Steps towards a solution of the FS Aurigae puzzle. I. Multicolour high-speed photometry with ULTRACAM
我们提出了分析的高速光度观测FS Aur采取的4.2米威廉赫歇尔望远镜和高速相机ULTRACAM在2003年底。这些观察旨在确定是否存在周期在50-100秒范围内的光度变化的任何证据。发现这样的变化将有助于解释FS Aur中存在的205.5分钟的非常相干的光度周期，超过光谱周期2.4倍。这样的光度和光谱周期的差异对于一个低质量的双星系统来说是不寻常的，它被明确地确定为激变变星。利用小波分析等多种方法，我们发现除了205.5分钟的周期性外，FS Aur的主要变化特征是常见的闪烁和准周期振荡。然而，我们检测到周期为~101和/或~105秒的变化，在轨道周期的每一半都有很短的时间。这些振荡可能与白矮星的自旋周期有关，不排除我们在FS Aur中观察到快速旋转的白矮星的可能性。
2005-07-16 astro-ph
The first high-resolution X-ray spectrum of a Herbig Star: The case of AB Aurigae
我们提出了第一个高分辨率的X射线光谱的原型赫比格星（AB御夫座），测量和解释各种光谱特征，并比较我们的结果与模型预测。我们使用XMM-牛顿的X射线光谱数据。光谱解释使用热，光学薄发射模型与可变元素丰度和光电吸收组件。我们解释线通量比在He类三重态的O VII作为电子密度和紫外辐射场的函数。我们使用附近的同时代的经典金牛座T星SU Aur作为比较。御夫座AB揭示了一个软X射线光谱，大多数等离子体集中在1-6 MK。类氦三重态没有显示出密度增加的特征，也没有明显的丰度异常迹象。光变曲线显示出调制的变化，周期约为42小时。附近未被发现的低质量伴星不太可能是X射线的来源。靠近恒星的吸积激波应该受到光球的照射，导致类氦三重态O VII通量的改变，我们没有测量。此外，没有发现高密度的迹象，虽然质量吸积率目前是未知的。由于辐射压力较弱，因此不太可能从风震中发射。一个可能的解释是类似太阳的磁日冕。磁约束风提供了一个非常有前途的选择。X射线的周期确实接近以前在风的光学线中测量的周期。
2006-10-16 astro-ph
Photometric Study of KR Aurigae during the High State in 2001
我们在2000-2001年观测到了VY Scl型激变变星御夫座KR，它是从衰落事件中最后一次上升。时间分辨观测表明，光变曲线主要是持续的短期变化，时间尺度为几分钟到几十分钟。在某些夜晚，观察到准周期变化，周期为10- 15分钟。未检测到相关变异。变化的功率谱密度具有幂律分量（f^（-1.63））。KR Aur的短期变化的时间特性提供了额外的支持，即CV中的闪烁可能更好地理解为自组织临界状态的结果，如黑洞候选者。光变曲线缺乏“超级驼峰”型的信号，这是比较常见的VY Scl型系统，这是建议引起的潮汐不稳定性的吸积盘引起的质量转移率的变化。目前的观测结果表明，在VY Scl型恒星中，在质量比q=0.43（MV Lyr）和q=0.60（KR Aur）之间存在一个超级峰激发的边界。
2002-09-18 astro-ph
Period Changes in Galactic Classical Cepheids. Slow Evolution of Long-period Cepheids
我们比较了来自我们的银河系的63个经典造父变星的O-C图与模型计算的周期变化。我们发现，对于对数P > 1.0的造父变星，观测到的变化小于预测值，除了变量SZ Cas。然而，一些第一次泛音造父变星，特别是EU Tau和Polaris，改变其周期的速度比理论上要快得多。根据银河系和麦哲伦云的造父变星周期变化的已知数据（以前的论文），我们可以得出结论，999颗造父变星中没有一颗是第一次穿越不稳定带。此外，观测到的长周期造父变星的周期变化比模型预测的要慢几倍。这些结果意味着，更大的份额的氦燃烧造父变星阶段比它是由模型预测。
2003-04-02 astro-ph
Multi-Site observations of SU Aurigae
我们目前的结果，从1996年MUSICOS（多站点连续光谱）活动的金牛座T星御夫座SU。我们发现在He I（587.6 nm）线中存在2.7 d的周期性，而在Balmer线和Na D中存在稍长但不太明显的周期性。我们的观察结果支持的建议，风和降雨签名是在SU Aur的相位。我们提出的多普勒图像SU Aur已获得最小二乘解卷积的配置文件。相隔一周拍摄的图像只显示出有限的重叠，特别是在低纬度地区。这部分是由于信噪比的限制，部分是由于由短寿命和/或非表面特征引起的线轮廓变形。高纬度地区的一致性更好，这表明至少存在一些寿命更长的特征。对斯托克斯V分布的分析在其中一个相位期间产生边缘磁场检测。
2004-01-07 astro-ph
Period Changes of the SMC Cepheids from the Harvard, OGLE and ASAS Data
比较哈佛大学数据档案中小麦哲伦星云中造父变星的旧观测结果，以及最近的OGLE和ASAS观测结果，可以估计它们的周期变化。所有匹配的557颗造父变星仍然以相同的模式脉动。哈佛造父变星之一HV 11289，已经被初步匹配到一颗现在看来是常数的恒星。logP> 0.8的造父变星表现出显著的周期变化，既有正的，也有负的。我们发现，对于许多恒星来说，这些变化明显小于最近模型计算的预测。不幸的是，没有周期超过80天的造父变星模型，而观测到的造父变星周期长达210天。
2002-07-14 astro-ph
A slope variation in the PL relation for short period SMC Cepheids
给出了290颗造父变星到大麦哲伦星云和590颗造父变星到小麦哲伦星云的周期光度关系。这两组数据是利用EROS 2微透镜测量的两台宽视场CCD照相机获得的。对于周期小于2天的SMC基模造父变星，我们观察到周期-光度关系的显著斜率变化。许多可能的实验偏差已被调查，但没有一个可以解释这种影响。我们还观察到不同的SMC造父变星的空间分布与不同的年龄，即周期。不同的可能解释的斜率变化进行了讨论。
1999-04-16 astro-ph
