Towards simulating the photometry, chemistry, mass loss and pulsational properties of AGB star populations in resolved galaxies
扩展和更新网格的TP-AGB轨道已实施的TRILEGAL人口合成代码，它产生模拟恒星目录的星系给定的质量，距离，恒星形成历史和年龄-金属丰度的关系，包括银河系前景人口。在模拟的恒星参数中，我们现在包括表面化学，质量损失率，脉动模式和LPV周期。这使我们能够在AGB模型预测和观测之间执行一系列一致性检查，我们刚刚开始探索。我们提出了几个例子的模型-数据比较，主要是关于近红外和变化数据的AGB恒星在麦哲伦星云。
2007-01-18 astro-ph
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation
本文利用Castor，Abbott，& Klein（1975）的方法，通过引入大气脉动和激波的动量输入项，给出了计算造父变星质量损失率的解析推导。利用这种推导，造父变星的质量损失率被确定为恒星参数的函数。当应用于一组已知的造父变星时，计算出的质量损失率范围从10^{-10}到10^{-7} M_{Sun} /年，比单独由辐射驱动的风要大。红外过量的基础上预测的质量损失率进行比较，从光学干涉测量和红外天文台的观测，并预测斯皮策观测。质量损失率与观测结果一致，在各自的不确定性范围内。造父变星的周期变化率进行了讨论，并表明有关的质量损失，虽然依赖是非常弱的。大的质量损失率和造父变星之间也存在着相关性，造父变星的绝对周期变化率最慢，这是由于造父变星通过不稳定带演化而来的。增强的质量损失有助于阐明造父变星中红外过量和质量差异的问题。
2008-03-28 astro-ph
New evolutionary models for massive ZZ Ceti stars: I. First results for their pulsational properties
我们提出了新的和改进的演化计算碳氧白矮星（WD）适合大质量的ZZ鲸鱼座恒星的研究。我们遵循完整的演化大规模WD祖从零年龄的主序列通过热脉冲和质量损失阶段的WD制度。abbands的变化占核演化和时间依赖性的混合由于扩散过冲，对流和盐指之间的充分耦合的手段。此外，时间依赖的元素扩散的多组分气体已被认为是在WD阶段。我们发现，在达到ZZ Ceti阶段之前，元素扩散已经强烈地平滑了化学剖面，使得由此产生的内部丰度分布不依赖于在热脉冲阶段期间发生的过冲事件。留在ZZ Ceti结构域的氢包层的质量为$M_H \approx 2.3 \times 10^{-6}$ \msun。这大约是忽略元素扩散时的一半。我们的新模型的脉动性质的大规模ZZ鲸鱼座恒星的影响进行了讨论。在这方面，我们发现，在中央氦燃烧过程中发生的核心过冲留下了强烈的印记，大质量的鲸鱼座ZZ星的理论周期谱。最后，我们提出了一个简单的新处方计算的He/H的配置文件，超越了微量元素近似。
2003-04-01 astro-ph
On the stability of very massive primordial stars
分析了无金属的超大质量恒星（$Z$ = 0; $M = 120 - 500 \msol$）的稳定性，并与富金属恒星进行了比较。这样的零金属恒星对于主序星上的核动力径向脉动是不稳定的，但是这些不稳定性的增长时间尺度比富含金属的恒星要长得多。由于它们在脱离ZAMS后很快稳定下来，脉动可能没有足够的时间来驱动Z = 0恒星的明显质量损失。对于将脉动能量转化为质量损失的效率的合理假设，我们发现，即使对于所考虑的较大质量，恒星也可能在不损失大部分质量的情况下死亡。我们发现在$Z\sim 2\E{-4} - 2\E{-3}$的脉冲不稳定性的$ε$ -和$κ$ -机制之间的过渡。对于大多数富含金属的恒星，$κ$ -机制产生的$e$ -折叠时间要短得多，表明存在很强的不稳定性。因此，我们强调了在早期宇宙中诞生的超大质量恒星和今天可能诞生的恒星之间的稳定性和演化后期阶段的根本差异。
2000-12-01 astro-ph
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation. II. The Effect of Metallicity
