Binaries among Extreme Horizontal Branch Stars in Globular Clusters
在回顾了我们目前对球状星团中蓝亚矮星的认识之后，我们概述了在这些恒星中搜索近距离双星的结果，包括以前发表在文献中的结果和报告最近的新数据的初步结果。先前的研究显示NGC 6752缺乏封闭系统，我们通过新的更广泛的观测证实了这一点。我们估计这个星团中的密近双星比例只有4%。通过对相关文献的回顾，有迹象表明极水平分支（EHB）恒星中的低密近双星比例是球状星团的一个共同特征。另一方面，现场EHB人口显示出一个非常高的二进制分数的证据。这种差异之间的球状星团和外地人口，虽然尚未详细解释的理论模型的基础上，必须与不同的形成历史的EHB恒星在外地和集群。在这个框架下，初步的结果表明，封闭系统可能在特殊的球状星团NGC 2808中相对常见，尽管研究的恒星样本仍然很小。这意味着，就EHB恒星的形成而言，并非所有的星团都有相同的行为。我们简要探讨这些结果的可能解释。
2007-11-04 astro-ph
Formation of the Galactic globular clusters with He-rich stars in low-mass halos virialized at high redshift
最近的观测报告表明，银河系球状星团（GCs）具有异常扩展的水平支（EHB）形态，与整个银河系GC系统相比，其速度色散明显较低。我们认为，所观察到的独特的运动学的GC与EHB的GC的形成时代的有价值的信息，并相应地讨论了这一观测结果的基础上的宇宙学N体模拟与GC的形成模型。我们假设星系中的GC最初形成于高红移的低质量晕中，并在$z=0$研究了GC在其宿主晕中的最终运动学。我们发现，在z>10维里化的晕中形成的GC显示出比在z>6时形成的GC在z=0时的晕平均更低的速度色散。因此，我们认为，所观察到的银河系GCs与EHB的低速色散的起源是密切相关的早期形成时代（z>10）的晕最初托管的GC在星系形成的过程中。考虑到EHB的起源可能是由于氦增强的第二代恒星在GC中的存在，我们讨论了长期存在的GC的第二参数问题的背景下，不同程度的化学污染的GC形成的气体云内的低质量晕维里化在不同的红移。
2007-09-22 astro-ph
RR Lyrae variables in Galactic globular clusters V. The case of M3 pulsators
我们使用我们的合成水平分支（HB）的程序来处理有争议的问题，关于规范HB恒星模型的充分性，以考虑到所观察到的峰值分布RR Lyrimidisfundamentalised周期的球状星团M3。我们发现，通过假设一个合适的双峰质量分布，典型的模型占所观察到的周期分布。特别地，在9次随机提取中，最佳拟合模型达到99.9%的Kolmogorov-Smirnov（KS）概率。我们还试图预测变量的相对分布在基本和第一泛音调制器，达到一个相当令人满意的协议。然而，人们发现典型模型的数量大约是观测到的红色HB星数量的两倍。这种差异的可能解决方案概述。替代的进化方案也简要讨论。
2005-04-21 astro-ph
Evolved Stars in the Core of the Massive Globular Cluster NGC 2419
利用哈勃空间望远镜对大质量球状星团NGC 2419核心演化恒星进行了光学和紫外测光分析。我们详细描述了水平分支（HB）人口的特征，包括对蓝色长尾的不完整性的修正。我们提出了一种方法，从HB星的分布去除（一阶）寿命的影响，以便于更准确地测量氦丰度与蓝色HB的集群，并澄清达到零年龄HB的恒星的分布。星族比R = N_HB / N_RGB意味着星团中的EHB星可能有轻微的氦富集，但可能很小（dY < 0.05）。对上主层序的检查没有发现任何多种群的迹象。通过比较光学CMD，我们提出的证据表明，在NGC 2419的EHB团包含的标准水平分支的结束，和正常的HB星和蓝钩星之间的边界显示为CMD中的恒星密度的变化。这对应于NGC 2808中光谱验证的间隙和omega Cen中的“边缘”。V = 23.5处更清晰可见的HB间隙似乎太亮。（节录）
2008-09-09 astro-ph
Variable Stars in Galactic Globular Clusters
根据对截至2001年5月的文献的检索，银河系球状星团中已知的变星数量约为3000颗。其中，超过2200个已知的周期，大多数（约1800个）是RR型的。除了天琴座RR星群，还有大约100颗食双星、120颗SX Phe变星、60颗造父变星（包括星群II造父变星、反常造父变星和金牛座RV）和120颗SR/红变星。基模RR Lyrics变量的平均周期为0.585，泛音变量的平均周期为0.342（第一泛音变量为0.349，第二泛音变量为0.296），约30%为泛音变量。这些数字表明，银河系球状星团中大约65%的天琴座RR变星属于奥斯特霍夫I型系统。在Oosterhoff I型集群的RR Lyrant变量的平均周期似乎与金属丰度的意义上说，周期更长的金属贫集群。这种相关性不存在于奥斯特霍夫II型星团。大多数造父变星都是蓝色水平分支的星团。