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables V: The Small Magellanic Cloud Cepheid models
周期颜色（PC）和振幅颜色（AC）的关系，在最大，平均和最小的光是从一个大的网格的造父变星的全振幅流体动力学模型的组成适合的SMC（小麦哲伦云）。我们比较这些理论关系与那些从观察。理论关系式与观测关系式基本一致，但对短周期（log [P] < 1）造父变星的理论关系式与观测关系式存在一定的差异。我们概述了一个物理机制，可以，在原则上，是一个因素来解释所观察到的PC/AC关系的长周期和短周期造父变星在银河系，LMC和SMC。我们的解释依赖于氢电离锋-光球相互作用以及这种相互作用随脉动周期、脉动相位和金属丰度变化的方式。由于PC关系与周期-光度（PL）关系相联系，我们假设这样的机制也可以解释这三个星系中PL关系的观测特性。
2007-06-18 astro-ph
Mode Identification of the Slowly Pulsating F0V Star V398 Aurigae (9 Aur)
在Krisciunas等（1995）给出的两个主周期是正确的前提下，假设御夫座V398（= 9 Aur）的F0 V星是非径向引力模振荡，我们对它进行了研究.我们发现，这两个周期是$\ell=3, |m|=1$类球模及其因恒星旋转而产生的环向修正的表现。据我们所知，这是第一次在一个真正的恒星中检测到环形校正项。这两种模式可能是旋转分裂的结果。我们的分析第一次提供了一个物理解释的某些特征所观察到的行为的恒星。$f_1 = 0.795$ \，d $^{-1}$的脉动径向部分的振幅比$f_2 = 0.346$ \，d $^{-1}$的振幅大4倍。由于光度变化主要由温度变化决定，而温度变化又由脉动的径向部分决定，因此光度变化由频率为$f_1$的模式主导。另一方面，$f_2$是所有三个光谱矩变化（包括径向速度）中更明显的一个，反映了$f_2$的横向位移，而不是$f_1$的横向位移，主导速度行为。
1995-09-15 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. III. Period-Luminosity-Color and Period-Luminosity Relations of Classical Cepheids
本文给出了LMC中1280颗造父变星和SMC中2140颗造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。在OGLE-II微透镜实验期间收集了高质量的BVI观测（I波段120-360个历元，BV波段15-40个历元）。LMC的I带图显示出非常小的散射，σ=0.074等，表明造父变星可能是一个非常好的标准烛光。我们比较了LMC和SMC的基模造父变星关系，我们没有发现这些星系的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系的斜率有显着差异。对于第一泛音造父变星，周期-光度关系的斜率可能有微小的变化。利用造父变星关系确定了SMC与LMC的距离模量之差，并与其它标准烛光：天琴RR型和红团簇星的距离模量之差进行了比较。结果表明，这些星系的基模造父变星关系的零点值是相似的。我们利用观测到的LMC关系和短LMC距离模μ_LMC =18.22 \pm 0.05 mag，标定了经典基模造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。根据最近对食系统HV 2274、天琴座RR和红团簇星的测定结果，与NGC 4258星系中造父变星的观测结果一致，并得到了它们的精确几何距离。最后，我们确定了一个约束的绝对星等的造父变星的平均V-波段的星等与天琴座RR星在麦哲伦星云的比较。
1999-09-02 astro-ph
Period-colour and amplitude-colour relations in classical Cepheid variables II: the Galactic Cepheid model
在本文中，我们构建了基模银河造父变星的全振幅非线性流体动力学模型，并分析了由此产生的理论周期颜色和振幅颜色的关系，在最大，平均和最小的光。这些理论上的关系与观察到的关系的一般形式很好地吻合。在某种程度上，这种一致性与所使用的质光关系、脉动代码、数值技术、输入物理的细节以及将理论量（如测热光度和温度）转换为观测量（如V波段星等或$(V-I)$颜色）的方法无关。我们表明，周期的周期颜色和振幅颜色特性的基本模式银河造父变星的周期，使$\log (P)>0.8$可以解释由一个简单的应用程序的Stefan-Boltzmann定律和相互作用的光球与氢电离前。我们讨论的影响，我们的研究结果解释银河造父变星的周期颜色的行为，并在平均光周期光度关系。
2004-07-06 astro-ph
New Period-Luminosity and Period-Color Relations of Classical Cepheids: II. Cepheids in LMC
利用Udalski等人在OGLE巡天中测得的593颗造父变星的测光资料，加上其他来源的92颗长周期造父变星，分析了它们的P-C和P-L关系，以及在绝对星等不变的情况下，不稳定带的振幅、光变曲线形状和周期的变化。对于小于和大于10天的周期，P-C和P-L关系都有不同的斜率。在周期-振幅关系以及Simon和Lee提出的R_21和Phi_21的复合傅立叶组合中也可以看到10天时的突变。LMC造父变星在B、V、I色带上比银河系造父变星更蓝，部分原因是由于夫琅和费线的差异，部分原因是由于不稳定带的温度边界的实际差异。LMC带的温度在80 K和350 K之间，这取决于周期。因此，LMC和银河系中B、V、I的P-L关系的斜率和（必然）零点必须不同，事实上它们是不同的。LMC造父变星在log P=0.4（2天）时最亮0.5等，在log P=1.5（32天）时最暗0.2等。这些事实使造父变星作为精确距离指标的使用变得复杂，直到找到P-L和P-C关系的非普遍性的原因。非常大的数据库允许在2 < P < 40天和-2 > M_V >-5的范围内以恒定的周期和恒定的绝对星等绘制造父变星在不稳定带内不同位置的各种性质。(...)
