Asteroseismology and Oblique Pulsator Model of Beta Cephei
我们讨论了仙王座β的振荡特征，这是一个磁星，其中磁轴似乎是倾斜的旋转轴。我们解释所观察到的频谱的等距精细结构的本征模式，这将是一个径向模式的情况下的磁场的磁扰动的表现。除了这些频率成分，我们解释的另一个峰的频谱作为一个独立的四极模式。通过这种模式识别，我们推导出了仙王座β的质量、演化阶段、旋转频率、磁场强度和几何构型。
2000-01-21 astro-ph
Metallicities of the beta Cephei stars from low-resolution ultraviolet spectra
我们推导出基本的恒星参数（角直径，有效温度，金属丰度）和星际红化的IUE卫星任务期间观察到的所有β造父星，包括那些属于三个疏散星团。这些参数是通过将理论通量分布拟合到低分辨率IUE光谱和地基分光光度观测值的算法程序导出的。由于金属丰度有一个特殊的重要性，脉动B型星，我们把我们的注意力特别是在这个参数。
2004-10-19 astro-ph
Discovery of magnetic fields in the beta Cephei star xi^1 CMa and in several Slowly Pulsating B stars
我们提出了一个样本的8个β造父星和26个慢脉动B星与FORS 1在VLT的磁调查的结果。在仙王座β星xi ^[1] CMa和13颗SPB星中检测到了几百高斯量级的微弱平均纵向磁场。恒星xi ^1 CMa成为仙王座β星中的第三颗磁星。在我们的研究之前，恒星zeta Cas是唯一已知的磁性SPB恒星。所有磁性SPB星，我们收集了几个磁场测量显示，随着时间的推移而变化的领域。在我们的小样本中，我们没有发现磁场的演化与恒星年龄之间的关系。我们的观察意味着，仙王座β星和SPB可以不再被认为是类的非磁振荡器，但仍有待研究的领域上的振荡特性的影响。
2006-04-12 astro-ph
Interferometry and spectroscopy of Beta Cen: a Beta Cephei star in a binary system
仙王座β（Beta Cen）是一颗明亮的仙王座β变星，长期以来一直被怀疑是一颗双星。在这里，我们报告的干涉测量观测与3.9米英澳望远镜在一个单一的时代，显示该恒星是一个二元的组件分开15毫角秒，并在486 nm具有近似相等的光度。我们还提出了高分辨率的光谱采取了超过五个晚上的ESO CAT显示Beta Cen是一个双线光谱二进制。我们确定两个脉动频率的主要。对这颗双星的进一步光谱和干涉测量研究应该可以确定它的轨道参数和组成部分的质量。
1998-09-15 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
Beta Cephei stars in the inner part of the Galaxy
通过对OGLE-II银河系场中约20万颗候选变星的傅立叶分析，我们发现了约230颗短周期低振幅变星的样本。根据它们在色星等图中的位置和观测到的周期（大多数情况下是多个周期），我们将它们确定为仙王座β和盾牌座δ的混合星。这个样本中的仙王座β星位于银河系圆盘中，距离从3到6千秒差距。其中许多显示大范围的激发期，高金属丰度的指示。我们估计，即使是我们发现的230个短周期变量样本中的一半，也可能是造父β星。然而，单凭周期很少足以区分这两种类型的周期。我们指出，这是如何做到观察。
2005-10-04 astro-ph
Beta Cephei and SPB stars in the Large Magellanic Cloud
本文是大麦哲伦星云脉动主序星研究的进展报告。利用OGLE-II测光，并辅之以OOO测光，我们在大麦哲伦星云中发现了64颗仙王座β星。它们的周期通常比银河系中这类恒星的周期长得多（中值为0.27 d，银河系中为0.17 d）。在20颗恒星短周期归因于造父β型不稳定性，我们也发现模式的周期长于0.4天。它们很可能是低阶g模，这意味着在这些恒星中可以观察到两种变化，仙王座β和SPB。我们还展示了LMC中多周期SPB恒星的例子，这是我们银河系之外的第一个。
2003-10-20 astro-ph
An asteroseismic study of the Beta Cephei star Theta Ophiuchi: photometric results
2003年4月至8月，我们对仙王座β星蛇夫座θ进行了三个地点的测光活动。在77个晴朗的夜晚获得了245小时的差分光电紫外测光。我们的测量的频率分析导致在7.116和7.973 c/d之间的窄频率间隔内检测到七种脉动模式。没有组合或谐波frequencywerened. We进行了模式识别的个人脉动，从我们的颜色测光，显示存在一个径向模式，一个旋转分裂l=1三重态和可能的三个组件的旋转分裂l=2五重态。我们讨论了我们的研究结果的影响，并指出蛇夫座θ的脉动光谱的另一个造父β星，V836岑的相似性。
2005-06-27 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
Revised instability domains of SPB and beta Cephei stars
