Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: Interpretation and applications of the oscillation spectrum
Nu Eri的振荡光谱是任何已知的Beta Cephei类型的变量中最丰富的。我们解释频谱的正常模式激发和构造地震模型的明星。频率数据与平均颜色数据相结合，确定了对流核心超调程度的上限。我们利用两个偶极（l=1）模（g_1和p_1）的转动分裂数据来推断内转动速率的性质。采用一个合理的假设，几乎均匀旋转的信封和增加旋转速率的μ梯度区，我们发现，在这个区域的平均旋转速率是约三倍快于信封。在我们的标准模型中，只有振荡谱中间部分的模是不稳定的。为了解释在nu = 0.43 c/d处可能的高阶g模以及在nu > 6 c/d处的p模的激发，我们必须在驱动区中调用过量的Fe。
2004-02-15 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: photometric observations and pulsational frequency analysis
我们对造父β星波江座Nu进行了多点测光活动。在148个晴朗的夜晚，用11台望远镜获得了600多小时的差分光电紫外线光度测量。我们的测量的频率分析表明，Nu Eri的可变性可以分解为23个正弦分量，其中8个对应于5 - 8 c/d之间的独立脉动频率。其中一些被安排在多重，这表明旋转的m-模式分裂的非径向脉动模式的原因。如果是这样，恒星的自转周期必须在30 - 60 d之间。在Nu Eri的光变曲线中，有一个信号的频率非常低，为0.432 c/d。它可以是高阶组合频率，或者更可能是独立脉动模式。在后一种情况下，Nu Eri既是一颗造父β星，又是一颗缓慢脉动的B（SPB）星。在过去的40年里，Nu Eri各个脉动模式的光度振幅似乎增加了约20%。恒星的主要组合频率的振幅也是如此。在后者中，我们只能确定和频，而不是差频，这表明，无论是最简单形式的光变曲线畸变还是共振模耦合都不是它们的单一原因。我们的比较星之一，波江座μ，原来是一个可变的主导时间尺度为1.62 d。我们相信，它要么是一个SPB星刚刚离开它的不稳定带，要么它的变化是旋转的起源。
2005-01-13 astro-ph
Pulsating White Dwarf Stars and Precision Asteroseismology
银河系的历史就写在白矮星上。它们的表面性质暗示了在极端条件下由物质组成的内部。自发现以来的四十年里，脉动的白矮星已经从侧面展示好奇心，成为揭开宇宙深层奥秘的重要工具。创新的观测技术和理论建模工具为精确的星震学注入了活力。我们只是在学习使用这个强大的工具，用观测到的频率和它们的时间变化率来面对理论模型。有了这个工具，我们校准白矮星宇宙年代学;我们探索状态方程;我们测量恒星质量，旋转速率和核反应速率;我们探索内部结晶的物理学;我们研究Ia型超新星祖先的结构，我们测试暗物质模型。白矮星的脉动是银河系历史的心跳，也是探索未知和奇异物理学的窗口。
2008-06-16 astro-ph
The ^12C(alpha,gamma)^16O Nuclear Reaction Rate from Asteroseismology of the DBV White Dwarf CBS 114
根据SAAO 0.75米望远镜65小时的时间分辨CCD测光，我们在氦-大气变星（DBV）白矮星CBS 114中识别出7种独立的脉动模式。我们将这些脉动解释为具有相同球度l=1的非径向g模式，如37.1+/-0.7秒的平均周期间隔所示。我们使用基于遗传算法的拟合方法找到全局最优的模型参数，包括恒星质量（M * = 0.73 Msun）、有效温度（T_eff = 21，000 K）、大气氦层质量（log[M_He/M *] = -6.66）和中心氧质量分数（X_O = 0.61）。后一个值意味着^12 C（α，γ）^16 O反应的速率接近S_300 = 180 keV b，与实验室测量结果一致。
2002-08-12 astro-ph
Abundance analysis of prime B-type targets for asteroseismology I. Nitrogen excess in slowly-rotating beta Cephei stars