2004-07-06 astro-ph
Using Ultra Long Period Cepheids to Extend the Cosmic Distance Ladder to 100 Mpc and Beyond
我们研究了17颗长周期（80-180天）、非常明亮（M_I= -7.93和M_V= -7.03）的造父变星的性质，看看它们是否可以作为有用的距离指示器。我们发现这些超长周期造父变星的周期-光度关系较浅，因此实际上它们比经典造父变星更像“标准烛光”。在无红化的韦森格林指数中，ULP PL关系的斜率比SMC造父变星的标准PL关系的斜率小约10倍。我们的样品对W_I PL关系的散射为0.22等，接近经典造父变星和Ia型超新星的散射。我们预计，随着ULP造父变星的样本越来越大，越来越均匀，这种分散度会降低。我们还测量了一个ULP造父变星（SMC HV 829）的非零周期导数，并使用结果来探测大质量恒星的演化模型和质量损失。ULP造父变星相对于经典造父变星的主要优势是它们更明亮，因此显示出巨大的潜力，可以作为恒星距离指标，指示100 Mpc及以上的星系。
2009-01-16 astro-ph
Beat Cepheid Period Ratios from OPAL Opacities
在天文台的观测中，在大麦云星云中发现了大量的拍造父变星，这为比较造父变星在一系列金属丰度上的特征提供了机会。我们制作了一个大网格的线性非绝热脉动模型，使用OPAL不透明度表和组成对应的银河系，大麦哲伦云和小麦哲伦云。利用周期比和主脉动周期之间的关系，我们能够定义一系列对应于观测到的拍造父变星的模型，从而约束LMC拍造父变星的物理特性。我们还能够对尚未发现的SMC beat造父变星的性质做出一些预测。
1997-06-26 astro-ph
Calibrating the Cepheid Period-Luminosity relation with the VLTI
VLTI是用Baade-Wesselink方法测量附近造父变星距离的理想仪器，可以精确地重新校准造父变星的周期-亮度关系。然而，这种测量所要求的高精度，只有考虑到临边暗化的影响，以及它对造父变星脉动的依赖性，才能达到。在这里，我们提出了我们的新方法来计算相位和波长相关的临边暗化配置文件，基于流体动力学模拟的经典造父变星大气。
2002-04-09 astro-ph
The possible effects of an unusual resonance in very long period Cepheids
麦哲伦云中24颗长周期（30 < P < 134天）造父变星的视向速度和光变曲线的形状随周期而变化。径向速度和光变曲线的序列仅基于一小部分恒星样本;然而，在周期为90 - 134 d的造父变星中可以看到明显的形状变化。径向速度曲线的傅立叶参数周期图显示的趋势，提醒部分造父变星的周期接近10 d。合理的解释是共振，可能是P_0/P_1=2之间的基本和第一泛音模式。强调了这一现象对研究较远星系中恒星结构和演化的可能重要性。
1998-03-26 astro-ph
The effect of metallicity on the Cepheid Period-Luminosity relation from a Baade-Wesselink analysis of Cepheids in the Galaxy and in the Small Magellanic Cloud
我们将Fouque & Gieren（1997）校准的Baade-Wesselink方法的近红外Barnes-Evans实现应用于小麦哲伦云中5颗周期在13 - 17天之间的贫金属造父变星以及34颗银河系造父变星的样本，以确定金属丰度对周期-光度（P-L）关系的影响。对于十个银河造父变星，我们提出了新的准确和良好的采样径向速度曲线。Baade-Wesselink分析提供了两个样本中造父变星的精确距离和光度，使我们能够以纯粹的差分方式直接约束造父变星P-L关系的金属丰度效应。对于银河系造父变星，我们提供了一套新的P-L关系，它的零点与天体测量和干涉测量的结果非常一致。这些关系可以直接用于确定距离太阳的造父变星在遥远的星系中的金属丰度样本的距离，绕过任何金属丰度的影响的零点和斜率的P-L关系的修正。我们在我们的数据中发现了这两种金属丰度效应的证据。比较我们的两个造父变星样本的平均周期约为15天，我们发现一个微弱的金属丰度对光度的影响类似于HST的关键项目在河外距离尺度上采用。
2004-01-12 astro-ph
Period-Luminosity Relations Derived from the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids
本文利用OGLE-Ⅲ观测资料，导出了大麦云（LMC）基模造父变星的周期光度（P-L）关系。我们已经应用了一个灭绝图来纠正这些造父变星的灭绝。除了VIW波段的P-L关系，我们还包括JHK和四个斯皮策IRAC波段的P-L关系，分别通过将OGLE-III造父变星与2 MASS和SAGE数据集相匹配得到。我们还测试了非线性的造父变星的P-L关系的基础上，修正的数据。我们的结果（再次）表明，LMC的P-L关系是非线性的VIJH带和线性KW和四个IRAC带，分别。
2008-11-12 astro-ph
Semi-Empirical Cepheid Period-Luminosity Relations in Sloan Magnitudes
本文结合观测到的大麦云造父变星（LMC）的BVI平均星等和理论测热改正，导出了Sloan ugriz星等中造父变星的周期光度（P-L）关系。我们还构造了经验gr带P-L关系，使用公开可用的约翰逊-斯隆光度变换，与我们的半经验P-L关系进行比较。这两组P-L关系是一致的。
2007-06-11 astro-ph
Time-resolved spectroscopy and photometry of the dwarf nova FS Aurigae in quiescence
我们目前的非同时时间分辨光度和光谱观测的小研究矮新星FS Aur在静止的结果。FS Aur的光谱显示出强而宽的氢和HeI的发射线，以及较弱的HeII 4686和CIII/NIII混合物，类似于其他静止的矮新星。所有的发射线都是单峰的，但它们的形式随轨道相位而变化。未检测到来自新型次级的吸收线。根据氢线H $_β$和H $_γ$的径向速度测量，我们确定了最可几轨道周期P=0.059+-0.002。这一周期与Thorstensen等人（1996年）估计的0.0595+-0.0001非常吻合。另一方面，测光调制的周期比分光周期长，可以估计为3小时。需要在一个晚上更长的时间覆盖来解决这个问题。使用从氢和氦线的测量中获得的径向速度的半振幅以及一些经验和理论关系，我们限制了系统的基本参数：质量比q ≥ 0.22，第一质量M_1=0.34 - 0.46M_sun，第二质量M_2 ≤ 0.1M_sun，以及倾斜角i=51^{ \circ } - 65^{ \circ }。多普勒层析成像显示FS Aur的吸积盘中至少有两个明亮的区域。第一个较亮的光斑位于相位约为0.6的位置。第二个光斑位于第一个光斑的对面，占据了一个很大的面积，相位约为0.85 - 1.15。