已经观察到，在麦哲伦云中的造父变星在相同的光度下比银河系中的造父变星质量要低。Neilson & Lester（2008）的造父变星脉动驱动质量损失模型被应用于造父变星的理论模型，其金属丰度与银河系和大小麦哲伦云一致。利用周期光度关系的金属丰度修正对质量损失模型进行了分析，比较了低金属丰度造父变星和太阳金属丰度造父变星的质量损失率。据确定，质量损失可能是更大的低金属造父变星，违反直觉的辐射驱动估计。此外，理论造父变星模型的质量损失率被发现是$5\times 10^{-9}$的银河造父变星，$5\times 10^{-8}$的大麦云造父变星，和$2\times 10^{-7}M_\odot /yr$的小麦哲伦云造父变星。有人认为，对于周期小于20天的造父变星，质量损失随着金属丰度的降低而增加，并且质量损失在更长的时间内会降低。假设尘埃在造父变星的风中在一定距离处形成，计算模型的红外过量，发现由于质量损失，红外亮度大约大了一个数量级。红外星等进行了比较，最近公布的周期亮度关系作为我们的预测测试。
2008-09-16 astro-ph
Dust, pulsation, chromospheres and their role in driving mass loss from red giants in Galactic globular clusters
内容：老球状星团中红巨星的质量损失影响了水平分支（HB）的形态和HB后的恒星演化，包括紫外亮恒星的产生、核合成产物的疏浚和星团内介质的补充。对球状星团质量损失的研究也使人们能够研究从冷的低质量恒星到非常低的金属丰度的质量损失对金属丰度的依赖性。目的：本文分析了银河系球状星团47 Tuc（NGC 104）、NGC 362、omega Cen（NGC 5139）、NGC 6388、M54（NGC 6715）和M15（NGC 7078）中47颗红巨星的VLT/UVES新谱。光谱覆盖波长范围6100- 9900 A，分辨率R = 110，000。这些恒星中的一些已知的表现出中红外线过量发射指示拱星尘埃。我们的目标是检测质量损失的签名，确定负责这种外流的机制，并测量质量损失率。方法：我们测定每颗恒星的有效温度、光度、半径和逃逸速度。我们分析了H-α和近红外钙三线外流，脉动和色球活动的证据，并提出了一个简单的模型，估计质量损失率从H-α线剖面。我们将我们的结果与其他各种独立的方法进行比较。结果如下：我们认为，色球层坚持在银河系球状星团巨人和控制的质量损失率晚K/早M光谱类型，脉动变得足够强大，以驱动冲击波在亮度以上的RGB提示。这种转变可能是金属性依赖的。我们发现，每年的质量损失率约为10^-7到10^-5太阳质量，这在很大程度上与金属丰度无关。
2007-10-08 astro-ph
Mass loss on the Asymptotic Giant Branch
渐近巨星分支上的质量损失提供了行星状星云的起源。本文综述了AGB演化的几个相关方面：脉动特性，质量损失形式主义和时间变量的质量损失，AGB上的不对称性，二元性，ISM相互作用的证据，在低金属丰度的质量损失。越来越多的证据表明，AGB上的质量损失已经是不对称的，但具有球对称的速度场。环的起源可能是脉动的不稳定性，导致数百年时间尺度上的质量损失变化。
2006-05-03 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae
超新星SN 2006 gy的亮度超过了超新星的10倍，这对传统的观点提出了挑战，即恒星核心的坍缩是大质量恒星形成超新星的唯一机制。在这里，我们报告说，现代宇宙中最明亮的超新星是由大质量恒星喷出的物质壳层之间的碰撞产生的，这些恒星经历了由电子-正电子对产生的内部不稳定性。这种“对不稳定性”导致爆炸性的燃烧，不足以使恒星脱离束缚，但却使包层的太阳质量减少了许多。在第一次爆炸后，剩余的核心收缩并寻找稳定的燃烧状态。当下一次爆炸发生时，几个太阳质量的物质再次被喷射出来，与先前的喷射物相撞。这次碰撞可以辐射出1 E50尔格的光，大约是普通超新星的十倍。我们的模型与SN 2006 gy观测到的光变曲线吻合得很好，并且还表明一些大质量恒星可以产生不止一次类似超新星的爆发。
2007-10-17 astro-ph
Pulsational Analysis of the Cores of Massive Stars and its Relevance to Pulsar Kicks
中子星的出生踢的机制仍然是一个具有挑战性的问题。事实上，已经提出了许多机制，其中一种流体动力学机制可能需要超新星祖先恒星核心中的大的初始不对称性。Goldreich，Lai，& Sahrling（1997）提出，对流燃烧层在铁（Fe）核中捕获并由$ε$机制激发的不稳定g模可能提供必要的不对称性。我们进行模态分析的最后几分钟前崩溃的核心结构，并获得本征频率和本征函数，包括非绝热效应的增长核燃烧和衰变的中微子和声学损失。在一般情况下，我们发现两种类型的g-模式：内核g-模式，这是稳定的中微子损失和外芯g-模式被困在附近的燃烧壳，可以是不稳定的。无一例外，我们发现至少有一个不稳定的g-模式为每个祖细胞在整个质量范围内，我们认为，11 M $_{\sun}$至40 M $_{\sun}$。更重要的是，我们发现增长和衰变的时间尺度是一个数量级或更长的时间，直到核心崩溃的开始。我们的结论是，$ε$ -机制可能没有足够的时间来显着放大核心g模式之前崩溃。