2001-08-01 astro-ph
Rotation of Hot Horizontal Branch Stars in the Globular Clusters NGC 1904, NGC 2808, NGC 6093 and NGC 7078
本文报道了银河系球状星团NGC 1904、NGC 2808、NGC 6093和NGC 7078的扩展水平支（EHB）中56颗恒星的高分辨率UVES+VLT光谱观测结果。我们的数据首次揭示了NGC 1904中存在相当数量的快速（vsini > 20 km/s）水平分支（HB）旋转体，仅限于EHB的冷端，类似于M13中发现的情况。我们还证实了在NGC 7078中已经观察到的快速旋转子。这三个星团中较冷的恒星（Teff <11，500 K）显示出一系列的自转速率，其中一组恒星的自转速率约为15 km/s或更低，而一组快速自转的恒星的自转速率约为30 km/s。显然，NGC 1904和M13中的快速旋转子比NGC 7078中的要多。在NGC 2808和NGC 6093中没有发现快速旋转的恒星。所有热于Teff ~ 11，500 K的恒星的投影旋转速度vsini < 12 km/s，但只有不到20%的vsini < 2 km/s。HB中的光度间隙与投影旋转速度的变化之间的联系没有得到新数据的证实。然而，我们的数据是一致的，这种不连续性和HB跳跃之间的关系。我们讨论了沿着HB的恒星旋转分布起源的多种可能性。我们的结论是，他们中没有一个还可以提供一个令人满意的解释的意见。
2002-04-24 astro-ph
Long period variables in the globular cluster 47 Tuc: radial velocity variations
本文给出了球状星团47 Tuc（NGC 104）中12个长周期变星（LPV）的近红外速度曲线。新的光变曲线也为这些变量。结果与LMC中LPV所占据的周期光度序列进行了比较。序列C变量（基模振荡器）比序列B变量（第一泛音振荡器）具有更大的速度振幅。我们发现，在相似的光度，较高的质量损失率与较大的脉动幅度。其中一个变星（V18）不符合正常的周期光度序列，并且它有异常大量的星周尘埃，这表明它最近在AGB上经历了一次热脉冲。最后，我们报告发现三个新的长周期变星在集群的核心，所有以前发现有一个大的红外过剩。
2005-01-17 astro-ph
RR Lyrae variables in Galactic globular clusters - I: The observational scenario
本文回顾了银河系球状星团中的RR型天琴座星的观测资料，给出了32个具有12个以上基本周期的星团的基本周期频率直方图，并给出了它们的周期和脉动模式。人们发现，在一个给定的集群中的变量所涵盖的基本周期的范围保持相当恒定的变化集群金属丰度范围内跨越的集群样本，只有两个例外，M15和NGC 6441。我们的结论是，RR Lyrant不稳定带的温度的宽度似乎在很大程度上独立的集群金属丰度。与此同时，似乎基本周期不受预测的发光体光度随金属丰度的变化的影响，这表明发光体质量发生了相关变化。我们讨论的平均周期在选定的样本中的统计学显着的“RR丰富”集群不少于10 RRab和5 RRc变量。人们发现了一个明确的证据，为众所周知的奥斯特霍夫二分法的平均周期<Pab>的ab型变量，连同一个同样明确的证据，为一个恒定的平均基本周期<Pf>，通过从奥斯特霍夫II型到I型集群。在此基础上，Oosterhoff二分法的起源进行了讨论，提出了证据，反对强依赖性的RR Lyceros光度的金属含量。
2003-08-25 astro-ph
Discovery of > 200 RR Lyrae Variables in M62: An Oosterhoff I Globular Cluster with a Predominantly Blue HB
我们报告了在中等金属丰度的银河系球状星团M62（NGC 6266）中发现了大量天琴座RR变星，这使其成为已知的前三个最富含天琴座RR变星的球状星团之一。根据我们的初步计数，在我们所研究的领域中，可能的集群成员包括大约130个基本模式（RRab）振荡器，<P（ab）> = 0.548 d，以及大约75个第一泛音（RRc）振荡器，<P（c）> = 0.300 d。平均周期和具有明确光变曲线的RRab变星在Bailey图中的位置都表明该星系团属于Oosterhoff I型。然而，该星团的水平分支（HB）的形态与奥斯特霍夫II型球状星团M15（NGC 7078）惊人地相似，都有一个占主导地位的蓝色HB成分和一个非常延伸的蓝色尾部。由于M15和M62的金属丰度相差约一个dex，我们得出结论，在一个固定的HB型，金属丰度是一个关键参数，决定Oosterhoff状态的球状星团和它的变量在贝利图中的位置。