2001-10-26 astro-ph
Theoretical Models for Classical Cepheids: II. Period-Luminosity, Period-Color and Period-Luminosity-Color Relations
我们提出并讨论有关经典造父变星性质的理论脉动预言。计算已被执行的三种不同的化学成分作为代表的造父变星在麦哲伦云和银河系。由此产生的PL关系是显着依赖于金属丰度，与金属丰度效应的幅度在较长的波长下降。与文献中出现的几个经验建议不同，我们发现在固定的周期内，富金属的闪烁体应该比贫金属的闪烁体更微弱。紧周期亮度颜色关系的视觉和近红外光度带。我们提出了一个初步的使用我们的关系，以评估的麦哲伦云的距离模量。
1998-09-10 astro-ph
New Period-Luminosity and Period-Color Relations of Classical Cepheids: I. Cepheids in the Galaxy
利用Berdnikov等人2000年提出的具有良好B、V、I测光的321颗银河基模造父变星和Fernie等人1995年提出的具有均匀色余E（B-V）的321颗银河基模造父变星，确定了它们在0.4<log P<1.6范围内的P-C关系。第一步利用25颗疏散星团造父变星的距离（Feast 1999）和28颗造父变星的BBW距离（Gieren et al.1998）确定吸收系数R_B=4.17，R_V=3.17，R_I=1.89。这两个集合定义了两个独立的P-L关系，它们在斜率上非常一致。因此，它们结合成一个单一的平均银河P-L关系。银河系造父变星的（B-V）比LMC和SMC中的更红，正如Udalski等人1999年用良好的标准B，V，I光度测量的1000多颗云造父变星所示。在银河系和星云中造父变星的（B-V），（V-I）双色图也不同，这是由于金属丰度差异对造父变星光谱能量分布的影响，以及在M_V=-4.0 mag时，LMC和SMC不稳定带中部的有效温度相对于银河系的偏移约为Δ log Te ~ 0.02。LMC和SMC的温度更高。银河系和星云之间P-C关系的差异表明，在任何给定的颜色下，星系与星系之间都不可能存在普适的P-L关系。在银河系，LMC和SMC的P-L关系的斜率推断的非唯一性是由观测证实。云造父变星在B、V、I中遵循的P-L关系的整体斜率比银河系的要小。大麦哲伦星云和小麦哲伦…
2003-03-17 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. VI. The Second-overtone Mode of Cepheid Pulsation From First/Second Overtone (FO/SO) Beat Cepheids
本文分析了45颗LMC FO/SO拍变星的测光结果，确定了SO型造父变星的光变曲线特征。我们预测单周期的SO造父变星将有近似正弦的光变曲线;我们只能在P <= 1.4天的时间内将SO造父变星与基本（F）和（FO）造父变星区分开来; SO分布将与LMC FO造父变星周期-光度关系的短周期边缘重叠（当两者都被绘制为光度周期的函数时）。我们还报告发现了一个造父变星SO候选天体，编号为：SIO *05：03：39.6 $-$ 70：04：32，光度周期为0.775961 +/- 0.000019天，仪器振幅为0.047 +/- 0.009等。
1998-08-24 astro-ph
Non-Linear Cepheid Period-Luminosity Relation and the Interaction of Stellar Photosphere with Hydrogen Ionization Front
造父变星的周期-光度（P-L）关系在~2 ~~100天的宽周期范围内被认为是线性关系（以log[P]为单位）。然而，最近一些有争议的工作表明，从大麦云（LMC）造父变星导出的P-L关系表现出非线性的特征，其中断周期约为10天。在这里，我们回顾了从光学到近红外波段的线性/非线性P-L关系的证据。我们从恒星光球层-氢电离锋相互作用的观点出发，对这种非线性的P-L关系提供了一种可能的理论解释。
2008-05-29 astro-ph
New period-luminosity and period-color relations of classical Cepheids: III. Cepheids in SMC
我们分析了Udalski等人测量的460颗对数P > 0.4的SMC中经典基模造父变星的测光数据，分析了它们的P-C和P-L关系，以及不稳定带上振幅的变化，方法与本系列论文I和II中所做的类似。SMC造父变星在（B-V）中的蓝色在给定的周期内比银河系和LMC都要蓝。它们在（B-V）中的P-C关系用两条相交于P=10 d的直线拟合最好。它们的突变必然也存在于B和/或V的P-L关系中，但仍然隐藏在星等离散中。在P=2.5 d时，B、V和I的P-L关系出现了另外一个明显的断裂。在HR图中观察到的等周期线的斜率与脉动方程的理论预期一致。周期小于13天的最大振幅造父变星出现在不稳定带的蓝色边缘附近。在13 ~ 20天的周期间隔内，这种感觉是相反的，就像在银河系和大麦哲伦星云中一样。SMC的P-L关系明显比星系NGC 3351、4321、M31的P-L关系平坦，所有这些星系的P-L关系都具有几乎相同的陡度。SMC的P-L斜率介于这些陡斜率情况和NGC 3109和六分仪A/B的低金属量星系中造父变星的非常浅的斜率之间，这与造父变星P-L关系随星系金属量而变化的前提一致。如果不考虑P-L关系中的斜率差异作为金属丰度的函数，使用造父变星作为距离指标，则会导致造父变星距离不正确。我们的长距离量表（现在由TRGB距离独立支持）和HST关键项目短量表之间15%的差异部分是由于使用了不适当的P-L关系。
2008-10-09 astro-ph
Cepheid Period-Luminosity Relations: Galactic vs. LMC and the Results from t-Test
