分支模拟，我们比较了所选球状星团（M2，M3，M5，M15，M55，M68，NGC 1851，NGC 3201，NGC 5466，NGC 6362，NGC 6934和IC 4499）的预测与观测变量的关系。我们表明，各种理论关系推断的距离模量是相互一致的误差内，只要混合长度参数的值略有增加，从蓝色到红色边缘的脉动区域。此外，我们表明，相对的“脉动”的距离模很好地符合以前的经验结果和视差的原型变量RR天琴座，推断的预测周期Wasenlavia关系，是在密切的协议与HST天体测量。
2004-05-21 astro-ph
Radial velocity variations of the pulsating subdwarf B star PG 1605+072
我们提出了一个高速光谱的脉动亚矮星B星PG 1605+072的分析。周期性的径向运动被检测到的频率与恒星光度变化的频率相似，振幅高达6公里/秒。对于我们的速度数据和先前测量的光度测定，给定频率峰值的相对强度之间的差异可能是随着时间的推移模式之间的功率转移的结果。检测到的频率的小差异也可以指示模式移位。我们报告的检测线形状的变化使用的时刻的交叉关联函数配置文件。也许可以利用这些时刻来识别恒星的脉动模式。
2001-11-12 astro-ph
Pulsational line profile variation of the roAp star HR 3831
我们报告的第一次全面调查的线轮廓变化所造成的非径向脉动的磁振荡化学奇特的明星。著名的roAp星HR 3831的光谱变化是使用非常高分辨率的高信噪比光谱时间序列观测检测到的，并遵循整个旋转周期的恒星。我们确认了HR 3831光谱中不同谱线的脉动行为的显著多样性，并将这种现象归因于HR 3831大气层的极端垂直化学不均匀性和运行的脉动波之间的相互作用，该脉动波以越来越大的幅度向上层光球层传播。通过测量Nd Ⅲ 6145 A谱线的等效宽度和前三阶矩的变化，表征了谱线轮廓的快速变化。我们表明，旋转调制的径向速度振荡不能完全解释的斜轴对称偶极子（ell = 1，m = 0）模式，隐含的经典斜向偶极子模型的roAp星。脉动变化的较高的时刻揭示了大量的贡献的高阶（ell = 3）的球谐出现由于全球磁场的脉动在HR 3831的失真。我们解释观测的脉动变化和旋转调制的线轮廓时刻在roAp星的一种新的数值模型。通过比较径向速度和线宽变化的幅值和相位，建立了HR 3831斜向散射模型的参数。此外，明确检测脉动变化的光线和铁峰元素，使第一个3-D映射的脉动在非径向振荡的明星。
2005-09-15 astro-ph
Identifying modes in a pulsating sdB (EC14026) star
我们提出了一个初步的分析时间序列测光的脉动亚矮星B星PG 1336 -018收购的一部分，两个全球望远镜运行。PG 1336 -018是一种多模式振荡器，至少有15个周期，以175秒为中心。它也是一颗周期为2.4小时的HW~Vir-type食双星。虽然已经发现了20多颗脉动亚矮星B，但只有少数能分辨出时间光谱，更少的能识别出脉动模式。我们分析了独特的食双星系统的PG 1336 -018作为识别脉动模式的一种手段。
2001-11-14 astro-ph
HST/STIS observations of sdBV stars: testing diffusion and pulsation theory
本文给出了5颗热亚矮星B（sdB）中阶梯紫外光谱丰度分析的初步结果。这些恒星已被确认为水平分支极端的核心氦燃烧物体。约5%的sdB显示短周期声学模式振荡。模型预测，这些振荡是由于铁族元素的电离引起的不透明度凸起。必须通过重力沉降和辐射悬浮之间的扩散平衡来维持必要的金属丰度。然而，高分辨率的光谱分析表明，我们不能区分脉动和非脉动的sdBs的基础上的表面铁丰度。因此，我们获得了HST/STIS观测的3个闪烁体和2个非闪烁体在近紫外和远紫外测量的表面丰度的元素，是无法从地面上观察到的。我们研究的总体目标是通过寻找这些表面丰度之间的显着差异来测试扩散和脉动计算。
2003-09-02 astro-ph
