Spectroscopy of roAp star pulsation: HD24712
我们目前的径向速度（RV）的光谱时间序列观测的roAp星HD24712（HR1217），同时进行了加拿大MOST小型卫星测光的分析结果。只有稀土元素（REE）的线显示RV脉动的大幅幅度。根据新的塞曼测量结果，我们发现分别用Fe峰和REE峰导出的磁性曲线形状不同。光谱数据的频率分析表明，最高振幅频率是相同的光度学和光谱学。光度和光谱脉动曲线的相移，和相移取决于原子种类。用磁星非绝热非径向脉动模型满意地解释了观测到的RV脉动幅度和相位随光学深度的分布以及光度和半径变化之间的相位滞后。
2005-09-26 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
No magnetic field variation with pulsation phase in the roAp star gamma Equulei
我们提出了一个分析的210高分辨率的时间分辨光谱偏振观测的roAp星伽马Equ在2003年8月和9月的三个晚上。径向速度的变化，由于p-模式的非径向脉动中的稀土元素，特别是Pr III，Nd II和Nd III的线清楚地检测到。与此相反，我们发现绝对没有证据的变化，平均纵向磁场的脉动周期在伽马Equ在110-240 G的水平，最近报道的Leone和Kurtz（2003）。我们的13 Nd III线的圆偏振剖面的变化的调查表明，在3西格玛的置信水平，没有磁场变化与幅度超过40-60 G是目前在伽马Equ在我们的监测这颗星。
2004-01-07 astro-ph
New measurements of magnetic fields of roAp stars with FORS1 at the VLT
磁场在快速振荡Ap（roAp）星的脉动中起着关键作用，因为它们是迄今为止提出的所有脉动激发机制的必要成分。这意味着要正确理解roAp星的地震学行为，需要了解它们的磁场。然而，roAp星的磁场还没有得到很好的研究。在这里，我们提出了新的测量结果的平均纵向场的14个roAp星获得低分辨率分光偏振FORS 1在VLT。
2003-09-21 astro-ph
A high-precision search for magnetic field oscillations in the roAp star HD 24712
我们已经获得了一个时间序列的81个高节奏的圆偏振观测的快速振荡的Ap星HD 24712与新的ESPaDONS分光偏振仪在CFHT。我们使用高信噪比，高分辨率的斯托克斯I和V光谱，调查可能的变化的平均纵向场的脉动周期在这个roAp星。我们的多线磁场和径向速度测量利用了143条稀土元素的谱线，分别达到优于13 G和19 m/s的精度。在HD 24712的已知脉动频率下，清楚地检测到幅度为40-136 m/s的多周期径向速度变化。同时，没有证据表明磁场的脉动变化可以找到.我们推导出的3 σ上限为10 G，或约1%的平均纵向磁场强度，磁场振荡在HD 24712的高层大气。可检测的脉动变化的磁场的情况下提供了一个有价值的约束之间的相互作用的脉动和磁场在roAp星，是兼容的详细的恒星磁声振荡的理论模型的最新预测。
2007-02-28 astro-ph
No Persistent Pulsations in Aql X-1 as it Fades into Quiescence
我们在最近一次爆发后不久进行的一系列RXTE观测中寻找来自Aql X-1的相干X射线脉动。在这些观测过程中，Aql X-1通过了一个明显的“螺旋桨”阶段，因为它的光度逐渐下降到它的静止值。没有检测到脉动，我们将上限（范围从0.52%到9.0%）的分数RMS振幅的任何周期性信号中包含的各种数据集搜索。如果静态光度是由于持续的低水平吸积，这个结果对系统的几何形状有影响。另外，我们的结果支持的想法，静态光度可能是由于热发射。
2000-10-27 astro-ph
Some recent results for the roAp stars
讨论了三个主题：1）对快速振荡的Ap星的光度观测表明，脉动幅度作为波长的函数从蓝色到红色急剧下降。理论推导加上建模表明，这是因为脉动模式的垂直波长与大气的尺度高度相比很短;事实上，这表明我们在可观测的大气中看到了脉动节点。径向速度观测和理论计算现在支持这一点。对CP星的其他研究的意义是，这可以提供独立于传统光谱分析的大气结构的观测约束。2)roAp星的光度可以通过星震学来测定。最近的一个比较这样的星震光度与希巴谷光度。这意味着roAp星比以前的模型具有更低的温度和/或更小的半径，或者这些恒星中的磁场改变了频率间隔。3)讨论了我们对某些roAp星脉动频率长期监测的最新结果。有一个明显的周期性变化的脉动腔，因此声速和/或声音旅行时间（半径）的这些恒星。这可能表明磁周期的水平，磁测量目前无法检测，虽然没有理论支持这样的想法。
1998-05-05 astro-ph
Pulsation tomography of rapidly oscillating Ap stars. Resolving the third dimension in peculiar pulsating stellar atmospheres