2004-06-23 astro-ph
New DA white dwarf evolutionary models and their pulsational properties
在这封信中，我们调查的ZZ鲸鱼座恒星的脉动性质的基础上，新的白矮星的演化模型计算在一个自洽的方式与时间相关的元素扩散和核燃烧的预测。此外，还充分考虑了白矮星形成前的演化阶段。重点放在这样的模型的陷阱属性。通过绝热，非径向脉动计算，我们发现，作为随时间变化的扩散的结果，一个弱得多的模式捕获效果，特别是对于高周期制度的脉动g-频谱。这一结果至少对具有大量富氢包层的模型是有效的。因此，模式捕获并不是一个有效的机制来解释这样一个事实，即在鲸鱼座ZZ星中没有观察到分层白矮星的标准模型所预期的所有高周期。
2001-10-24 astro-ph
Pulsation and evolutionary masses of classical Cepheids. I. Milky Way variables
我们调查了选定的银河系经典造父变星的样本与可用的距离和红化的估计的脉动模型提供的理论方案的框架内，计算与金属丰度Z=0.02，氦含量在Y=0.25至0.31的范围内，和各种选择的恒星质量和光度。在将基本模型的辐射热光变曲线转换为BVRIJK星等后，我们导出了脉动周期与恒星质量、平均（强度平均）绝对星等和脉动子颜色之间的解析关系。这些关系式与造父变星观测的绝对星等一起用来确定每个单独变量的“脉动”质量M_p。与典型（无对流核超射，无质量损失）模型给出的中心燃烧He的恒星结构的“演化”质量M_（e，can）的比较表明，M_p/M_（e，can）比值与造父变星周期相关，范围从logP=0.5时的0.8到logP=1.5时的1。我们讨论了不同的输入物理和/或假设对进化计算的影响，以及所采用的造父变星金属含量，距离和红化的不确定性。最后，我们发现，脉动的结果可以解释在造父变星阶段期间或之前的质量损失，其数额增加造父变星的原始质量减少。在13 M_（sun）附近消失，在4 M_（sun）附近增加到约20%。
2005-05-15 astro-ph
Mass-luminosity relation and pulsational properties of Wolf-Rayet stars
本文讨论了初始质量从70 M_ \odot到130 M_ \odot的星族I星在质量损失率\dot M的各种假设下的演化。W-R星的质光关系对氦燃烧阶段\dot M_{3α}的质量损失率最为敏感。连同所有进化序列获得的质量-光度关系，几个更精确的关系被确定为常数比f_{3α} = \dot M/ \dot M_{3α}与0.5 \le f_{3α} \le 3。以W-R星演化模型为初始条件，对恒星径向非线性振荡进行了流体动力学计算。在初始质量较小或质量损失率较低的W-R星中，由于表面碳和氧的丰度较高，振荡幅度较大。在演化的W-R星中，振荡幅度随恒星质量M的减小而减小，对于M < 10M_ \odot the sufficiently small nonlinear effects allow us to calculate the integral of the mechanical work W done over the pulsation cycle in each mass zone of the hydrodynamical model. The only positive maximum on the radial dependence of W is in the layers with temperature of T \sim 2e5K where oscilla…
2008-05-20 astro-ph
Detection of X-ray pulsations from the Be/X-ray transient A 0535+26 during a disc loss phase of the primary
使用RossiXTE实验，我们检测到微弱的X射线发射从经常性的Be/X射线瞬态A 0535+26的时间时，光学对应物V725头显示H-α的吸收，表明没有一个拱星盘。X射线辐射在中子星的103.5秒脉冲周期处受到强烈调制，证实它来自A 0535+26。该源比以前的静止检测弱两个数量级，应该在离心抑制制度。我们证明了X射线亮度不是由于吸积到中子星的磁层上。因此，这种探测代表了吸积脉冲星的一种新状态。我们推测，X射线的发射可能是由于某些物质泄漏通过磁层屏障或热辐射从中子星表面由于地壳加热。观测到的光度可能与最近对静止期X射线瞬变热辐射的预测一致。X射线源在抑制制度的检测意味着在其无盘阶段从Be同伴流出的密度降低。
2000-02-13 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
Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093
早在40多年前就有人预测，最冷的白矮星的核心最终会结晶。这种效应是白矮星冷却模型中最大的不确定性来源之一，该模型现在通常用于估计银河系盘和晕中恒星星族的年龄。我们正试图通过对脉动白矮星的观测来校准模型，从而将这种不确定性的来源降到最低。在一个典型的质量白矮星模型中，结晶直到表面温度达到6000-8000 K才开始。在质量更大的白矮星模型中，这种效应开始于更高的表面温度，在鲸鱼座ZZ（DAV）恒星中观察到脉动。我们利用观测到的BPM 37093的脉动周期，目前已知的最大质量的DAV白矮星，探测内部，并确定经验的结晶核心的大小。我们对模型的初步探索强烈表明存在一个包含约90%恒星质量的固体核心，这与我们的理论预期一致。
2004-03-09 astro-ph
Long period variables in 47 Tuc: direct evidence for lost mass
我们已经在47 Tuc中确定了22个新的变星红巨星，并确定了另外8个先前已知的变星的周期。所有比V-I_c=1.8更红的红巨星在我们的探测阈值的极限下都是可变的，这对应于Δ V ~ 0.1 mag.这个颜色极限对应于亮度log L/L_sun=3.15，它大大低于RGB的尖端log L/L_sun=3.35。在巨分支上没有质量损失的线性非绝热模型不能再现低振幅振荡器的PL定律。已经经历了质量损失的模型再现所观察到的PL关系，他们表明，质量损失的顺序为0.3 M太阳发生沿RGB和AGB。线性脉动周期与观测到的大振幅Mira变星的周期不一致，Mira变星以基本模式脉动。这个问题的解决方案似乎是这些低质量恒星的非线性脉动周期比线性脉动周期短得多，这是由于脉动引起的恒星结构重排。观测和理论都表明，恒星的RGB和AGB的第一部分以低阶泛音模式脉动，然后在高光度时切换到基模。
2005-07-21 astro-ph
Intermittent millisecond X-ray pulsations from the neutron-star X-ray transient SAX J1748.9-2021 in the globular cluster NGC 6440
本文报道了位于球状星团NGC 6440中的中子星X射线双星SAXJ1748.9 - 2021的间歇性X射线脉动，频率为442.36 Hz。在2001年和2005年的爆发中都看到了脉动，但只是间歇性的，在数百秒的时间尺度上出现和消失。我们发现I型X射线爆发的发生与脉动的出现之间存在着一种暗示性的关系，但这种关系并不严格。这种行为与间歇吸积毫秒X射线脉冲星HETE J1900.1 - 2455的行为非常相似。脉动不稳定的原因尚不清楚。然而，现在很明显，脉动和非脉动之间的严格划分并不存在。通过研究脉动频率的多普勒频移，我们确定了一个周期为8.7小时，投影半长轴为0.39光秒的轨道。伴星可能是一颗主序星或稍微演化的恒星，质量为$\sim$ 1 $M_\odot$。因此，SAXJ1748.9--2021比除Aql X-1外的所有其他吸积毫秒X射线双星都有更长的周期，可能有更大质量的伴星。
2008-01-07 astro-ph
Pulsational Instabilities in Accreting White Dwarfs
激变变星（CV）群体拥有各种各样的施主星和吸积白矮星（WD）。预计WD质量的范围，从低质量的氦核WD，到以前以足够高的速率吸积的大质量WD，以使氢稳定燃烧。此外，根据施主恒星的演化程度，预计吸积物质中的氦富集范围很广。我们调查的有效温度范围（$T_{\rm eff}$）的g模式是不稳定的，这种多样性的影响。临界$T_{\rm eff}$（低于该临界值时，模式不稳定）（“蓝边”）取决于表面重力$g$和He丰度$Y$。氢/第一氦电离不稳定带对$g$比$Y$更敏感。我们发现，（对于太阳成分包层），相对于基准WD质量$0.6 M_\odot$，$0.4 M_\odot$ He核WD的蓝边向下移动了$\approx 1000 {\rm K}$，而大质量$\approx 1.2 M_\odot$ WD的蓝边向上移动了$\approx 2000 {\rm K}$。第二个氦电离不稳定带对$g$和$Y$都有很强的依赖性。令人惊讶的是，相对于太阳能，仅将$Y$增加10%就会在$15,000 {\rm K}$附近产生一个不稳定带。因此，在$Y\ga 0.4$演化的施主星周期间隔以下的CV可能在孤立的DA和DB变星之外有一个“中间”不稳定带。这种“中间”不稳定带也发生在低质量的He WD与太阳能成分信封。在纯氢ZZ Ceti不稳定带中，具有$T_{\rm eff}$的CV中缺乏脉动也很容易解释。
2006-04-13 astro-ph
What Makes an Accretion-Powered Millisecond Pulsar?