2005-03-11 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
Ultraviolet Imagery of NGC 6752: A Test of Extreme Horizontal Branch Models
我们提出了一个1620 A的图像附近的球状星团NGC 6752获得的紫外成像望远镜（UIT）在天文-2任务的奋进号航天飞机在1995年3月。根据Buonanno等（1986）的可见光光度学，导出了216颗恒星的紫外-可见光色星等图（CMD）。这CMD提供了一个几乎完整的人口普查的热水平分支（HB）人口与良好的温度和光度的歧视与理论轨道比较。当红化系数E（B-V）= 0.05，距离模数为13.05时，观测数据与Sweigart（1996）的理论零年龄水平分支（ZAHB）吻合得很好。观测到的HB光度宽度与理论模型非常吻合，并支持极端水平分支（EHB）星起源的单星假设。然而，只有四颗恒星可以被识别为后EHB恒星，而根据HB数量计数，预计几乎有三倍。如果这种效应不是统计异常，那么一些非典型效应可能会减少EHB后的寿命。最近Sweigart（1996）的非正则模型，由于沿着红巨星分支的混合，具有富含氦的包层，不能解释后EHB恒星的缺陷，但可能能够更好地解释它们的光度分布。
1996-09-18 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
Hot HB stars in globular clusters - physical parameters and consequences for theory. IV. sdB candidates in M 15
本文对球状星团M 15中的两颗暗蓝星（V=19.5-20.0等）进行了光谱定量分析.它们导出的Teff、重力和绝对星等（Teff= 24000 K，log g=5.2，Mv=4.3; Teff= 36000 K，log g=5.9，Mv=4.7）与极水平支（EHB）的模型非常匹配。这两颗恒星都是真正的亚矮星B星，使得M 15成为第二个（在NGC 6752之后）被光谱证明存在sdB星的球状星团。虽然F1-1的氦丰度（太阳的十分之一）是sdB星的典型特征，但F2-2令人惊讶地成为一颗富氦恒星，是第一颗被报道为球状星团成员的恒星。在银河系的星群中，这样的恒星是罕见的（不到所有sdB恒星的5%）。从它与氦主序星的距离推测，F2-2可能是一颗裸露的氦核，也就是一颗失去了（几乎）所有富氢包层的极水平分支星。
1996-09-11 astro-ph
The ubiquitous nature of the Horizontal Branch second U-jump: A link with the Blue Hook scenario?
在以前的一篇论文中，我们报道了银河系球状星团NGC 6752的极端水平分支（EHB）中的一个不连续性，我们称之为第二次U型跳跃。这一特征是由于零龄后水平分支演化和扩散效应的综合作用。在这个后续研究中，我们分析了其他EHB簇，并表明第二个U-跳跃是达到T_{eff} \ge 23，000 K的EHB簇中的共同特征，并且其在不同簇中的开始收敛于T_{eff} \sim 21，000 \pm 3，000 K附近。我们还提供了ωCen和NGC 2808的近紫外图，这是仅有的两个光谱确认的“蓝钩”星（T_{eff} \ge 35，000 K）。我们证实了一个光度不连续分离晚早期氦闪光的预测。此外，我们提出的经验证据表明，第二个U-跳跃人口可能主要由早期氦闪光。最后，我们重新讨论的差距和跳跃的无处不在的性质，到目前为止，确定在蓝色HB尾巴，这表明一个可能的离散性质的HB星的温度分布。
2004-02-25 astro-ph
The Globular Cluster Omega Centauri and the Oosterhoff Dichotomy
分析了OGLE小组对欧米茄Cen中128个RR Lyrics变量的CCD观测结果。P-L和P-A图表明，除了基频（RRab）和第一泛音（RRc）外，欧米茄Cen RR Lyrics种群似乎还包括第二泛音（RRe）和可能的第三泛音。RRab和RRc星的平均周期是Oosterhoff II型（OoII）星团的典型值。然而，P-A图也表明，一些RR Lyrics变量具有"Oosterhoff I型"（OoI）特征。从傅立叶系数中得到的RRc变量的相对光度与观测到的视星等相关。RRc星的质量是由傅立叶系数计算出来的。比较OoII星团欧米茄Cen、M15、M55和M68中RRc星的质量，发现M15和M68中的RRc星的质量比另外两个大0.2太阳质量。由于M15和M68的第一个泛频脉动星中有高频率的RRd星，而在欧米茄Cen和M55中没有发现，这表明双模脉动现象可能与质量有关。在欧米茄Cen的RRc变星中，OoII变星比OoI变星有更低的导出质量和更高的光度。将周期密度定律应用于根据它们在P-A图中的位置选择的OoI和OoII RRab星对也表明，OoII变星一般具有较低的质量和较高的光度。这些研究结果支持的假设，RR天琴座变量在OoII系统的演变HB星，花他们的ZAHB阶段的蓝色一侧的不稳定带。