我们提出了一个详细的NLTE丰度研究的结果，九个β仙王座恒星，所有这些都是理论建模的主要目标：伽玛Peg，δ Cet，nu Eri，β CMa，xi 1 CMa，V836 Cen，V2052 Oph，β Cep和DD（12）Lac。考虑以下化学元素：He、C、N、O、Mg、Al、Si、S和Fe。我们的丰度分析是基于大量的时间分辨，高分辨率的光谱，在大多数情况下，涵盖了整个振荡周期的恒星。在四颗恒星中，氮被发现增加了0.6 dex，其中三颗在地震或线剖面变化研究中对赤道旋转速度ΩR有严格的限制：β Cep（ΩR~26 km/s），V2052 Oph（ΩR~56 km/s），δ Cet（ΩR < 28 km/s）和xi 1 CMa（ΩR sin i < 10 km/s）。在这种基本上未进化的缓慢旋转物体的表面存在核心加工材料，这是目前包括旋转在内的进化模型所无法预测的。我们提请注意的事实是，在这个子样本中的三颗恒星有一个检测到的磁场，并简要讨论了最近的理论工作，指出发生在仙王座β星的扩散效应可能能够改变氮表面丰度。另一方面，在误差范围内，所有其他化学元素的丰度与在太阳附近发现的OB矮星的值没有区别。尽管在某些物体中观察到温和的氮过剩，因此，我们没有发现证据表明，在所研究的仙王座β星的光球金属含量显着较高的非脉动B型恒星的类似特性相比。
2006-07-12 astro-ph
Asteroseismology of exoplanets hosts stars : tests of internal metallicity
与没有探测到行星的恒星相比，系外行星的宿主恒星呈现出明显的金属丰度过剩，平均过剩量为0.2 dex。这种过剩可能是原始的，在这种情况下，恒星应该是过度金属化的，直到它们的中心，或者它可能是由于在行星形成的早期阶段的吸积，在这种情况下，恒星只会在它们的外层过度金属化。在本文中，我们显示的差异，在内部结构的恒星，根据所选择的方案。也就是说，具有相同可观测参数（光度，有效温度，外部化学成分）的两颗恒星，根据它们过去的历史，它们的内部是完全不同的，我们通过计算它们的演化轨迹来重建它们的历史。可能发生的情况是，具有初始过金属丰度的恒星具有对流核心，而遭受吸积的恒星则没有。我们声称，对这些系外行星宿主恒星的星震研究可以提供有关其内部结构和金属丰度的线索，这可能有助于理解行星的形成。
2004-08-31 astro-ph
Structural Parameters of the Hot Pulsating B Subdwarf PG 1219+534 from Asteroseismology
我们对PG 1219+534进行了详细的星震分析。我们的分析导致的（k，l）指数的9个周期中观察到的恒星PG 1219+534的识别，并确定其结构参数。周期都对应于具有相邻k值且l=0、1、2和3的低阶声学模式。他们定义了一个带的不稳定模式，在密切的协议与非绝热脉动理论。此外，9个观测周期与最佳模型相应的9个理论模式的周期之间的平均离散度仅为~ 0.6%，这一结果可与Alfredard等人（2001年）对快速sdB衰减器PG 0014+067进行的类似分析结果相媲美。根据我们结合的光谱和星震分析，推测PG 1219+534的全球结构参数为Teff = 33，600 +/- 370 K，log g = 5.8071 +/- 0.0057，log Menv/M* = -4.254 +/- 0.147，M* = 0.457 +/- 0.012 Msun，R/Rsun = 0.1397 +/- 0.0028，L/Lsun = 22.01 +/- 1.85。结合详细的大气模型计算，我们估计，此外，这颗恒星的绝对视星等MV = 4.62 +/- 0.06，位于距离d = 531 +/- 23 pc（使用V = 13.24 +/- 0.20）。最后，如果我们将精细结构（频率多重态）的缺失解释为该恒星自转速度缓慢的指示，我们进一步发现PG 1219+534的自转周期大于3.4天，并且具有最大旋转增…
2005-03-18 astro-ph
Measuring ^{12}C(&alpha,&gamma)^{16}O from White Dwarf Asteroseismology
在红巨星核心的氦燃烧过程中，3&alpha和^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的相对速率在很大程度上决定了最终生成的白矮星中碳氧的比例。由于从高能实验室测量中推断，在恒星能量下的3 α反应的不确定性相对较小，但对于^{12}C（α，γ）^{16}O反应来说，情况并非如此。对脉动白矮星的星震学数据分析的最新进展，现在可以精确测量中心碳氧比，提供一种更直接的方法来测量恒星能量下的^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应速率。我们评估了这种方法的系统不确定性，并量化了来自观测和在优化过程中保持固定的模型设置的测得的中心氧丰度的微小变化。利用对白矮星内部化学剖面的新计算，我们发现^{12}C（&alpha，&gamma）^{16}O反应的速率明显高于大多数已发表的值。当我们修改对白矮星内部描述的一些细节时，这种方法的准确性可能会提高，这些细节是通过以前的模型拟合方法无法访问的。
2002-03-20 astro-ph