在T~2 10^5 K的情况下，仙王座β星和慢脉动B星中脉动模的激发对恒星内部的不透明度变化非常敏感。在该区域，OPAL和OP不透明度表之间以及两种不同金属混合物之间的选择可导致不透明度差异高达~50%（Grevesse和Noels 1993和Asplund等人2005）。我们已经将Miglio等人（2007）中提出的非绝热计算扩展到更高质量和l=3度脉动模式的模型，并且我们在这里提出了HR-和log（P）-log（Teff）图中的不稳定域，这些不稳定域是由于不透明度表的不同选择以及三种不同的金属丰度造成的。
2007-06-25 astro-ph
Pulsating stars in the ASAS-3 database. I. Beta Cephei stars
我们目前的分析结果的ASAS-3数据的短周期变量从最近出版的目录超过38000颗恒星。使用文献中的可用数据，我们验证了与$β$ Cephei闪烁体相关的自动分类结果。特别是，我们发现，在目录中的14颗恒星可以明确地归类为新的$β$造父星。通过周期图分析，我们得到了激发模式的频率和振幅。新的$β$造父变星的主模有很大的半振幅，在35到80毫等之间。在一些恒星中发现了多达四种模式。两颗（可能是三颗）新发现的$β$造父变星是南部年轻疏散星团的成员：ASAS 164409-4719.1属于NGC 6200，ASAS 164630-4701.2属于Hogg 22，ASAS 164939-4431.7可能属于NGC 6216。我们还分析了ASAS-3星表中的四颗已知的造父$β$星，即IL Vel，NSV 24078，V1449 Aql和SY Equ的光度学。最后，我们讨论了$β$造父星在银河系中的分布。
2005-06-14 astro-ph
High-precision elements of double-lined spectroscopic binaries from combined interferometry and spectroscopy. Application to the beta Cephei star beta Centauri
我们提出的方法来获得高精度的估计双线光谱双星的基本参数。我们采用的方法的情况下，研究的双线β仙王座星β半人马座。我们还提出了一个详细的分析半人马座β星的线轮廓变化所造成的振荡。我们指出，一个系统误差的轨道振幅，并从它们派生的任何数量，发生如果混合的分量线的径向速度计算没有频谱解缠。如果目标是获得仅百分之几的精度，则该技术是推导物理参数的基本成分。我们已经设计了迭代方案，以获得轨道要素的系统，其线是混合在整个轨道周期。我们发现β Cen的以下参数：$M_1=10.7\pm 0.1 M_\odot$和$M_2=10.3\pm 0.1 M_\odot$，年龄为$(14.1\pm 0.6)\times 10^6$岁。我们推导出两个振荡频率的广泛的主要的半人马座β度高于2。我们建议，我们的迭代方案被用于任何未来的衍生物的光谱轨道参数的双线混合组件线，可以成功地应用于解开。
2006-05-09 astro-ph
The Beta Cephei instability domain for the new solar composition and with new OP opacities
最近对太阳化学成分的修订（Asplund、Grevesse和Sauval，2005年）的特点是C、N、O、Ne、Ar丰度减少了约40%，Fe和其他一些金属丰度减少了20%。我们测试了这些修改对仙王座β模型不稳定性的影响。对于不透明度，使用了来自不透明度项目（Seaton 2005）的最新OP数据。我们表明，在赫兹-罗素图中的仙王座β不稳定域，当计算与新的数据为Z=0.012（修订的太阳值），是非常相似的不稳定域计算较早使用OPAL不透明度的老太阳组成Z=0.02。几乎所有观测到的仙王座β变星都位于不稳定区域内。两种效应导致了新数据的不稳定性增强：（1）OP情况下的金属不透明度凸起比OPAL情况下的金属不透明度凸起在恒星中的位置略深，这导致了更有效的驱动;（2）在固定的Z值下，新的Fe族丰度高于旧的Fe族丰度，因为Z值主要由C、N、0和Ne的丰度决定。
2007-03-28 astro-ph
Amplitude Saturation in Beta Cephei Models
虽然仙王座β振荡器的驱动机制是众所周知的（例如Dziembowski & Pamyatnykh 1993），但有关限幅机制的识别和理论不稳定带的非均匀填充的问题仍有待解决。在目前的分析中，这些问题是通过对这些恒星的径向脉动进行非线性建模来解决的。在这种方法中，径向模式被视为所有声振荡的代表。利用Stellingwerf（1974）的松弛技术，将几种不同质量和金属丰度的模型收敛到极限环上。由此产生的峰-峰振幅的数量级为Δ V = 0.3兆。这样的振幅显着大于在β仙王座放大器中观察到的。假设所有的声学模式是相似的，我们表明，集体饱和的驱动机制，由几个声学模式可以很容易地降低预测的饱和振幅观察到的水平。我们的计算预测显着减少饱和振幅，因为我们去高质量/高光度模型。然而，这种效应还不足以解释高质量的仙王座β变星的稀缺性。我们还讨论了强大的双模行为，遇到我们的辐射模型。在一个单一的进化轨道上，我们确定了两个双模域与两个不同的机制respisible双模行为。非共振双模域将第一泛音和基模脉动域分开。共振双模域出现在第一泛音脉动域的中间。它的起源可以追溯到2 ω_1 = ω_0 + ω_2参数共振，它使第一泛音极限环不稳定。