2000-08-10 astro-ph
Cluster AgeS Experiment (CASE): SX Phe stars from the globular cluster Omega Centauri
我们提出了一个分析和解释的振荡光谱的所有69 SX凤凰星发现的领域的集群。对于大多数恒星，我们有可靠的绝对星等和颜色。除了一个或两个物体外，恒星都是星团的成员。它们的脉动行为非常多样化。多周期变化与至少部分的激发模式是非径向的是最常见的，但也有许多情况下，高振幅，大概径向模式，衰减器。在许多这样的情况下，我们有证据表明，两个径向模式被激发。径向模式的参数在大多数情况下是一致的标准的恒星演化模型的质量范围为0.9-1.15钼。然而，在四种情况下，我们有证据表明质量明显低于预期。三个对象显示频率三元组，可以解释为旋转频率分裂的l=1模式。隐含的赤道自转速度从10到100公里/秒以上。几乎所有测量的频率都落在预测的不稳定模式的范围内。两例低频变率被解释为引起的潮汐畸变密切的同伴。
2005-06-21 astro-ph
The outer-halo globular cluster NGC 6229. IV. Variable stars
我们目前的时间序列B，V测光的NGC 6229，提供第一个广泛的CCD变化研究的目的。因此，我们能够获得所有NGC 6229变星的周期，除了Borissova et al.（1997）候选名单中非常靠近星团中心的五颗恒星。Carney，Fullton，& Trammell（1991）怀疑的两颗变星是第一泛音的RR Lyrics（RRc）星，而Borissova等人（1997）的12颗候选星中有7颗是已确认的变星--其中3颗是基本RR Lyrics（RRab）变星，2颗是第一泛音的RR Lyrics（RRab）变星，3颗是基本RR Lyrics（RRab）变星，一个食双星（最有可能是大陵五系统）和一颗明亮的恒星，其变化状态无法令人满意地确定。Alard（1999）提出的一种新的图像相减方法（ISM），与Welch & Stetson（1993）的方法一起，使我们能够在星群中发现12个新的RR型天琴座变星，并提供它们的星历表。其中10个是RRab的，而另外两个是RRc的。正如Mayer（1961）最初提出的那样，NGC 6229显然是奥斯特霍夫I型球状星团。我们也确认V8是室女座W型的造父变星第二星族，并怀疑V22也是如此。NGC 6229 RR天琴座的物理性质与M3（NGC 5272）的物理性质进行了比较，使用了几种不同的方法，包括标准的周期偏移分析。这两个集群之间可能存在的差异进行…
2000-10-03 astro-ph
RR Lyrae variables in Galactic globular clusters: IV. Synthetic HB and RR Lyrae predictions
我们目前的理论预测水平分支恒星的球状星团，包括RR天琴座变量，来自综合程序整理进化和脉动的约束。在此基础上，我们探讨了预测的行为作为一个功能的水平分支形态和金属丰度范围Z = 0.0001至0.006，揭示了一个令人鼓舞的一致性与观察到的分布的基本周期与金属丰度。理论关系连接周期K的震级和BV或VI Weseneirs函数，出现相当独立的水平分支形态只有Z大于或等于0.001。还讨论了有关参数R的预测，并在各种假设下的水平分支参考光度水平进行比较。
2004-07-13 astro-ph
Rotation of Hot Horizontal Branch Stars in Galactic Globular Clusters
本文报道了银河系球状星团NGC 1904（M79）、NGC 2808、NGC 6093（M80）和NGC 7078（M15）中61颗恒星的高分辨率UVES+VLT光谱观测结果。我们的数据首次揭示了NGC 1904中存在相当数量的快速（v sin（i）>= 20 km/s）水平分支（HB）旋转体，局限于EHB的冷端，类似于M13中发现的。我们还证实了在NGC 7078中已经观察到的快速旋转子。这三个星团中温度较低的恒星（T_eff <11，500 K）显示出不同的自转速率，其中一组恒星的自转速率约为15 km/s或更低，另一组恒星的自转速率约为30 km/s。显然，NGC 1904和M13中的快速旋转子比NGC 7078中的要多。在NGC 2808和NGC 6093中没有发现快速旋转的恒星。所有热于T_eff ~ 11，500 K的恒星的投影旋转速度vsini< 12 km/s。HB中的光度间隙与投影旋转速度的变化之间的联系没有得到新数据的证实。然而，我们的数据是一致的，这种不连续性和HB跳跃之间的关系。