我们提出了详细的分析的垂直脉动模式的横截面在十个快速振荡的Ap（roAp）星的光谱时间序列观测的基础上。这种分析的目的是从观测中得出磁声波的振幅和相位如何依赖于深度的完整图像。我们在roAp星的脉动行为中发现了共同的特征。在代表性元素的样本中，Eu II（和33 Lib和HD 19918中的Fe）检测到最低振幅，然后脉动穿过形成Halpha核心，Nd和Pr线的层。在那里，RV振幅达到最大值，然后在大多数恒星中下降。第二个稀土离子的最大RV总是相对于第一个离子延迟。在Tb III和Th III线中检测到最大的相移。脉动变化的Th III线在这里检测到的第一次。Y II线偏离这幅图，表现出比Eu II线甚至更低的振幅，但相对于其他弱脉动线有半个周期的相移。的roAp星表现出相似的脉动相位和振幅的深度依赖性，表明类似的化学分层和可比的垂直模式横截面。通常，脉动波由行波和驻波分量的叠加表示。在脉动频率低于声学截止频率的roAp星的大气中，脉动在深层具有驻波特性，在外层表现为行波。温度较低的恒星在大气层的高处形成流动波。在脉动频率接近声学截止频率的恒星中，脉动波具有从深层开始的运行特征。（节录）
2007-08-02 astro-ph
Spectroscopy of the roAp star Alpha-Cir -- II. The bisector and equivalent-width of the H-alpha line
我们提出了平分线测量的H-α线的快速振荡的Ap（roAp）的明星，阿尔法-Cir，从双站点观测与中等色散摄谱仪。主脉动模式的速度振幅和相位显著变化，取决于H-α线的高度，包括线的核心和翼之间的相位反转。这支持了论文I中提出的恒星大气层中存在径向脉动节点的理论。与金属线的混合部分地影响了H-α平分线的结果，但可能不足以解释相位反转。我们还检测到在脉动过程中的线的等效宽度的变化，并测量了振荡信号作为整个H-α区域的波长的函数。
1998-09-23 astro-ph
Pulsation in the atmosphere of the roAp star HD 24712. I. Spectroscopic observations and radial velocity measurements
我们研究了研究得最好的快速振荡Ap星HD 24712的脉动大气结构。为此，我们分析了2001-2004年期间收集的光谱。2004年，在加拿大MOST小型卫星测光的同时获得了大量数据集。这使我们能够将观测到的径向速度变化的大气动力学与测光中看到的光变化直接联系起来。我们直接推导出的第一次和不同的化学元素，分别离子，光度和径向速度脉动最大值之间的相移，我们建议，在大气中不同的线形成深度。这使我们能够估计第一次的脉动波的传播速度在恒星大气层外的roAp星略低于声速。我们确认大的脉动幅度（150-400米/秒）的稀土元素线和H α核心，而谱线的其他元素（镁，硅，钙，铁峰元素）有几乎恒定的速度。我们没有发现不同的脉动幅度和相位的稀土元素的线之前和之后的巴耳末跳跃，这支持的假设，稀土元素浓度在高层大气以上的氢线形成层。我们还讨论了径向速度振幅和相位测量的个别谱线作为工具的三维层析成像的HD 24712的大气。
2006-11-28 astro-ph
Discovery of coherent millisecond X-ray pulsations in Aql X-1
本文报道了在中子星低质量X射线双星Aql X-1中发现的一段相干毫秒级X射线脉动。发作持续略多于150秒，在此期间，脉冲频率与恒定一致。没有发现与脉动相对应的X射线爆发或热核燃烧活动的其他证据，因此可以确定这是在持续发射中发生的。脉动频率为550.27 Hz，非常接近（高出0.5 Hz）该源中爆发振荡的最大报告频率。因此，我们把这个频率与中子星的自旋频率等同起来。脉冲分数是强烈的能量依赖性，范围从<1%（3-5 keV）到>10%（16-30 keV）。我们讨论了可能的物理解释和它们的后果，我们的理解缺乏脉动的中子星低质量X射线双星。如果解释为吸积动力脉动，Aql X-1可能在理解脉动和非脉动源之间的差异方面发挥关键作用。
2007-11-16 astro-ph
On the influence of Stark broadening on Si I lines in stellar atmospheres
研究了Stark展宽和层化效应对快速振荡（roAp）星10 Aql中Si和6155.13线是不对称的，并且发生了位移.首先，我们用半经典微扰法计算了5950.2，6142.48和6155.13三条Si线的Stark展宽参数。我们修改了合成sp$计算代码，同时考虑到这些线的斯塔克宽度和位移。通过计算与观测的比较，我们发现Stark展宽+层化效应可以解释roAp星10Aql大气中Si6142.48和6155.13谱线的不对称性。
2003-04-22 astro-ph
Towards the undestanding of radial velocity pulsation in roAp stars
快速振荡的Ap星的高分辨率光谱时间序列显示了在其大气层中驻波和行波共存的证据。为了理解这些观测结果，我们对这些恒星最外层的脉动进行了理论分析，从最简单的模型开始，仍然保留了所有重要的物理成分。在我们的分析中，我们考虑了平面平行近似下的等温大气。此外，我们假设，在所考虑的区域中的磁压力是远远大于气体压力，因此，磁声波已解耦成它的声学和磁分量。使用适合于这个模型的速度分量的解析解，我们估计平行于视线的速度分量平均在可见的恒星盘。将后者拟合为形式为Acos（$σ$ t+phase）的函数，其中$σ$为无量纲振荡频率，t为无量纲时间，我们导出了我们的模型的振幅A和相位作为大气中高度的函数。
2007-12-18 astro-ph
Radial Velocity Studies of roAp Stars