Asteroseismology with the WIRE satellite. I. Combining Ground- and Space-based Photometry of the Delta Scuti Star Epsilon Cephei
我们分析了来自WIRE卫星上的星跟踪器的天蝎座δ星的地面多色Stromgren测光和单滤光片测光。地面数据集由164天收集的16个夜晚的数据组成，而卫星数据在14天内几乎连续覆盖恒星。卫星数据的频谱窗口和噪声水平优于地面数据，该数据集用于定位频率。然而，我们可以使用地面数据来提高频率的准确性，因为时间基线要长得多。我们在WIRE数据集中检测到26个振荡频率，但在地面数据中只能清楚地看到其中的一些。我们已经使用了多色地面测光，以确定Stromgren的b-y颜色和y过滤器的振幅和相位差，试图确定的径向程度的振荡频率。我们的结论是，振幅和相位的精度是不足以约束的理论模型的仙王座。我们没有发现旋转分裂的证据，也没有发现在WIRE数据集中检测到的频率之间存在很大的分离。为了能够识别的方法，我们已经申请了三角盾星的振荡频率，这是至关重要的，以获得更完整的覆盖范围，从多个网站的活动，具有较长的时间基线和多个过滤器。这在为未来的卫星任务（如COROT和KEPLER）规划测光和分光地面支持时非常重要。
2006-10-18 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani -- IV. The 2003-4 multisite photometric campaign and the combined 2002-4 data
第二次多地点测光活动专门为努埃里报告。对于Nu Eri，新数据的分析增加了四个独立的频率到之前从2002-3数据中得出的九个频率，三个在7.20到7.93 c/d的范围内，一个低的，等于0.614 c/d。结合新的和旧的数据，得到两个独立的频率，分别为6.7322和6.2236 c/d。总的来说，振荡谱是由12个高频和两个低频。后者的u振幅大约是v和y振幅的两倍，这是高径向阶g模式的特征。因此，根据第一次活动的数据提出的建议，即Nu Eri既是一颗仙王座β星，也是一颗SPB星，得到了证实。12个高频中的9个形成三个三联体，其中两个是新的。三重态代表旋转分裂的l=1模式，尽管在最小振幅的情况下，这可能会受到质疑。平均分离和不对称的三胞胎的准确性足以与模型进行有意义的比较。第一颗比较星Mu Eri是一颗SPB变星，它的振荡谱由六个频率组成，其中三个频率的周期是等距离的。这颗恒星也被发现是一颗食变星。这次日食是一次凌日，很可能是全食，二次日食比一次日食暗几个量级，而且系统距离很远。第二颗比较星，夕二日，被证实是一颗盾牌座δ变星。在第一次活动数据中已经看到的频率10.8742 c/d上，增加了另一个频率，等于17.2524 c/d。
2005-04-11 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star 12 (DD) Lacertae: photometric observations, pulsational frequency analysis and mode identification
我们报告了一个多站点测光活动的仙王座β星12蝎虎座。在190个夜晚，用9台望远镜获得了750小时的高质量差分光电Stromgren、Johnson和Geneva时间序列测光。我们的频率分析结果在光变曲线中检测到23个正弦信号。其中11个对应于独立的脉动模式，其余的是组合频率。我们发现一些缓慢的非周期性变化，如似乎存在于几个仙王座β星。我们根据颜色测光进行模式识别，明确地推导出五个最强模式的球形度l，并为较弱模式提供对l的约束。我们发现0 <= 1 <= 4的模式的混合。特别是，我们证明了先前怀疑的旋转分裂三重态内的模式12紫胶组成的模式不同的l;他们的等频率分裂，因此必须是偶然的。我们在光变曲线中检测到的周期信号之一被认为是通过2：1共振的非线性模式耦合激发到可见振幅的线性稳定模式。我们还发现了一个低频信号的光的变化，其物理性质是不清楚的，它可能是一个父或子模式共振耦合。其余的组合频率与简单的光变曲线畸变一致。12 Lac的激发脉动频率的范围可能足够大，以致于它不能被标准模型再现。我们怀疑这颗恒星在脉动驱动区有更大的金属丰度，这一假设也能够解释大麦哲伦星系中存在的造父β星。
2005-10-11 astro-ph
Asteroseismology and Interferometry