本文研究了吸积毫秒中子星的脉冲幅度与中子星质量的关系。由于脉动幅度随着中子星质量的增大而被抑制，因此在长时间吸积的系统中，探测到脉动的概率会降低。然而，在瞬态系统中，质量吸积是零星的，中子星可能具有较低的质量，可检测到的脉动的概率较高。我们提出这种机制作为迄今为止发现的少量毫秒X射线星的解释，以及它们作为快速星的出现，主要是在瞬态，低Mdot系统中。这一机制也可以定量地解释大多数LMXB中缺乏α-淀粉酶的原因。
2008-09-02 astro-ph
Improving the mass determination of Galactic Cepheids
我们已经选择了一个样本的银河造父变星的半径，距离和光度参数的准确估计是可用的。基于新的周期-质量-半径（PMR）关系的脉动质量与基于光学和近红外色幅（CM）图的演化质量之间的比较表明，脉动质量平均比演化质量小10%。当前的脉动质量显示，在固定的半径，一个强烈减少的分散相比，发表在literato.The精度增加的脉动质量是由于这样一个事实，即我们预测的PMR关系的基础上的非线性，对流造父变星模型呈现较小的标准偏差比PMR关系的基础上线性模型。同时，我们的造父变星样本的经验半径通常精确到5%的水平。我们的演化质量测定是基于恒星模型，忽略了质量损失的影响，在他燃烧阶段。因此，脉动和演化质量之间的差异可能是内在的，并不一定意味着演化和/或非线性脉动模型的问题。边缘的证据之间的差异，从短到长周期造父变星的演化和脉动质量的趋势也进行了简要的讨论。我们的调查的主要发现是，长期存在的造父变星质量的差异，现在似乎解决了10%的水平，无论是典型的或轻度对流核心超冲进化模型。
2001-08-16 astro-ph
Models of circumstellar molecular radio line emission: Mass loss rates for a sample of bright carbon stars
使用详细的辐射转移分析，结合气体的能量平衡方程，我们已经进行了广泛的建模拱星CO无线电线发射从一个大样本的光学明亮的碳星。我们确定了一些基本参数，表征拱星包络（CSE），例如，恒星质量损失率、气体膨胀速度和气体的动力学温度结构。导出的质量损失率跨越了近四个数量级，从每年5E-9到2 E-5太阳质量，平均质量损失率为每年3E-7太阳质量。我们估计，在所采用的绕星模型中，估计的质量损失率通常准确到50%。CSE中普遍存在的物理条件在如此大的质量损失率范围内变化很大。除此之外，似乎粉尘与气体的质量比和/或粉尘性质随着质量损失率而变化。我们发现，质量损失率和气体膨胀速度有很好的相关性，而且它们都明显依赖于脉动周期和（较大的散射）恒星的光度。此外，质量损失率与恒星有效温度的相关性很弱，在这个意义上，较冷的恒星往往具有较高的质量损失率，但似乎与恒星的C/O比没有相关性。我们的结论是，质量损失率增加，增加定期脉动和/或光度，和膨胀速度增加的质量损失率（低质量损失率）和光度增加的效果。
2001-01-26 astro-ph
Early-type variables in the Magellanic Clouds. I. Beta Cephei stars in the LMC bar
通过对大麦云云棒的OGLE-II时间序列测光进行全面分析，并辅之以来自AMIO数据库的类似数据，我们发现了三颗造父β型恒星。这是第一颗已知的河外仙王座β型恒星。三颗星中有两颗是多周期的。其中两颗恒星的质量约为10 Mo，而第三颗恒星的亮度约为2 mag，质量至少是其两倍。所有三个变量都位于或非常接近大规模和年轻的LMC协会（LH 41，59和81）。因此，这些变量很可能具有高于平均值的金属丰度。这将使我们的发现与H-R图中仙王座β不稳定带的形状和位置的理论预测相一致。在大麦哲伦星系中发现的仙王座β星数量较少，这是另一个观测证实，这些变量中驱动脉动的机制强烈依赖于金属丰度。后续的光谱测定的金属丰度发现的变量将提供一个很好的测试理论的脉动稳定性的大质量主序星。
2002-03-26 astro-ph