我们提出了最近的结果，从我们的径向速度（RV）研究快速振荡Ap（roAp）星。我们的测量结果表明，这些恒星的脉动振幅取决于所检查的光谱区域。对于一颗恒星，伽玛Equ，脉动RV振幅取决于线强度和原子种类。元素的差异很可能与这些恒星表面的丰度有关。谱线强度的差异被解释为大气中的高度效应。最终，这些测量结果可能会为这些恒星的大气层提供有价值的诊断。
1998-05-14 astro-ph
Discovery of very low amplitude 9-minute multiperiodic pulsations in the magnetic Ap star HD 75445
我们提出了我们的发现脉动径向速度变化的冷Ap星HD 75445，一个对象光谱类似于明亮的，快速振荡的Ap（roAp）星伽马Equ。基于欧洲南方天文台3.6米望远镜HARPS光谱仪获得的高分辨率时间序列光谱，我们检测到Nd II和Nd III线的振荡，周期接近9分钟，振幅为20-30米/秒。在我们的3.8小时的观测运行中的脉动振幅的实质性变化揭示了至少三个激发的非径向模式的存在。HD 75445中极低振幅脉动的检测表明，roAp激发机制产生几十m/s和几km/s之间的径向速度振幅的变化。这支持的想法，许多，如果不是全部，冷Ap星占据roAp不稳定带可能窝藏非径向脉动，目前仍然未被检测到，由于其小的光度和径向速度振幅。
2008-12-14 astro-ph
A search for pulsational line profile variations in the delta Scuti star HD21190 and the Ap Sr star HD218994
我们目前的结果，我们最近的搜索脉动线轮廓变化的高时间分辨率UVES光谱的最进化的Ap星已知的，三角洲盾牌星HD21190，和Ap Sr星HD218994。我们发现HD 218994是一颗脉动周期为5.1分钟的roAp星，这使它成为已知的第36颗roAp星。在盾牌座δ恒星HD 21190的光谱中没有发现快速脉动。然而，我们检测到移动的峰值在核心的谱线，这表明存在的非径向脉动在这颗星。
2007-12-02 astro-ph
Line profile variations in rapidly oscillating Ap stars: resolution of the enigma
我们已经进行了第一次调查的脉动线轮廓变化在快速振荡的Ap（roAp）星。我们分析了高信噪比的时间序列观测的10个尖锐线roAp星获得的高分辨率摄谱仪连接到VLT和CFHT望远镜。我们详细研究了Pr III，Nd II，Nd III和Tb III线的变化，并发现了一个显着的变化的轮廓变化模式与高度在所有研究的roAp星的大气。在每一个调查的恒星轮廓的变化，至少有一个稀土离子的特点是不寻常的蓝色到红色的移动功能-一个行为无法解释的框架内的标准斜向平行四边形模型缓慢旋转的roAp星。通过对谱线轮廓矩的分析和光谱合成计算，我们证明了roAp星谱线的异常振荡是由谱线宽度的脉动调制引起的。这种变化与径向速度变化近似正交，在恒星大气中，其幅度随高度迅速增加。我们建议，线宽调制是一个后果的周期性膨胀和压缩的湍流层在高层大气中的roAp星。因此，线轮廓的变化，观察到在缓慢旋转的磁振荡器应被解释为两种类型的变化的叠加：通常的时间依赖性的速度场，由于一个倾斜的低阶脉动模式和额外的线宽调制，与恒星半径的变化同步。我们的线轮廓变化的roAp星的解释解决了长期的观测难题，并开辟了新的可能性，约束恒星磁声脉动的几何和物理特性。
2006-12-28 astro-ph
Multiperiodic pulsations in the Be stars NW Ser and V1446 Aql
目的：给出两颗Be星NW Ser和V1446 Aql的精确光度时间序列。2003年7月，内华达山脉天文台（格拉纳达）用自动四通道斯特伦格伦光度计观测到这两颗恒星。我们还提出了一个初步的理论研究表明，这些恒星所表现出的周期性变化可能是由于脉动。方法：一个详尽的傅立叶分析与最小二乘拟合已进行了所有四个Strömgren波段的时间序列。几个独立的频率和非周期性的趋势解释了大部分的变化。一个理论上的非绝热代码适用于这些恒星的恒星模型表明，g-模式是不稳定的。结果：这两颗恒星的振幅都有快速的变化，可能是由于拍频现象。每颗恒星都有四个显著的频率。比较所观察到的振幅比，为每个脉动频率与理论脉动代码计算，使我们能够估计与不同的检测频率的脉动模式。NW Ser似乎也显示出不稳定的p模，因此可能是新发现的$β$仙王座和SPB混合星之一。计划进一步进行光谱观测，以研究探测到的频率的稳定性。
2007-07-06 astro-ph
Discovery of pulsational line profile variations in the delta Scuti star HD21190 and in the Ap Sr star HD218994
天文地震学有可能为恒星内部的物理学提供新的见解。我们已经获得了高时间分辨率的UVES观测的三角洲Scuti星HD 21190和Ap Sr星HD 218994寻找脉动线轮廓的变化。本文报道了一颗新的roAp星HD 218994的发现，它的脉动周期为14.2分钟。在冷的Ap星-盾牌座δ星HD 21190的光谱中没有发现快速脉动。然而，我们检测到前所未有的清晰度为三角洲星移动峰值的核心谱线，表明存在高度的非径向脉动，在这颗星。
2007-12-02 astro-ph
A search for rapid pulsations among 9 luminous Ap stars