2003-03-13 astro-ph
Red Variables in Globular Clusters: Comparison with the Bulge and the LMC
我们正在进行一个项目，旨在调查和重复观测球状星团中的红色变量（或长周期变量）。我们利用设在南非的IRSF/SIRIUS近红外设施，观测到从该地点可以观测到的145个球状星团。在这方面的贡献，我们提出了我们的意见和初步结果。我们已经发现了许多红色变星，特别是在Bulge区域，其在星团中的成员身份仍有待确认。我们利用球状星团中除了投影到球丘区的红变星以外的所有红变星（包括已知的和新发现的）的样本，绘制了对数P-K图，并与球丘区和大麦云云的P-K图进行了比较。一个突出的特点是没有泛音叠加子序列（B+和C '）的亮部分。
2005-09-23 astro-ph
The Globular Cluster M15. I. Identification, Discovery, and Period Determination of Variable Stars
我们提出了新的$BVI$ CCD测光的变量在球状星团M15。我们的光度测定是使用图像减影软件包ISIS和DAOPHOT/ALLFRAME获得的。这些数据是在2001年利用保加利亚国家天文台"Rozhen“的2米望远镜和照相机在11个观测夜晚进行两次观测获得的。对于40个已知的变量，我们提出了一个周期的第一次，和改进的周期，获得了许多以前已知的变量。报告了14个新变量。我们提出了更新的贝利图的集群，并讨论其Oosterhoff分类。虽然M15的许多RRab因子在贝利图中落在Oosterhoff I型和II型之间的中间位置，但我们认为M15确实是真正的Oosterhoff II型
2008-02-14 astro-ph
Pulsational M_V versus [Fe/H] relation(s) for globular cluster RR Lyrae variables
我们使用的结果，从最近的计算更新的非线性对流脉动模型来约束银河系球状星团的距离模通过观察到的第一泛音RRc振荡器的周期。由此得到的天琴座RR型星的平均绝对星等<M_V（RR）>与重元素含量[Fe/H]之间的关系在以前几次经验校准的范围内表现得很好，但与[Fe/H]之间存在非线性关系，因此当向更大的金属丰度方向移动时，关系的斜率增大。在此基础上，我们的结果表明，贫金属（[Fe/H]<-1.5）和富金属（[Fe/H]>-1.5）变量遵循两种不同的线性<M_V（RR）>-[Fe/H]关系。应用于大麦云的贫金属球状星团中的RR型天琴座恒星，提供了18.6等量级的LMC距离模量，从而支持了“长”距离尺度。与最近的预测更新的恒星演化理论的基础上的比较，简要介绍和讨论。
2000-03-31 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
Hot Populations in M87 Globular Clusters
我们在四个视场中获得了gE星系M87中球状星团的HST/STIS远紫外和近紫外测光结果。在m（FUV）= 25的极限下，我们总共探测到66个球状星团（GC），这与Kundu等人（1999）在HST深光学波段的研究是相同的。尽管在V-和I-波段的性质有很强的重叠，M87 GC的紫外/光学性质与银河系和M31中的星团不同。M87星系团，特别是贫金属的，产生更大的热HB人口比银河系类似物。集群质量可能不是这些区别的一个因素。在我们的样本中，最富金属的M87 GCs位于Z_sun附近，并且在估计的Mg_2线指数中与本地E星系样本重叠。尽管如此，星系团在给定的Mg_2下产生更多的紫外光，比任何（FUV-V）色的gE星系都要蓝1等。M87 GC似乎并不代表银河系型星系团和E星系之间的过渡。如果星系团比E星系要老得多，那么这种差别就是正确的。与银河系疏散星团的比较表明，热恒星位于极端的水平分支，而不是蓝离散星，并且EHB在年龄> 5 Gyr时变得很好。我们发现，我们的紫外检测43没有光学波段的同行。大多数似乎是透过M87看到的紫外线明亮的背景星系。在中心场的一个历元内探测到的11个NUV变星源很可能是经典新星。[摘要]
2005-10-13 astro-ph
RR Lyrae stars in Galactic globular clusters. II. A theoretical approach to variables in M3