利用最近的独立距离测量结果，导出了造父变星的周期光度关系。我们的PL关系证实了Tammann等人（2003）的工作，该工作表明银河系造父变星与它们的LMC对应物遵循不同的PL关系。我们的结果还表明，银河系PL关系的斜率是不一致的LMC斜率超过95%的置信度。这项工作的细节可以在Ngeow & Kanbur（2004）中找到。
2004-11-08 astro-ph
Period Changes of the LMC Cepheids Determined from the Harvard, OGLE and ASAS Data
在过去的几十年里，对大麦云星云中造父变星的观测，使我们能够寻找演化周期的变化。在我们的378颗恒星样本中，没有一颗造父变星停止跳动。此外，它们中没有一个显示出可以指示模式切换的大的周期变化。然而，对于log P> 0.9的造父变星，我们发现了显着的周期变化，无论是积极的还是消极的。观测到的周期变化和理论预测之间的比较表明，与某些模型（Bono等人，2000年）的一致性适中，与其他模型（Alibert等人，1999年）的差异很大。这两个模型之间的巨大差异可能是由于核心氦燃烧阶段的恒星演化对输入物理的微小变化非常敏感，正如Lauterborn，Refsdal和Weigert（1971）所发现的那样。
2001-11-27 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation (The Leavitt Law) at Mid-Infrared Wavelengths: III. Cepheids in NGC 6822
我们提出的第一个应用程序的中红外周期亮度关系的确定造父变星的距离超出麦哲伦云。利用斯皮策天文台NGC 6822的IRAC影像数据，我们可以测量16颗长周期（10至100天）造父变星的单历元星等，其中16颗为3.6微米，14颗为4.5微米，10颗为5.8微米，4颗为8.0微米。测得的斜率和观测到的散射都符合以前为大麦云造父变星测得的关系，拟合这些关系得到的视距离模量为mod{3.6} = 23.57 +/- 0.06，mod{4.5} = 23.55 +/- 0.07，mod{5.8} = 23.60 +/-0.09和mod{8.0} = 23.51 +/-0.08 mag.多波长拟合到新的IRAC模量和先前公布的BVRIJHK模量，允许对星际红化进行最终校正，并给出23.49 +/- 0.03等的真实距离模数，E（B-V）= 0.26等，对应于500 +/-8kpc的度量距离。
2008-11-30 astro-ph
Cepheid Period-Radius and Period-Luminosity Relations and the Distance to the LMC
我们用红外Barnes-Evans表面亮度技术计算了34颗造父变星的半径和距离。从两个版本的技术获得的半径和距离结果非常一致。28个变量的半径被用来确定周期-半径关系。这种关系被发现有一个较小的分散比在以前的研究中，是相同的周期半径关系发现的Laney和Stobie从一个完全独立的方法，这一事实提供了有说服力的证据表明，造父变星的周期半径关系，现在确定在一个非常高的置信水平。我们利用精确的红外距离确定了造父变星银河系样品中V、I、J、H和K通带的周期光度关系。我们从更新的LMC造父变星样本中获得这些关系的改进斜率，并采用这些斜率来获得PL关系的精确绝对校准。通过将这些关系与LMC造父变星定义的关系进行比较，我们得出了每个通带中LMC距离模量的惊人一致和精确的值，其平均值为DM（LMC）= 18.46 +- 0.02。我们的研究结果表明，红外Barnes-Evans技术是非常不敏感的造父变星的金属丰度和采用红化，因此，一个非常强大的工具来获得精确的距离附近的星系直接应用的技术，其造父变星变量，而不是通过比较PL关系的不同星系，这引入了更多的敏感性，金属丰度和吸收的修正，通常是难以确定的。
1997-10-15 astro-ph
Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties
造父变星的周期变化率$\dot{P}$被证明是一个参数，能够指示不稳定带交叉模式为个别对象，并结合光振幅，可能的位置内的不稳定带。观测到的200多个银河系造父变星的周期变化率被证明与恒星演化模型的预测基本一致，尽管样本也显示出与一些已发表的模型不一致的特征，并表明了迄今为止尚未完全纳入模型的其他因素的重要性。
2007-09-20 astro-ph
Determination of the LMC distance modulus from the Classical Cepheid Period-Luminosity relation
大麦云云（LMC）的距离模是确定宇宙距离尺度的第一步。在本文中，它是从一个新的经典造父变星的周期-亮度（PL）关系的校准。我们的新的校准是通过应用LM方法-一种参数化方法，旨在获得光度校准天体测量信息-依巴谷数据的经典造父变星。得到的距离模数为$18.35^{m}\pm 0.13$。
1998-12-04 astro-ph
Variable stars in nearby galaxies. VI. Frequency-period distribution of Cepheids in IC 1613 and other galaxies of the Local Group
本文讨论了IC 1613中造父变星的频率周期分布和其它性质，并与银河系、大麦哲伦星云、中麦哲伦星云、M31和M33中的恒星作了比较。考虑到观测的局限性和相关的不完整性，得出的结论是，在IC 1613造父变星的频率周期分布是类似的SMC，我们怀疑，在IC 1613中存在的恒星数量要大得多的周期小于2 d尚未被检测到。本文讨论了银河系、M31和M33中周期在8 - 10 d范围内的基模造父变星的亏损。目前的数据不足以验证这是否是由一个真正的双峰频率周期分布或是否取决于缺乏脉动星在这样的周期范围内，由于脉动稳定的原因。一些参数提出了赞成双峰分布，是一个函数的平均金属丰度。银河系、M31和M33的两个极大值分别位于相同的周期，约为5 d和13 d。对甚长周期造父变星也作了评述。
2002-04-11 astro-ph
On the Theoretical Period-Luminosity Relation of Cepheids
根据恒星演化和脉动计算，推导出造父变星的理论周期光度关系。有关的关系，以及在不稳定带的脉动“常数”Q的恒定性的金属依赖性的问题进行了讨论。我们发现没有显着的金属丰度依赖的斜率或零点的周期光度关系。然而，Q值在整个不稳定带中，在有效温度和光度上都是变化的;另一方面，它对金属丰度的依赖是微不足道的。
1998-01-26 astro-ph
EROS: Short period Cepheids in the bar of the LMC.