快速振荡Ap星是研究恒星大气结构的重要物质，而大气中的化学元素扩散过程是重要的。我们已经进行了调查的快速振荡的样本中的9个发光的Ap星，从他们的位置中选择的颜色星等图作为更先进的主序Ap星的不稳定带内的快速振荡的Ap（roAp）星。直到最近，这个区域还没有观测到快速脉动的恒星。我们使用的VLT紫外-可见中阶梯光谱仪（UVES），以获得高时间分辨率的光谱，使第一个系统的光谱搜索在该地区的roAp不稳定带的快速振荡。我们报告了9个零检测的径向速度振幅的上限为20 - 65米/秒和精度为7 - 20米/秒的Nd和Pr线的组合。互相关证实了这些零结果。至少有六颗恒星是磁性的，我们提供了其中四颗的磁场测量结果，其中三颗是新发现的磁性恒星。据发现，四颗恒星的磁场小于~ 2 kG，根据理论预测，这可能是不够的抑制信封对流周围的磁极更先进的Ap星。对流的抑制预计是必不可少的不透明机制，在氢离子化区有效地驱动高泛音roAp脉动。我们的零结果表明，更先进的roAp星可能需要特别强的磁场脉动。然而，有三颗被研究的恒星的磁场确实超过了5千克。
2008-01-03 astro-ph
Indirect imaging of nonradial pulsations in a rapidly oscillating Ap star
许多类型的恒星表现出半径和亮度的周期性变化，这通常被称为“恒星脉动”。观测到的脉动特征是由基本的恒星参数决定的。因此，对恒星脉动的研究提供了一个独特的机会来验证和完善我们对恒星演化和内部结构的理解。然而，这种分析的一个关键边界条件--关于恒星外包络中脉动几何形状的精确信息--是出了名的难以保证。在这里，我们证明，它是可能的，以解决这个问题，通过构建一个“图像”的脉动速度场的恒星光谱的时间序列观测。这种技术应用于研究的几何非径向脉动的原型磁振荡（roAp）星HR 3831。我们的速度图直接表明了与全球磁场的轴的脉动对齐，并揭示了一个显着的磁感应失真的脉动。这一观察构成了长期寻求的解决问题的脉动几何的roAp星，并使最近的恒星磁声振荡理论非常严格的测试。
2004-09-26 astro-ph
MOST photometry and modeling of the rapidly oscillating (roAp) star gamma Equ
目标。尽管在过去的25年中获得了光度和光谱的振荡，快速振荡的Ap（roAp）恒星伽马Equ的脉动频谱仍然知之甚少。更好的时间序列测光，结合最近的进展，将内部磁场几何形状到脉动模型，使我们能够执行改进的asteroseismology这roAp星。方法.我们获得了19天的连续高精度光度测量伽马Equ与MOST（恒星的微变和振荡）卫星。用两种不同的简化技术对数据进行简化，并确定了显着频率。这些频率是通过插入一个脉动模型网格来拟合的，该模型包括各种极性强度的偶极磁场。结果我们在伽马方程中识别出7个频率，我们将其与5个高泛音p模式以及主导p模式的第一和第二谐波相关联。其中一个模式和两个谐波是这颗恒星的新发现。我们的最佳模型解决方案（1.8 M_sun，log T_eff ~ 3.882;极性场强~8.1 kG）导致这些频率（ell = 0，1，2和4）的唯一模式识别。这是第一个纯粹的小行星地震适合一个网格的磁性模型。我们测量的振幅和相位调制的主要频率，由于与一个紧密间隔的频率，从来没有得到解决的跳动。这对理论提出了质疑，这种调制-与恒星的旋转无关-是由于随机激发机制。
2008-02-27 astro-ph
The rapidly oscillating Ap star HD 99563 and its distorted dipole pulsation mode
我们进行了一个时间序列测光多站点运动的快速振荡的Ap星HD 99563，也获得了平均光观测两个赛季。恒星的脉动，表现出比最小值更平坦的光极大值，可以用以1557.653微赫兹为中心的五重频率和这些频率的一些一次谐波来描述。脉动的幅度与恒星的旋转周期调制，我们确定与2.91179 +/- 0.00007 d从恒星脉动光谱和平均光数据的分析。我们把畸变的振荡模分解成纯球谐分量，发现它主要由l=1脉动控制，也有显著的l=3贡献，l=0和2分量较弱。HD 99563是第四颗同时观测到两个脉动极点的roAp星，也是第三颗观测到脉动模式畸变的roAp星。我们指出HD 99563与经过充分研究的roAp明星HR 3831非常相似。最后，我们注意到HD 99563的伴星位于盾牌座三角洲不稳定带，因此可能显示出脉动。我们表明，如果伴星是物理的，roAp星将是一个2.03太阳质量的物体，在44度的旋转倾角，然后预测86.4度的磁性。
2005-11-11 astro-ph
Constraints on the Neutron Star Magnetic Field of the two X-ray Transients SAX J1808.4-3658 and Aql X-1
最近在SAXJ1808.4 -3658中发现的频率约为400 Hz的相干X射线脉动，以及对静止期源亮度的测量，使我们能够通过对静止期磁层半径位置的简单考虑，对中子星磁场设定一个上限，即B < 5 10^8高斯。结合X射线脉动存在的下限，这将SAX J1808.4-3658中子星的磁场限制在相当窄的范围（1-5）10^8高斯。类似的考虑应用到Aql X-1的情况，中子星的磁场低于~10^9高斯。
2002-10-04 astro-ph
New light on the driving mechanism in roAp stars. Part I. Effects of metallicity