我们目前预测的脉动和进化参数连接的关系，根据广泛的对流脉动模型的RR天琴座恒星Z=0.001，Y=0.24和质量和光度适合的“老”（年龄$>$ 8 Gyr）变量观察到的球状星团。的关系进行整理与健全的约束质量的brackers，推断从最新的水平分支恒星的演化模型，以提供一个自洽的理论框架，观测变量的分析。通过与球状星团M3中的天琴座RR星的测量结果进行详细比较，对理论预测进行了检验。我们表明，预测的关系满足各种观测数据，从而提供了一个“脉动”的路线，以确定准确的距离RR天琴座丰富的球状星团与中间金属含量。我们讨论了在演化计算中不同的物理输入的影响，以及不同的辐射热校正采用转换成绝对星等的辐射热光度。我们表明，脉动理论推断的约束支持的混合长度参数的大值，以适应观察到的RGB，但在同一时间，他们会产生更新的HB模型的光度太亮。如果适当地考虑元素扩散，这种差异将显著减小。
2003-06-18 astro-ph
Evolution of Horizontal Branch Stars in Globular Clusters: The Interesting Case of V79 in M3
对球状星团M3变星的新观测表明，天琴座RR变星V79是一个以第一泛音模为主的双模变星。在所有以前的研究中，V79被发现是一个基本模式（RRab）的光变曲线不规则的振荡器。这是第一个观测到的天琴座RR变星的模式转换，也是奥斯特霍夫I型星团M3中水平支星向蓝演化的直接观测证据。它还表明，有一个连接之间的Blazhko效应和脉动模式混合的RR天琴座变量。这些新的观测结果还表明，在过去的70年里，M3中的RRd星V68的泛音振荡的强度可能有所增加，从而表明V68也在向蓝方向演化。对先前发表的Oosterhoff II型系统中的RRd星的调查表明，有边缘证据表明两颗恒星的基模振荡强度增加：M15中的V30和AQ Leo。如果这些增加被未来的观测所证实，它将表明II型系统中的RRd星的红色演化。
1997-09-03 astro-ph
Variable stars in the Fornax dSph Galaxy. I. The Globular Cluster Fornax 4
第一次在天炉座4中发现了变星，这个球状星团位于天炉座矮球状星系的中心附近。通过将图像相减技术应用于由6.5米麦哲伦/克莱望远镜的MagIC相机和4米布兰科/CTIO望远镜的宽视场成像仪获得的B，V时间序列测光，我们在以天炉座4为中心的2.4 'x2.4'区域中检测到27颗RR Lyrinos星（22颗基模，3颗第一泛音和2颗双模双折射）。ab型天琴座RR型恒星的平均和最小周期<Pab>分别为0.594 d和P（ab，min）=0.5191 d，以及该星团在水平分支型-金属丰度平面中的修正位置，都一致指向该星团的奥斯特霍夫中间状态，这与绝大多数银河系球状星团不同，但与之前对天炉座其他球状星团的指示一致。距离星团中心30角秒以内的天琴座RR型星的平均视星等为<V（RR）>=21.43 +/- 0.03等（σ =0.10 mag，12颗星的平均值），导致（m-M）o=20.64 +/- 0.09 mag或（m-M）o=20.53 +/- 0.09 mag的真实距离模量，这取决于是采用低（[Fe/H]=-2.0）还是中等高（[Fe/H]=-1.5）的金属丰度。
2007-08-02 astro-ph
Search for Variable Stars in the Globular Cluster M3
本文描述了球状星团M3（NGC 5272）的测光时序巡天结果，目的是寻找接触和分离食双星。尽管我们用$V<20.0$观测了4077颗星，观测了25颗蓝离散星，但只发现了一颗可能的食双星和一颗SX Phe型星。新发现的SX Phe恒星V237显示了一条具有可变振幅的光变曲线。变量V238显示出周期为0.49 d或周期为0.25 d的变异性。在星系团颜色-星等图上，该变星占据了红巨星分支底部蓝色百分之几的位置。V238可能是蓝离散双星的后代。作为一个副产品，我们获得了高质量的数据，为42个以前已知的RR天琴座变量，其中包括33个贝利型ab，7型c和2个双模式embryonator。我们使用的方程，关系到RRc恒星的物理特性，他们的脉动周期和傅立叶参数，以获得质量，光度，温度和氦参数的5个RRc恒星。其中一颗RRd星（V79）已经切换了模式。在以前的研究中，它被归类为RRab，但我们的观测表明，它是一颗以第一泛音模式为主的RRd星。这表明水平分支上的蓝向进化。
1997-08-30 astro-ph
Multicolour CCD photometry of the variable stars in globular cluster M3