天文地震学为我们提供了一个独特的机会，以提高我们对恒星结构和演化的理解。最近的发展，包括第一次系统的研究类太阳辐射，提高了这一领域的研究在天体物理学的影响，并导致了显着增加的规模研究界。在本论文中，我们首先回顾了经典和类太阳恒星的基本观测和理论性质，并介绍了这些恒星的一些最新和杰出的研究结果。我们集中我们的审查，干涉研究，预计将提供一个显着的输入这些类的reflectators。我们讨论了目前的限制，asteroseismic的研究，包括模式识别和脉动星的全球参数的准确测定的困难，并在简要回顾了这些方面的干涉测量是最相关的，在这种情况下，预计如何干涉观测可能有助于克服这些限制。此外，我们目前的脉动恒星涉及两个asteroseisic和干涉仪的限制，并展望未来，总结正在进行的努力，有关未来的仪器和卫星任务的发展，预计将在这一领域的研究产生影响的最新试点研究结果。
2008-04-16 astro-ph
Seismic tests of accretion in central stars of planetary systems
太阳系外行星系统的中心恒星富含金属。行星吸积或初始超金属丰度可以解释这一观测事实。这些假设可以用星震学来检验。我们校准了两个恒星模型，一个吸积和一个具有高初始金属丰度，以获得相同的外部参数为他们两个。然后，我们比较它们的内部结构和振荡频率。
2003-09-30 astro-ph
High precision determination of the atmospheric parameters and abundances of the COROT main targets
COROT飞行任务的主要目标之一是对选定的亮星进行精确的光度观测，以便能够通过星震学对其内部进行建模。然而，为了解释星震学数据，必须以足够的精度知道恒星的有效温度、表面重力和化学成分。为了执行这项任务，我们开发了一种称为APASS（合成光谱的大气参数和丰度）的光谱方法，该方法可以精确分析具有中等到高旋转速度的恒星，这是大多数主要COROT目标的情况。我们的方法是基于合成光谱和工程差异相对于太阳。利用高信噪比光谱和APASS方法，我们确定了13个主要COROT目标的大气参数和化学丰度。我们的结果与Bruntt用他的VWA软件和TEMPLOGG软件得到的结果一致。然而，在这两种情况下，我们的误差线明显小于其他方法的误差线。我们的有效温度也与红外光度法得到的结果非常一致。对于五颗自转速度相对较低的恒星，我们也用经典的等效宽度方法进行了分析，以检验与APASS结果的一致性。我们发现，等效宽度测量高斯或Voigt轮廓拟合是敏感的旋转加宽，导致系统误差时，投影旋转速度是不可忽略的。APASS方法在所有情况下似乎都更优越，因此应首选。
2005-11-03 astro-ph
Rotational Broadening and Doppler Tomography of the Quiescent X-Ray Nova Centaurus X-4
我们目前的X射线新星半人马座X-4在其静止相的高，中分辨率光谱。我们对吸收特征的分析支持伴星的K3-K5 V光谱分类，它贡献了大约75%的总流量。利用高分辨率光谱，我们测得该双星的转动展宽为Vrot *sin（i）= 43 +/- 6 km/s，并确定了双星质量比q=0.17 +/- 0.06。结合我们对K_2和q的计算结果和已发表的双星倾角极限，我们将致密天体和伴星的质量限制在0.49 < M_1 < 2.49 Msun和0.04 < M_2 < 0.58 Msun的范围内。哈阿尔法线的多普勒图像显示来自第二颗恒星的辐射，但没有热点存在。我们讨论了这种排放的可能来源。
2002-03-22 astro-ph
Fundamental vibrational mode in a highly inhomogeneous star
将中心具有奇异密度的粘性液体自引力质量模型的高度非均匀星的基振动模的本征频率问题与均匀密度液体星模型的Kelvin基振动模的本征频率问题并列考虑。特别注意的是，在奇异和均匀的恒星模型的频率和寿命的f-模式的谱方程之间的差异。在前白矮星恒星和恒星茧-中心有致密恒星形成核心的球形气体尘埃云-的理论星震学背景下讨论了新获得的结果。
2009-02-10 astro-ph
Challenges for asteroseismic analysis of Sun-like stars
类太阳恒星的星震学正在迅速发展，例如，CoRoT飞行任务提供的新数据和地面活动的继续。美国宇航局的开普勒任务也有令人兴奋的前景，它将允许对数百个类似太阳的目标进行星震研究，在某些情况下持续长达几年的时间。地震模式参数是对恒星及其内部结构进行推断所需的输入数据。在本文中，我们将讨论的容易程度，它将有可能提取估计的个别模式参数，依赖于质量，年龄和视觉亮度的明星。我们的研究结果是普遍适用的，但是，我们期待在即将到来的开普勒观测的背景下模式的可探测性。为了使我们的讨论更有说服力，我们对各种地震参数进行了预测。要做到这一点，我们使用简单的经验标度关系和详细的脉动计算的随机激励和阻尼特性的太阳一样的p模式。这里讨论的个别p模式的参数提取相关的问题是模式的可探测性，恒星活动周期的可探测性和影响，以及测量旋转分裂组件的属性的能力，这取决于恒星的旋转特性的相对重要性和阻尼的随机激励p模式。
2008-05-22 astro-ph