观测表明，roAp星脉动的驱动机制与这些恒星中的重元素分布之间存在着某种关系。我们试图研究局部和全局金属丰度变化对A星模型中高阶p模激发机制的影响。我们开发了恒星演化模型来描述不同的全球金属丰度或本地金属积累配置文件的磁性A星。这些模型是用CLES（“Code Liègeois d 'évolution stellaire”）计算的，我们的模型的稳定性是用非绝热振荡代码MAD评估的。我们的模型再现了roAp星不稳定带的蓝色边缘，但产生了一个比观察到的红边热，无论金属丰度。令人惊讶的是，我们发现，在驱动区域内的不透明度的增加可以产生较低的驱动量，我们称之为“逆$κ$ -机制”。
2008-11-21 astro-ph
Asteroseismology of chemically peculiar stars
脉动变率是在几种类型的主序星中观察到的异常化学丰度。在这篇文章中，我总结了脉动和化学特性之间的关系，特别强调快速振荡的磁性Ap星。这些磁声换能器为研究脉动、化学不均匀性和强磁场的相互作用提供了独特的机会。在大型望远镜上使用高分辨率分光仪和超精密空间测光对快速振荡的Ap星进行时间序列监测，使我们对这些有趣的物体的理解取得了一些重要突破。的roAp频谱的解释允许约束基本恒星参数和探测恒星内部鲜为人知的属性。与此同时，脉动波在roAp星的化学分层大气中的传播的调查已被用作一种新的asteroseisic工具，研究脉动作为大气高度的函数，并详细绘制磁扭曲的p模式的水平结构。
2009-01-14 astro-ph
Coordinated AMBER and MIDI observations of the Mira variable RR Aql
我们已经使用了近红外和中红外干涉测量研究脉动的大气和拱星环境的米拉变量RR Aql。观测是用VLTI/AMBER（近红外）和VLTI/AMBER（中红外）仪器进行的。在2004年4月9日至2007年7月28日期间，我们共获得了15个脉动历元，其中包括4个脉动周期和2006年9月9日相位为2.82的一个琥珀历元。这项工作也是正在进行的VLTI和VLBA联合观测项目的一部分，该项目旨在研究恒星脉动和质量损失过程之间的联系。在这里，我们提出了一个简单的统一的磁盘模型，以及最近的自激动力学模型大气预测的AMBER能见度数据的比较。在相位2.82时，模型大气的光球角直径的最佳拟合值为9.9 +/- 2.4质量。
2008-09-26 astro-ph
Any Recent Progress in the Theory of Pulsating Stars?
为了回答这个问题，我们概括地回顾了脉动理论的最新文献。我们限制的主题，研究roAp星，EC 14026变量，奇怪的模式，明亮的蓝色变量，脉动旋转耦合，并从经典的，以及相对论的观点在紧凑的对象脉动。
1999-09-01 astro-ph
HD 12098 - A new norhtern hemisphere roAp star
本文分析了1999年11月至2000年11月间在阿布山国家天文台和奈尼塔尔天文台对HD 12098进行的65小时高速测光观测。HD 12098是“Naini Tal-Cape北半球roAp星巡天”发现的第一颗快速振荡的Ap星。它是完整列表中的第32位。HD 12098在nu_1 = 2.1738 mHz处表现出一种主导振荡模式。我们的数据中第二个最重要的频率是nu_2 = 2.1641 mHz，具有1个周期/天的混叠模糊度。我们认为nu_2是nu_1的旋转旁瓣，而不是一个独立的脉动模。还提供了在2.1807和2.3056 mHz处存在其他两个频率的证据。
2001-08-23 astro-ph
The discovery of high-amplitude 10.9-minute oscillations in the cool magnetic Ap star HD 115226
我们提出了在冷磁Ap星HD 115226的脉动变化的发现-第一个高振幅快速振荡Ap星发现的时间序列光谱。使用高分辨率光谱与HARPS仪器在ESO 3.6米望远镜，我们检测径向速度变化的周期为10.86分钟，在Pr III，Nd III，Dy III线和窄的核心氢线。脉动振幅超过1公里/秒的个别线的钕III。运行波在恒星大气中的存在下推断从径向速度最大值的稀土和氢线之间的相移。我们的丰度分析表明，HD 115226具有典型的roAp光谱特征，特别是Pr，Nd和Dy的电离异常。我们讨论的脉动HD 115226的发现在最近的光谱研究的背景下roAp星，并指出光谱脉动振幅和恒星自转速率之间的相关性的存在。
2007-12-20 astro-ph
A search of very low amplitude magnetoacoustic pulsations with HARPS
我们已经获得了时间分辨光谱观测样品的10个冷Ap星使用超稳定光谱仪HARPS在ESO 3.6米望远镜。我们研究的目的是寻找低振幅振荡的Ap星没有或不确定的证据，脉动的变化。在这里，我们报告我们调查的初步结果。我们确认β CrB（HD 137909）中存在~16分钟周期的脉动，并证明了该恒星中振荡的多周期性。此外，我们还发现了HD 75445中非常低振幅的9分钟脉动，这是一个光谱上与已知的roAp恒星非常相似的天体。
2007-11-30 astro-ph
The fundamental parameters of the roAp star alpha Circini