我们提供了银河系球状星团梅西耶3（M3）变星的时间序列数据。我们给BVI光变曲线226 RR天琴座，2 SX苯丙氨酸和1 W Vir型变量，随着估计的基本光度参数，如强度和震级平均亮度和脉动周期。在某些情况下，我们发现的周期与以前发表的周期有很大的不同。这是第一个公布的光变曲线和变量V266的周期测定。I波段光变曲线以前没有观察到许多（76）变量。发现了三个新的天琴座RR型变星。属于不同的进化阶段，并已被分离的基础上V数据的RR天琴座变量组在这里发现的所有颜色和颜色指数的聚类分析。本文还讨论了I带的周期-光度关系。在我们研究的66颗调制（Blazhko型）天琴座RR星中，有6颗是新发现的，其中2颗是第一泛频调制星。在13 RR天琴座的情况下，首次估计了Blazhko循环的周期。V252被确定为新的RRd变量。研究了RRd星的振幅比，以寻找可能的模含量变化。与以前的出版物相比，没有发现任何变化。典型的聚类变异调查的时间序列的抽样问题被证明。
2006-08-19 astro-ph
The Variable Stars and Blue Horizontal Branch of the Metal-Rich Globular Cluster NGC 6441
本文介绍了富金属（[Fe/H] = -0.53）球状星团NGC 6441的时间序列VI测光。我们的色星等图显示，在哈勃太空望远镜的数据中看到的延伸的蓝色水平分支存在于星团的最外层。红色束的斜率几乎与变红矢量平行。这个斜率的一个组成部分是由于微分红化，但部分是内在的。蓝色的水平支星比红色的丛星更集中。我们在NGC 6441附近发现了大约50颗新的变星，其中8颗或更多的RR型天琴座星很可能是星团成员。在0.2-1.0天的范围内进行综合周期搜索，与具有相同金属丰度的RR型天琴座相比，基本型天琴座的周期异常长（0.5-0.9天）。在其他富含金属的球状星团中也发现了三个类似的长周期RR天琴座。有超过十个例子在手，似乎一个独特的子类RR天琴座正在出现。观测到的水平分支恒星的性质与最近的模型，调用深度混合，以提高大气中的氦丰度是合理的协议，而他们与模型，假设高初始氦丰度冲突。C型天琴座RR的光变曲线似乎有着异常长的上升时间和尖锐的极小值。在恒星脉动模型中重现这些光变曲线可能提供另一种方法来约束NGC 6441中观测到的异常蓝色水平分支延伸和倾斜红色团块的物理变量。
1998-12-07 astro-ph
On the remote Galactic globular cluster NGC 2419
本文利用B，V，I时间序列CCD测光方法对银河系球状星团NGC 2419进行了近10年的深（V ~ 26）观测，观测范围超出了星团的潮汐半径。我们已经确定了101颗变星，其中60颗是新发现的，是已知的天琴座RR型变星的两倍，包括12颗SX型凤凰星。天琴座RR型恒星的平均周期（分别<Pab>为0.662 d和<Pc>0.366 d）以及在周期振幅图中的位置都证实了NGC 2419是一个奥斯特霍夫II星团。天琴座RR星的平均视星等为<V>=20.31 +/- 0.01（sigma=0.06，67颗星），导致距离模数（m-M）o=19.60 +/- 0.05。色星等图，在星团关闭点以下约2.6等，没有显示出多个恒星星族的明确证据。在r~ 10.5 '处发现了星团星，可能在r~ 15'处发现了星团星，这表明文献中的潮汐半径可能被低估了。在数据中没有明确检测到潮汐外结构。NGC 2419有许多蓝色离散星和一个从天琴座RR星延伸到一个以“蓝钩”结尾的极蓝色尾巴的人口稠密的水平分支，这是该星团中首次发现。红巨星分支是狭窄的，排除了显着的金属丰度分布。我们的研究结果似乎不赞成将NGC 2419解释为具有河外起源或被银河系潮汐破坏的矮星系的残余。
2007-08-02 astro-ph
Image-Subtraction Photometry of Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 6934
本文给出了球状星团NGC 6934视场内85颗变星的CCD BVI测光结果。用图像减影软件包ISIS进行光度测定。其中24颗RRab星，5颗RRc星，2颗W UMa型食双星，1颗SX Phe星，3颗其他类型变星。这两个发现的接触双星都是前景恒星。SX Phe变星最有可能属于星团蓝离散星。在这个星团以及我们最近观测到的其他星团中发现的大量新的天琴座RR型变星表明，迄今为止在附近星系球状星团中发现的天琴座RR型变星总数是明显不完整的（>30%）。通过对RRc变星的光变曲线进行傅立叶分解，估算出这些恒星的基本性质：M=0.63 M_odot，log（L/L_odot）=1.72，T_eff=7300，Y=0.27。使用RRab变量，我们得到：M_V=0.81，[Fe/H]=-1.53和T_eff=6450。从RRab变量在最小光照下的B-V颜色，我们得到E（B-V）=0.09+-0.01。利用文献中RRab和RRc绝对星等的不同定标，估算了星系团的表观距离模：（m-M）_V= 16.09+-0.06。我们注意到Piotto等人最近提出的NGC 6934的基于HST的V波段测光的零点可能存在误差。在分析的RR Lyr星样本中，我们检测到一个短周期、低振幅的变星，它可能属于第二泛频变星（RRe亚型变星）。所有变量的英属维尔京群岛光度测定可通过匿名FTP以电子方式获得。可应要求提供整套CCD框…