本文对大麦云云条中的87个造父变星在490 nm处的光变曲线进行了傅里叶分析。测光是通过EROS计划获得的，该计划的主要目的是在星系晕中寻找重子暗物质。高质量的测光和良好的相位覆盖使我们能够获得精确的傅里叶分解的光曲线。因此，我们确认，所谓的s-Cepheids是泛音调制器，并代表约30 $\%$的我们的样本，而经典的Cepheids是基本调制器。我们已经确定了一些功能的振幅比和相位差与周期的曲线图。这些特征通常与不同脉动模式之间的共振有关。如果我们接受傅立叶分解技术应用于光变曲线产生共振中心的位置，那么对于基频共振子，LMC造父变星中的共振似乎与银河造父变星中的共振周期相同，而对于泛音共振子，它们似乎周期较短。
1995-03-27 astro-ph
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables
本文用周期色图和振幅色图分析了银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云造父变星在最大、平均和最小光相位的行为。我们发现银河系和麦哲伦云造父变星之间的行为非常不同。最近的报告中的LMC PC关系在10天（Tammann等，2002）的突破的动机，我们使用F-统计检验，以检查PC的关系，在平均光在这三个星系。F检验的结果支持LMC PC（平均值）关系中存在a突变，但不支持银河系或SMC PC（平均值）关系中存在a突变。此外，LMC造父变星在最低光下也显示出断裂，这在银河系和SMC造父变星中是看不到的。我们进一步讨论了由于PC（平均）关系的破裂对LMC中周期-光度关系的影响。
2004-02-06 astro-ph
Variable Stars in Leo A: RR Lyraes, Short-period Cepheids, and Implications on Stellar Content
本文介绍了在狮子座A中寻找短周期变星的结果。我们已经发现了92个候选变星，包括8个候选天琴座RR型变星。从天琴座RR型卫星上，我们测得的距离模数为（m-M）_0 = 24.51 +/- 0.12，或0.80 +/- 0.04 Mpc。这一天琴座RR的发现首次证实了狮子座A中存在一个古老的（> ~11 Gyr）种群，至少占该星系V光度的0.1%。我们还发现了一个围绕狮子座A的老（> ~2 Gyr）恒星晕，其尺度长度比占主导地位的年轻恒星大大约50%。我们还报告了在狮子座A中发现的大量造父变星。造父变星的绝对星等中值为M_V =-1.1，比SMC的96%和LMC的99%都要暗。它们的周期也很不寻常，其中三颗造父变星被推断为以基本模式脉动，周期小于1天。经过研究，狮子座A造父变星的这些特征似乎是经典造父变星周期光度关系到低金属丰度的自然延伸，而不是一个大的造父变星人口的指示。我们表明，周期和光度与低金属量蓝色氦燃烧恒星（BHeBs）的预期值是一致的，它比高金属量BHeBs在较低的光度下填充不稳定带。
2002-02-20 astro-ph
The Period-Luminosity Relation for the Large Magellanic Cloud Cepheids Derived from Spitzer Archival Data
利用SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）计划中的Spitzer档案数据，我们导出了大麦云（LMC）造父变星在3.6、4.5、5.8和8.0微米处的周期光度（P-L）关系。例如，这些P-L关系可以用于未来用詹姆斯·韦伯太空望远镜进行的河外距离尺度研究。我们还导出了这些带中造父变星的周期-颜色关系，发现它们的斜率都比较平坦。用F统计检验法对这些P-L关系进行了非线性检验，发现3.6 μ m、4.5 μ m和5.8 μ m的P-L关系符合线性。然而，8.0 μ m的P-L关系提供了非线性的可能但非决定性的证据。
2008-01-09 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation at Mid-Infrared Wavelengths: I. First-Epoch LMC Data
首次给出了大麦云（LMC）造父变星的中红外周期-光度关系。70颗造父变星的单历元观测结果是从斯皮策IRAC观测中提取的3.6、4.5、5.8和8.0微米的观测结果，这些观测结果是在大麦哲伦星系的SAGE（测量星系演化的代理人）成像调查期间偶然获得的。所有四个中红外PL关系在6 - 88天的周期范围内具有几乎相同的斜率，对于所有四个这些波长，具有仅+/-0.16 mag的与周期无关的小散射。我们强调，差分红化是没有显着贡献的观察到的散射，鉴于近两个数量级的减少灵敏度的中红外消光相比，光学。未来的观测，填补了这些造父变星的光变曲线，应该会明显减少剩余的散射。仅这些属性就表明，中红外PL关系将提供一种实用的方法，大大提高造父变星到附近星系距离的准确性。
2008-01-15 astro-ph
A comprehensive study of Cepheid variables in the Andromeda galaxy. Period distribution, blending and distance determination
河外造父变星是宇宙距离尺度的基本梯级。它们是很好的标准烛光，尽管它们的光度和相应的距离估计可能会受到宿主星系的特殊性质的影响。因此，精确分析其他星系中的造父变星，特别是仙女座星系（M31），对于获得可靠的距离测定至关重要。我们获得了准确的测光（在B和V通带）的416造父变星在M31超过五年的运动内的调查，旨在检测食双星。由此产生的造父变星样本是M31中最完整的，并且与银河系中大卫邓拉普天文台的样本具有几乎相同的周期分布。大量的历元（每个滤波器约250个）允许表征356颗造父变星的脉动模式，其中281颗以基本模式脉动，75颗以第一泛音脉动。本文研究了造父变星基模的周期-光度关系，并提出了一种新的方法来估计混合效应。我们发现，混合的贡献是一样重要的金属校正时，计算造父变星距离测定M31（~0.1等）。由于大振幅造父变星受混合的影响较小，我们用振幅A_V>0.8等的造父变星导出了它们到M31的距离为（m-M）_0=24.32+/-0.12等。
2007-07-19 astro-ph
On the Theoretical Period-Radius Relation of Classical Cepheids
我们提出了一个全面的理论研究结果的周期半径（PR）关系的经典造父变星的基础上的新序列的全振幅，非线性对流模型，通过采用广泛的恒星质量和化学成分。对于log P在0.9 - 1.8的范围内的一个非常好的协议之间的理论预测和当前可用的数据，而在这个范围之外，无论是在较短的时间和较长的时间，非线性半径达到经验关系之间的中间值基于不同的巴德-韦塞林克（BW）的方法和光度带通。