我们使用悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）来测量α Cir的角直径。这是第一个详细的干涉研究的快速振荡A（roAp）星，阿尔法环是最明亮的成员，其类。我们使用新的更精确的依巴谷视差来确定半径为1.967+-0.066 Rs。我们从校准谱中约束了测辐射热通量，确定了7420 ± 170 K的有效温度。这是第一次直接测定roAp星的温度。我们的温度处于先前估计的低端，先前估计的跨度超过1000 K，并且基于光度指数或光谱方法。此外，我们分析了两个高品质的光谱α环，在不同的旋转阶段，我们发现的证据存在的斑点。在这两个光谱中，我们发现接近太阳的C，O，Si，Ca和Fe的丰度，高丰度的Cr和Mn，而Co，Y，Nd和Eu的过剩约1倍。这里报告的结果提供了重要的观测约束，为今后的研究大气结构和脉动的α Cir。
2008-03-11 astro-ph
Multi-site observations of Delta Scuti stars 7 Aql and 8 Aql (a new Delta Scuti variable): The twelfth STEPHI campaign in 2003
本文分析了2003年6月至7月在STEPHI XII活动框架内观测到的一颗新的变星-盾牌座δ 7 Aql（HD 174532）和8 Aql（HD 174589）的脉动行为。在21天的时间里，在三个大陆的三个地点使用四通道光度计获得了183小时的高精度测光。光变曲线和振幅谱是按照经典的多通道光度学方案获得的。还获得并分析了不同过滤器中的观察结果。在7Aql和8Aql中，分别在0.090mHz-0.300mHz和0.100mHz-0.145mHz范围内，在99%置信水平以上明确地检测到六个和三个频率。观测和理论频率的比较表明，7 Aql和8 Aql可能振荡与低径向阶的p模式，典型的盾牌座δ恒星。在径向振荡方面，8Aql的范围从n=1到n=3，而对于7Aql，范围从n=4到n=7。非径向振荡也必须存在于两颗恒星中。根据非绝热分析，两颗恒星的激发模式的预期范围从n=1到n=6。
2007-06-05 astro-ph
The Extraordinary X-ray Light Curve of the Classical Nova V1494 Aquilae (1999 #2) in Outburst: The Discovery of Pulsations and a "Burst"
V1494 Aql（Nova Aql 1999 No. 2）于1999年12月2日发现。我们在2000年4月15日和6月7日获得了钱德拉ACIS-I光谱，这些光谱似乎只显示出发射线。我们在8月6日进行的第三次观测表明，它的光谱已经演变成超软X射线源的特征。然后，我们在9月28日（8 ksec）和10月1日（17 ksec）获得了Chandra LETG+HRC-S光谱。我们分析了光栅观测的X射线光变曲线，发现了短时间尺度的“爆发”和振荡。这两种现象以前都没有在爆发的新星的光变曲线中看到过。"爆发“是在第二次观察的中间附近X射线计数增加10倍，持续约1000秒;除了其他结构外，它至少显示出两个峰。我们对组合的25 ksec观测的时间序列分析表明，在2500 s处有一个峰值，该峰值出现在零级图像和色散光谱的独立分析中，而在HZ 43和天狼星B的光栅数据的类似分析中没有出现。对V1494 Aql数据的进一步分析发现，存在其他周期，这意味着我们正在从脉动的重新点燃的白矮星观察非径向g+模式。
2002-10-02 astro-ph
Time-series spectroscopy of the rapidly oscillating Ap star HR 3831
我们提出了快速振荡的Ap星HR 3831的时间序列光谱。这颗恒星的主脉动周期为11.7分钟，自转周期为2.85天。我们已经分析了1400中分辨率光谱的波长区域6100- 7100 AA超过一个星期，使用类似的技术，我们适用于另一个roAp星，阿尔法环。我们证实，H-α速度振幅的HR 3831调制旋转相位。这种调制是由斜向散射体模型预测的，并排除了斑点散射体模型。然而，对H-α和其他谱线的进一步分析揭示了旋转调制，这不能用斜向散射模型轻易解释。特别地，由H-α线的宽度测量的脉动的相位随着线中的高度而变化。H-alpha平分线的变化与在Alpha Cir中观察到的非常相似，我们先前将其归因于恒星大气中的径向节点。然而，这两颗恒星之间惊人的相似之处，尽管阿尔法环的周期要短得多（6.8分钟），但这一解释与此相反，除非两颗恒星的大气结构有所不同。可替代地，平分线变化是模式的次数l的特征，而不是泛音值n。需要对roAp星中的金属线进行高分辨率的研究，以充分了解大气中脉动的形式。
2000-04-28 astro-ph
Long baseline interferometric observations of Cepheids
我们目前的观测银河造父变星eta Aql和zeta宝石。我们的观测能够解决与脉动相关的直径变化。这使我们能够独立于光度观测来确定到造父变星的距离。我们确定到eta Aql的距离为320 +/-32 pc，到zeta Gem的距离为362 +/-38 pc。这些观测使我们能够校准表面亮度关系，用于确定河外距离。它们还提供了这些造父变星的平均直径的测量，这对于构建这类恒星的结构模型很有用。
2002-03-05 astro-ph
On the spectroscopic nature of the cool evolved Am star HD151878