2000-10-17 astro-ph
HST Snaphot Study of Variable Stars in Globular Clusters: Inner Region of NGC 6441
[摘要]本文介绍了哈勃太空望远镜对球状星团NGC 6441内部区域进行的变星观测的结果。总共发现了57颗变星，包括38颗RR型天琴座星，6颗星族II造父变星和12颗长周期变星。在这次巡天观测到的天琴座RR型星中，有26颗是以基模脉动的，平均周期为0.753d，12颗是以一阶泛音模脉动的，平均周期为0.365d。这些数值与地面调查中发现的数值非常吻合。结合NGC 6441的所有可用数据，我们发现RRab和RRc星的平均周期分别为0.759 d和0.375 d。我们还发现，RR天琴座在这次调查中位于同一地区的周期振幅图中发现的地基调查。虽然NGC 6441是一个富含金属的球状星团，但它的RR天琴座更接近奥斯特霍夫II型球状星团。然而，即使与典型的奥斯特霍夫II型系统相比，它的RRab恒星的平均周期也异常长。我们还导出了RR型天琴座星的I波段周期光度关系。在第二星族的六颗造父变星中，有五颗是室女座W型，一颗是武仙座BL型变星。这使得NGC 6441和NGC 6388成为已知包含这些类型变星的最富金属的球状星团。另一颗变星V118也可能是星族II造父变星，因为它的周期很长，而且在星等上与天琴座RR型恒星有距离。我们认为，似乎没有出现在BL武仙座和W室女座恒星之间的周期光度关系的斜率变化，但斜率的变化确实发生时，金牛座RV恒星添加到周期光度关系。
2003-05-19 astro-ph
Photometry Results for the Globular Clusters M10 and M12: Extinction Maps, Color-Magnitude Diagrams, and Variable Star Candidates
本文报道了赤道球状星团M10和M12的测光结果。这两个星团是我们的GC样本的一部分，我们正在探索光度变化的食双星的存在。在搜索M10和M12中的二进制文件时，我们发现了跨集群字段的差分红化的签名。M10的影响比M12更强。使用我们先前描述的去红化技术，我们创建的集群，显着提高外观的颜色星等图（CMD）的差分消光图。比较我们的地图与Schlegel，Finkbeiner和Davis（SFD）的尘埃发射率地图显示出良好的协议在空间消光功能。本文提出了几种在微分映射上增加E_{V-I}零点的方法，其中等时线拟合法是最成功的。我们的E_{V-I}值在广泛变化的文献值范围内。更具体地说，我们对M12的红化零点估计与SFD估计一致，而对M10的红化零点估计低于SFD值。我们在星团中搜寻变星，总共得到五颗变星：三颗在M10，两颗在M12。M10的变星包括一个大熊座W（W UMa）型的双星系统，一颗背景的天琴座RR星和一颗凤凰座SX星，它们都没有与M10有物理联系。M12的变星是两个W UMa二进制，其中一个很可能是星团的成员。我们给出了变星的分相测光光变曲线，估算了它们的距离，并给出了它们在GC视场和CMD中的位置。
2002-08-13 astro-ph
The Evolutionary Status of M3 RR Lyrae Variables: Breakdown of the Canonical Framework?
为了检验水平分支（HB）恒星演化的流行范式，我们使用Bakos等人和Corwin & Carney最近提供的球状星团M3（NGC 5272）RR Lyrant参数的大型数据库。我们比较观察到的基本面周期的分布对合成HB的预测。观测到的分布在P_f ~ 0.55 d处显示出一个尖峰，这主要是由于RRab变量，而模型预测相反表明，在P_f处分布应该更均匀，具有较短周期的变量的积累（P_f < 0.5 d）。详细的统计检验表明，第一次，观察到的和预测的分布是不相容的彼此在一个高的显着性水平。我们发现，在M3周期分布的尖峰收到了显着的贡献，从集群中的Blazhko变量。我们还发现，M15（NGC 7078）和M68（NGC 4590）在它们的P_f分布中显示出相似的峰值，尽管它们与M3的P_f值相似，但这主要归因于RRc变星。同样与M3相似，RRc变星在不稳定带的蓝色边缘消亡。这又一次与演化情景形成鲜明对比，演化情景也预见到OoII球状星团中短周期RRc变星的强烈积累。我们推测，在OoI系统中，RRab变量可能会被“捕获”到RRab和RRc闪烁器之间的过渡线附近，因为它们演变为蓝色，而在OoII系统中，RRc变量可能会被“捕获”，因为它们演变为红色，然后将其脉动模式改变为RRab。M3、M15和M68的可用CMD和贝利图支持这种情况。
2003-09-05 astro-ph