1998-02-11 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: I. Beat Cepheids - Conclusive Evidence for the Excitation of the Second Overtone in Classical Cepheids
本文报道了利用美国天文台测光计划数据库在大麦云星云（LMC）中发现的45颗拍造父变星。同时在两个径向模式脉动的变量被证明是干净地打破成两个周期比组，提供了第一个明确的证据，第二泛音确实是激发在真正的造父变星。30颗恒星以基频和第一泛音模式（F/1H，周期比在0.72附近）跳动，15颗恒星以第一和第二泛音模式（1H/2 H，周期比在0.80附近）跳动。F/1H周期比系统地高于已知的银河系拍造父变星，表明金属丰度的依赖性，其意义与理论一致。发现LMC中的拍造父变星在基本周期小于1.25天时选择1H/2 H模态。对于基本周期小于2.5天的恒星，造父变星在两种模式下激发的比例约为20%.我们无法确认任何一个提议的击败造父变星候选者，这些候选者与我们从Andreasen（1987）和Andreasen \& Petersen（1987）的调查中获得的样本相同。我们还提出了发现者图表，并发现几个拍造父变星在或附近的LMC集群。
1994-11-16 astro-ph
On the Cepheid variables of nearby galaxies III. NGC 3109
我们将Capaccioli等[AJ，103，1151（1992）]在B和V中研究过的8颗造父变星的光变曲线范围扩展到R和I波段。另外16个造父变星候选者已经确定，并提出了初步的周期。新的造父变星允许周期光度关系被扩展一个星等。计算了表观B、V、R和I距离模量。结合不同波长的数据，并假设大麦哲伦星云的真实距离模数为18.50等，我们得到NGC 3109的真实距离模数$(m-M)_0=25.67\pm0.16$，相当于$1.36\pm0.10$ Mpc。采用$E(B-V)=0.08$作为大麦哲伦星云的红化因子，NGC 3109造父变星的星际红化与0.这一结果的可能影响的讨论。周期-颜色、周期-振幅和周期-光度关系的比较表明，LMC、NGC 3109、六分仪A、六分仪B和IC 1613中的造父变星具有类似的性质，尽管主要参数确定的不确定性仍然不令人满意。关于周期-光度关系的普遍性的坚定结论。
1997-06-27 astro-ph
Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry - II. Calibration of the Period-Radius and Period-Luminosity relations
利用我们对Kervella等人（2003，论文I）报道的七个经典造父变星的干涉观测，并结合先前已有的测量结果，我们得到了造父变星周期-半径（P-R）和周期-光度（P-L）关系的新的校准。我们得到了log R = [0.767 +/- 0.009] log P + [1.091 +/- 0.011]的P-R关系，与Gieren等人（1998）得到的关系仅相差1 σ。因此，我们确认它们的P-R关系在Delta（log R）= +/- 0.02的水平上。我们还导出了P-L关系的原始校准，假设Gieren等人（1998）从LMC造父变星导出的斜率，alpha_K = -3.267 +/- 0.042和alpha_V = -2.769 +/- 0.073。利用形式为M = alpha（log P - 1）+ beta的P-L关系，我们得到log P = 1的参考点beta（K）= -5.904 +/-0.063和beta（V）= -4.209 +/-0.075。我们在V波段的校准在统计上与Lanoix等人（1999）的几何结果相同。
2004-05-11 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
EROS VARIABLE STARS : FUNDAMENTAL-MODE AND FIRST OVERTONE CEPHEIDS IN THE BAR OF THE LARGE MAGELLANIC CLOUD
本文给出了大麦哲伦星云中97颗造父变星在490 nm波段的CCD相位合并光变曲线。测光是作为法国EROS项目的一部分获得的，具有出色的相位覆盖率，可以准确地分解为傅立叶分量。我们确定为“正弦”或S-造父变星的周期小于5.5 D和小的二次谐波分量的恒星。这些恒星组成$\sim$ 30%的我们的样本和大多数形成一个序列$\sim$ 1等亮于LMC经典造父变星的周期光度图。它们通常也更蓝，并且具有较低振幅的光变曲线。我们推断，s-Cepheids是第一泛频调制器，因为当它们的周期被转换为预期的基模值时，它们服从与经典Cepheids的共同周期-光度-颜色关系。这也证实了造父变星周期-光度-颜色关系中颜色项的真实性。此外，经典造父变星不稳定带的蓝边与Chiosi等人（1993）的Hertzsprung-Russell图和周期光度图对基模的理论计算相吻合，但我们发现我们观测到的s-Cepheid比Chiosi等人的更亮更蓝。第一次泛音的预测。我们确定了一些功能，我们的明星的傅立叶分量振幅比和相位差的绘图。这些特征已经被识别为不同脉动模式之间的共振。在LMC中，我们发现这些特征似乎发生在非常类似于银河系经典造父变星的时期，但在不同的时期s-Cepheids。我们发现了一个双模造父变星的LMC，$P({\rm first overtone})/P({\rm fundamental}) = 0.7…
1995-05-14 astro-ph
Theoretical models for classical cepheids: V. Multiwavelength relations
从理论研究的基础上，非线性，非局部和时间依赖的对流脉动模型在不同的质量和化学成分，我们提出了预测的周期亮度，周期颜色，颜色颜色和周期亮度颜色关系的经典造父变星的BVRIJK带。所有的理论关系，在不同程度上，金属依赖和MC和银河造父变星的观测数据的比较显示出公平的协议，支持脉动模型的有效性。
1999-11-23 astro-ph
On the pulsation mode identification of short-period Galactic Cepheids
我们提出了新的理论周期半径（PR）关系的第一泛音银河造父变星。目前的预测是基于几个序列的非线性，对流脉动模型在太阳的化学成分（Y=0.28，Z=0.02）和恒星质量范围从3.0到5.5 Mo。四个短周期银河造父变星的预测和经验半径之间的比较表明，QZ Nor和EV Sct脉动的基本模式，而北极星和SZ Tau脉动的第一泛音。这一发现支持的模式识别，依赖于直接和周期亮度（PL）之间的比较基于距离测定，但它是有点差异的模式识别的基础上傅立叶参数。事实上，我们发现，从我们的模型，基本和第一泛音消除器达到，从2.7到4 d的周期范围内，非常相似的phi_21值，使模式的歧视，从这个参数困难。我们的造父变星样本的本模式识别加强了他们的经验半径估计的准确性，以及预测的基本和第一泛音半径不显示的证据，在当前的不确定性的质量-亮度（ML）关系，在同一时期范围内的任何简并。因此，精确的半径测定是明确确定短周期造父变星脉动模式的一个很好的工具。