最近，Tiwari，Chaubey，& Pandey（2007）发现了可见双星HD 151878的明亮部分，它通过Johnson B滤波器表现出快速的光度振荡，周期为6 min（2.78 mHz），高的调制振幅高达22 mmag峰-峰，使这颗恒星成为迄今为止已知振幅最高的roAp恒星。作为一颗新的roAp星，HD 151878在北天是一颗罕见的例子，也是第二颗已知的演化的roAp星，另一颗是HD 116114。我们使用北欧光学望远镜的FIES摄谱仪在高色散下获得高时间分辨率光谱，试图验证快速振荡。我们在这里表明，在这个时代的恒星是光谱稳定的快速振荡不超过几十米/秒。此外，高分辨率的光谱显示，该恒星是Am型，而不是Ap型，我们发现该恒星缺乏快速振荡Ap型恒星的大部分已知特征。我们的结论是，这是一个不以6分钟周期脉动的Am星。最初发现的脉动很可能是仪器的人工制品。
2008-07-17 astro-ph
Variation of the line profile moments for stars pulsating in distorted oblique non-radial modes
我们推导出表达式，并开发了一种数值技术，用于分析恒星在斜非径向模式下脉动的线轮廓矩变化。这是一个广泛使用的光谱矩模式识别方法的扩展，在快速振荡的Ap星中观察到的倾斜扭曲脉动。我们证明了一个非轴对称叠加的脉动和旋转速度场的结果在一个定性的新的行为的一些线轮廓特征。结果发现，对于大多数的roAp星的二阶矩随脉动频率而变化，而不是与其第一谐波，即使轴对称模式。我们还确定脉动观测值，不改变脉动周期，但调制的恒星旋转，可以有助于在许多脉动周期平均的恒星光谱的变化。作为一个例子的新版本的时刻技术，我们计算旋转调制的脉动变化的线轮廓矩的倾斜轴对称偶极脉动模式与不同的参数。它还表明，最近的恒星磁声振荡的理论研究预测的斜偶极模的畸变可以很容易地诊断通过矩分析。特别地，径向速度和二阶矩的脉动相位调制的形状对非轴对称脉动分量非常敏感，而二阶矩幅度的旋转调制最适合于揭示脉动的轴对称磁致畸变。
2005-03-21 astro-ph
A search for rapid pulsations in the magnetic cool chemically peculiar star HD3980
Ap星HD 3980似乎是一个有前途的roAp候选人的基础上，它的基本参数，导致我们寻找快速脉动与VLT紫外-可见光谱仪（UVES）。精确的依巴谷视差和8100 K的估计温度将HD 3980置于快速振荡的Ap星的理论不稳定带的中间，大约是它的主序星演化阶段的一半。这颗恒星有一个强而多变的磁场，这是典型的冷磁性Ap星。偶极模型参数确定VLT观测使用FORS 1。从对稀土元素的个别谱线和H-α线核的多普勒频移测量中，我们没有发现超过20-30 m/s的脉动。这一结果得到了其他几种化学元素谱线检查以及以平均光谱为模板的长光谱区域互相关的证实。化学元素的丰度被确定，并显示大于太阳的稀土元素丰度。此外，检测到的前两个电离状态的Nd和Pr的电离不平衡。我们还发现，恒星有一个强大的过剩的锰，这是典型的热得多的HgMn和其他Bp星。线轮廓的变化与旋转期间检测到的大多数化学物种。
2008-08-20 astro-ph
Observations of Mira stars with the IOTA/FLUOR interferometer and comparison with Mira star models
本文介绍了用IOTA干涉仪对五颗Mira星的K波段观测。干涉图是用FLUOR纤维光学光束组合器获得的，该组合器在时变大气条件下提供高精度的能见度测量。对于M型Miras X Oph、R Aql、RU Her、R Ser和C型Mira V CrB，我们分别推导出均匀圆盘直径为11.7mas、10.9mas、8.4mas、8.1mas和7.9mas（+/- 0.3mas）。同时进行的测光观测产生了热辐射通量。导出的角Rosseland半径和测辐射热通量允许的有效温度的测定。例如，确定了RAql的有效温度为2970 +/-110 K。从5.5mas +/-0.2mas的Rosseland角半径和4.73mas +/-1.19mas的HIPPARCOS视差推导出（250 + 100/-60）Rsun的RAql的线性Rosseland半径。观测结果与Bessel等人（1996）和Hofmann等人（1998）的Mira星理论模型进行了比较。M型Miras的有效温度和R Aql的线性半径指示基模脉动。
2002-06-24 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
Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry - I. VINCI/VLTI observations of seven Galactic Cepheids
我们报告的角直径测量七个经典造父变星（X Sgr，eta Aql，W Sgr，zeta Gem，beta Dor，Y Oph和L Car），我们已经获得了与VINCI仪器，安装在ESO的VLT干涉仪（VLTI）。我们还提出了重新处理的档案数据获得的FLUOR/IOTA仪器zeta宝石，为了提高我们的观测相位覆盖。我们获得了LD（X Sgr）= 1.471 +/- 0.033 mas，LD（eta Aql）= 1.839 +/- 0.028 mas，LD（W Sgr）= 1.312 +/-0.029 mas，LD（η Aql）= 1.471 +/-0.033 mas的平均肢体暗角直径值。（β Dor）= 1.891 +/- 0.024质量，LD（zeta Gem）=1.747 +/- 0.061质量，LD（Y Oph）= 1.437 +/- 0.040质量和LD（L Car）= 2.988 +/- 0.012质量。对于其中的四颗恒星（eta Aql，W Sgr，beta Dor和L Car），我们检测到它们角直径的脉动变化。这使我们能够使用Baade-Wesselink方法的修改版本直接计算它们的距离：d（eta Aql）= 276 [+55 -38] pc，d（W Sgr）= 379 [+216 -130] pc，d（beta Dor）= 345 [+175 -80] pc，d（L…