X-ray Pulsations from the Central Source in Puppis A
有几个超新星遗迹在其中心附近含有未解析的X射线源，可能是无线电宁静的中子星。为了证明这些天体确实是中子星，为了理解它们的X射线辐射的起源，为了解释它们为什么是射电宁静的，人们应该知道它们的周期和周期导数。我们用ROSAT PSPC和HRI观测到船尾座A超新星遗迹中心附近的射电宁静中子星候选者RX J 0822 -4300，寻找X射线通量的脉动。对单独的PSPC和HRI数据集的标准时序分析不允许明确地检测周期性。然而，通过对相隔4.56年的两次观测结果进行全面分析，我们发现了一个具有统计学意义的周期$P\simeq 75.3$ ms及其衍生物$\dot{P}\simeq 1.49\times 10^{-13}$ s s $^{-1}$。中子星的相应特征参数，年龄$τ=P/(2\dot{P})=8.0$ kyr，磁场$B=3.4\times 10^{12}$ G，旋转能量损失$\dot{E}=1.4\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$，是年轻射电星的典型特征。由于X射线辐射具有类热谱，其脉动可能是由于强磁化地壳中热传导的各向异性引起的中子星表面温度分布的不均匀性。
1998-11-19 astro-ph
Pulsating AGB stars in the LMC
本文对大麦云云中AGB星的演化、质量损失和脉动作了简要的回顾和解释。
2001-10-08 astro-ph
Nonlinear Pulsations in Differentially Rotating Neutron Stars: Mass-Shedding-Induced Damping and Splitting of the Fundamental Mode
我们采用广义相对论流体动力学二维演化程序研究了均匀旋转和差动旋转中子星的小振幅非线性脉动。利用傅立叶变换在几个点内的恒星，本征频率和二维本征函数的脉动提取。离心力和微分旋转度对模态本征函数有显著影响。我们发现，附近的质量脱落的限制，由于在恒星表面形成的冲击的脉动阻尼。这种新的阻尼机制可能会为不稳定的引力波发射模式设置一个小的饱和振幅。校正考林近似的假设（在我们的数值代码中使用）后，我们构建的经验关系，预测的引力波频率的范围从准周期后反弹振荡的核心崩溃的大质量恒星。我们还发现，基本准径向模式分裂，至少在考林近似，主要是在差分旋转的恒星，成两个不同的序列。
2004-05-04 astro-ph gr-qc
Complex dynamics in a simple model of pulsations for Super-Asymptotic Giant Branch Stars
当中等质量的恒星到达演化的最后阶段时，它们会表现出明显的振荡。这种现象发生在这些恒星到达所谓的渐近巨星分支（AGB）时，这是赫兹-罗素图中的一个区域，位于大约相同的有效温度区域，但比常规巨星的光度更大。这些振荡的周期取决于恒星的质量。越来越多的证据表明，这些振荡与质量损失高度相关，随着质量损失的增加，脉动变得更加混乱。在本文中，我们研究了一个简单的振荡器，它可以解释这类恒星的观测性质。这种振荡器首先由Icke等人提出并研究[Astron.Astrophys. 258，341（1992）]，我们将他们的研究扩展到更大质量和更明亮的恒星区域-超级AGB星区域。该振子由线性哈密顿系统的周期非线性扰动组成。动力系统理论的形式主义已被用来探索相关的庞加莱映射的典型的这些恒星的参数范围。我们已经研究和表征的动力学行为的振荡器的参数的模型是不同的，使我们探索一系列的本地和全球的分叉。其中，三倍分歧是显着的，这使我们能够表明，庞加莱映射是一个nontwist面积保持地图。此外，还出现了曲折曲线、等级岛陷阱和粘性轨道。我们讨论了粘性现象在Super-AGB星演化和稳定性中的意义。
2002-07-08 astro-ph nlin.CD