2001-03-29 astro-ph
Period-colour and amplitude-colour relations in classical Cepheid variables IV: The multi-phase relations
高超的相位分辨率和质量的OGLE数据的LMC和SMC造父变星，连同现有的数据银河造父变星，结合起来研究的周期颜色（PC）和振幅颜色（AC）的关系作为脉动相位的函数。我们的研究结果证实了早期的工作，LMC PC的关系（在平均光）是更一致的两条不同的斜率，在10天的时间内分开。然而，我们的多相PC关系揭示了许多新的结构，这可能会增加我们对造父变星的理解。这些多相PC关系提供了深入了解为什么银河系PC关系是线性的，但LMC PC关系是非线性的。这是因为LMC PC关系对于短周期造父变星（log P < 1）较浅，而对于长周期造父变星（log P > 1）较陡。在这三个星系中，短周期和长周期造父变星的斜率分别在0.75-0.85附近最陡和最浅。结果是在相位约0.8处的PC关系是高度非线性的。此外，log P > 1的银河系和LMC造父变星在接近最大光的相位处在PC平面上显示出平坦的斜率。当LMC的周期光度（PL）关系作为相位的函数进行研究时，我们确认它与PC关系的变化。LMC PL关系在V-和I-波段附近的相位0.8提供了令人信服的证据，这种关系也是一致的，在一个接近10天的时间内加入两条不同的斜率线。
2006-03-14 astro-ph
The Effect of Metallicity on the Cepheid Period-Luminosity Relation
我们目前的初步结果的观测活动，致力于建立化学成分的造父变星的周期光度关系的影响。这些数据与基于非线性对流模型的理论预测吻合得很好，这表明周期-光度关系对金属丰度的依赖性相当强，因为更多的富含金属的恒星本质上比预期的要微弱。我们的数据表明，如果忽略金属丰度的作用，推断距离的误差可能高达10%。
2003-12-04 astro-ph
The Metallicity dependence of the Cepheid Period-Luminosity relation: methodology and results
我们提出的观测活动的结果进行评估的铁含量的造父变星的周期光度关系的影响。我们的数据表明，这种依赖性是不能很好地表示一个简单的线性关系。相反，该行为是显着的非单调性，与校正峰值在太阳的金属丰度和下降的[Fe/H]的较高和较低的值。
2004-11-08 astro-ph
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables III: The Large Magellanic Cloud Cepheid models
在氢电离锋（HIF）与光球相互作用的理论框架下，研究了大麦云（LMC）造父变星的周期-颜色（PC）和振幅-颜色（AC）关系。LMC模型构造与脉动代码，包括湍流对流，这些模型的性质进行了研究，在最大，平均和最小的光。与银河系模型一样，在最大光照下，光球位于LMC模型的HIF旁边。然而，在最小光照下发现非常不同的行为。长周期（P> 10天）的LMC模型表明，在最低光照下，光球与HIF脱离，这与银河系模型相似;而短周期（P<10天）的LMC模型表明，光球位于HIF附近。我们还使用更新的LMC数据，得出经验PC和AC关系在这些阶段。我们的数值模型与我们的理论和观测数据基本一致，尽管我们在论文中讨论了一些警告。我们应用的想法的HIF光球相互作用来解释最近的建议，LMC的周期光度（PL）和PC的关系是非线性的，在一个接近10天的周期休息。我们的经验PC和PL的关系也被发现是非线性的F-检验。我们的解释依赖于Saha电离方程的性质，HIF光球相互作用和这种相互作用的方式与脉动和金属丰度的相位变化，产生所观察到的造父变星PC和PL关系的变化。
2006-03-14 astro-ph
The Metallicity Dependence of the Cepheid Period-Luminosity Relation
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V波段残差与68颗银河和麦哲伦云造父变星的[Fe/H]联系起来，评估了恒星铁含量对造父变星周期-光度关系的影响。铁的丰度测量从FEROS和UVES高分辨率和高信噪比的光学光谱。我们的数据表明，恒星的金属丰度增加，直到一个平台或周转点达到太阳的金属丰度。这种行为似乎与PL关系独立于铁丰度以及造父变星随着金属丰度的增加而变得单调明亮（例如Kennicutt等人1998，Sakai等人2004）。
2005-10-18 astro-ph
The MACHO Project Large Magellanic Cloud Variable Star Inventory. VIII. The Recent Star Formation History of the LMC from the Cepheid Period Distribution
我们提出了一个分析的周期分布的$\sim 1800$造父变星在大麦云，根据所获得的数据的微透镜实验和以前的目录Payne-Gaposchkin。使用恒星演化和脉动模型，我们构建理论的周期频率分布进行比较的意见。这些模型显示，最近在大麦哲伦星云（$\sim 1.15\times 10^8$年）发生了一次显著的恒星形成爆发。我们还表明，在过去的$\sim 10^8$年，恒星形成的主要中心一直沿着酒吧从东南向西北传播。我们发现造父变星的演化质量仍然小于$\sim 7$ %的脉动质量，造父变星不稳定带的红边可能比理论所指示的略蓝。有周期小于$\sim 2.5$天的$\sim 600$造父变星不能用进化论解释。我们认为它们是反常的造父变星，其中一些是双模造父变星。
1998-11-16 astro-ph
Evidence for a Universal Slope of the Period-Luminosity Relation from Direct Distances to Cepheids in the LMC
我们已经应用红外表面亮度（ISB）技术来获得距离的13个造父变星在LMC的周期从3-42天。相应的绝对星等定义了VIWJK带中的PL关系，该关系与从相同技术获得的相应银河系关系非常吻合，并且与OGLE-II和Alfreson等人观察到的LMC造父变星PL关系存在显著差异，在这些乐队中。我们的数据揭示了一个系统误差的p-因子法转换造父变星径向速度到脉动速度。我们通过要求所有LMC造父变星共享相同的距离来修正p因子定律。用修正的p因子定律重新计算所有银河系和大麦哲伦星云造父变星距离，发现大麦哲伦星云和银河系ISB技术的PL关系与OGLE-II和Persson等人的大麦哲伦星云PL关系一致，支持了金属丰度对造父变星PL关系的斜率没有影响的结论。在光学/近红外波段。
2005-09-22 astro-ph