2003-12-09 astro-ph
Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. II. 33 Librae
本文给出了快速振荡的Ap（roAp）星天秤座33的精确相对径向速度（RV）测量结果，测量的高分辨率数据跨越波长间隔5000- 6200 A。我们发现，脉动径向速度振幅确定了一个广泛的波长范围内（~100 A）取决于被检查的光谱区域，可以高达60米/秒，在5600 A和低至7米/秒，在5900 A的区域。单个谱线的RV测量可以显示甚至更高的RV幅度。对Ca，Cr，Fe，La，Ce，Gd，Er和Nd的谱线，得到了大气的声截面，即脉动的相位和振幅随光学深度的变化关系。这一分析表明，脉动相位是可变的，通过大气和Nd III线脉动几乎180度的相位与Nd II功能，并形成显着更高的恒星大气。这决定性地建立了至少一个径向节点的脉动在高层恒星大气的存在。所有单独光谱特征的脉动相位的直方图示出了双峰高斯分布，其中17%的谱线具有与大多数其他谱线近似165度异相的脉动相位。这也与恒星大气层中存在径向节点相一致。由于行波分量引起的相位的累积可以解释165度相位差以及相位分布的高斯分量之一的更宽的宽度（两倍）。
2003-07-18 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3: The First Pulsating White Dwarf with a Large Detectable Magnetic Field
我们报告了在独特的脉动碳大气白矮星SDSS J142625.71+575218.3中发现的强磁场。从MMT和Keck望远镜收集的光谱，我们推断的表面场的B_s ~1.2 MG，基于明显的塞曼成分中看到的几个碳线。我们还检测到存在的塞曼分裂的He I 4471线，这是一个指标的存在下，一个不可忽略的量的氦在大气中的这个热DQ星。这对于理解它的脉动是很重要的，因为非绝热理论揭示，在目标恒星的有效温度范围内，一定有一些氦存在于包层混合物中，以激发脉动模式。在目前已知的近200颗脉动白矮星中，这是第一颗具有可检测到的大磁场的恒星。我们认为SDSS J142625.71+575218.3是一颗相当于roAp星的白矮星。
2008-07-07 astro-ph
Accreting neutron star spins and the equation of state
自1996年以来，用RXTE对低质量X射线双星（LMXB）中的中子星进行的X射线计时揭示了几种不同的高频现象。其中包括热核（I型）爆发期间的振荡，这（除了持续的X射线脉动）被认为是追踪中子星自旋。最近的发现使测量到的LMXB自旋速率总数达到22。一个悬而未决的问题是，为什么在LMXB中已知的大约100颗中子星中，大多数既没有脉动，也没有爆发振荡。最近的观察表明，持续的脉动可能比以前认为的更常见，尽管可以间歇地检测到，并且在某些情况下占空比非常低。例如，HETE J1900.1-2455中的377.3 Hz脉动只在爆发的前几个月出现，此后就消失了（尽管X射线活动仍在继续）。此后，在另外两个来源中检测到间歇性（持续性）脉动。在这三个系统中的两个系统中，脉动似乎与热核爆发活动有关，但在第三个系统（Aql X-1）中，它们不是。这种现象为在已知系统中进行自旋测量提供了新的机会。这样的测量可以限制鲜为人知的中子星状态方程，并且LMXB中的中子星提供了比旋转动力的中子星更好的观测优势，这使得更有可能检测到更快速旋转的例子。即便如此，至少比目前最大值快50%的自旋速率似乎是必要的，以给出足够严格的约束，从而区分各种模型。虽然这种快速旋转物体的未来前景似乎并不乐观，但对LMXB有几种额外的观测方法是可能的。
2007-11-28 astro-ph
Constraints on the Steady-State R-mode Amplitude in Neutron Star Transients
最近的观测表明，低质量X射线双星中的中子星在一个狭窄的范围内旋转，旋转频率集中在300赫兹左右。对于这一惊人的事实，一个被提出的解释是，来自中子星核心的稳态r-模式振荡的引力辐射阻止了由于吸积引起的自旋上升。对于中子星瞬变，平衡时间平均吸积力矩与稳态的引力波发射，恒定振幅的r模式脉动意味着一个静态的亮度太亮，与观测（特别是Aql X-1）一致。从这样一个r-模式的粘性耗散（大约10兆电子伏，每个吸积核子的自旋为300赫兹）使核心足够热，以动力的热光度为1 e34 erg/s的顺序时，吸积停止。这是中子星在核心的粘性加热被表面的辐射冷却所平衡时必须发出的最小静态光度，就像恒星的核心是超流体一样。因此，我们得出结论，要么吸积力矩远小于（dM/dt）（GMR）^{1/2}，要么稳态r模不限制中子星瞬变的自旋速率。AXAF和XMM的未来观测有望进一步限制中子星核心的粘性耗散量。
1999-12-06 astro-ph