2007-02-15 astro-ph
Asteroseismological studies of three Beta Cephei stars: IL Vel, V433 Car and KZ Mus
我们已经获得了127和150小时之间的时间分辨多色测光的三个Beta Cephei恒星IL Vel，V433车和KZ Mus在四个月的时间跨度从两个天文台。这三个物体都是多周期的，至少有三种脉动模式。模式识别从相对的颜色幅度进行。对于IL Vel的两个最高振幅模（均为l=1）和KZ Mus的三个最强模（l= 2，0和1），我们得到了明确的结果，但对于V433 Car没有得到任何结果。光谱显示后一颗恒星是一个快速旋转的恒星（v sin i = 240 km/s），而另外两颗恒星的v sin i则是中等的（分别为65和47 km/s）。我们用华沙-新泽西恒星演化和脉动程序进行了模型计算。我们发现IL Vel在其主序演化轨迹的后半部分是一个约12 Msun的天体。它的两个偶极模很可能是ZAMS上起源为p1的模式的旋转分裂分量;其中一个模式是m=0。V433 Car被认为是一颗刚刚进入仙王座β不稳定带的未演化的13 Msun恒星。KZ Mus的质量似乎较小（约12.7 Msun），而且演化程度更高，它的径向模式可能是基本模式。在这种情况下，它的四极模将是起源为g1的模，而它的偶极模将是p1。建议模式识别缓慢旋转的造父β星光度的颜色振幅的基础上是可靠的，我们估计，3%的相对精度的振幅是足够的明确的标识。由于理论和观测结果的一致性，我们认为多周期慢转的仙王座β星的星震学研究前景是好的。
2003-02-06 astro-ph
Instability strips of SPB and beta Cephei stars: the effect of the updated OP opacities and of the metal mixture
在低金属丰度环境中发现的$β$造父变星，以及在理论上解释在某些$β$造父变星和SPB- $β$造父变星混合体中观测到的脉动模式激发的困难，表明恒星模型提供的“铁不透明度凸块”可能被低估。我们分析了不透明度计算和太阳金属混合物中的不确定性对B型恒星脉动模式激发的影响。我们进行了脉动稳定性分析的四个网格的主序列模型与质量之间的2.5和12 $\rm M_\odot$计算与OPAL和OP不透明度表和两种不同的金属混合物。我们发现，在一个典型的$β$ Cephei模型的OP不透明度是25%以上的OPAL的脉动模式的驱动发生的区域。此外，所考虑的两种金属混合物之间的Fe质量分数的差异为20%的量级。脉动模式激发的影响是不可忽略的：SPB不稳定带的蓝色边界在更高的有效温度下发生位移，导致更多的模型是混合SPB- $β$ Cephei振荡器。此外，更高的泛音p-模式被激发在$β$ Cephei模型和不稳定的模式中发现了大量的模型较低的金属，特别是$β$ Cephei脉动中也发现了Z=0.01的模型。
2006-10-26 astro-ph
SPB stars in the open SMC cluster NGC 371
β Cep和SPB星的脉动是由kappa机制驱动的，该机制严重依赖于金属丰度。因此，有人认为，在麦哲伦星云中，β Cep和SPB星应该是罕见的，因为麦哲伦星云的金属丰度比太阳附近的低。为了验证这一预测，我们对疏散SMC星团NGC 371进行了12个夜晚的观测，以寻找β Cep和SPB星。令人惊讶的是，我们发现29个短周期B型变星在主序的上部，其中许多可能是SPB星。这一结果表明，即使在低金属含量的环境中，脉动仍然是由卡帕机制驱动的。所有被发现的变星都有比基本径向周期更长的周期，这意味着它们不可能是β Cep星。在5mmag的振幅检测极限内，HR图顶部的恒星没有显示出周期短于基本径向周期的变化。因此，如果β Cep星存在于星团中，它们的振荡幅度低于5毫等，这明显低于银河系中β Cep星的平均幅度。我们看到多模态脉动在主层序上部比下部更常见的证据。我们还在星团场中发现了5颗食双星和3颗周期脉动Be星。
2008-02-13 astro-ph
Photometric studies of three multiperiodic Beta Cephei stars: Beta CMa, 15 CMa and KZ Mus
我们对造父β星Beta和15 CMa以及KZ Mus进行了单站和多站测光。对于CMa内的两颗恒星，我们获得了270 h的Stromgren紫外光和Johnson V紫外光的测量，而KZ Mus获得了150 h的时间分辨Stromgren紫外光光度。这三颗恒星都是多周期变星，有三个周期变星，它们的光度值都是150 h。我们还对它们的光度值进行了测量。结果表明，这三颗恒星的光度值都是多周期变星，它们的光度值都是多周期变星。（Beta CMa）和四种（15 CMa，KZ Mus）独立脉动模式。其中两个15CMa的模式频率是新发现的，其中一个已知的模式在过去33年中显示出振幅变化。总之，这充分解释了文献中报道的明星的各种行为。模式识别的振幅比在不同的通带的装置建议一个径向模式的每一个明星。此外，β CMa有一个主导的l=2模式，而它的第三模式是非径向的未知l。15 CMa的非径向模，l <= 3，形成了一个几乎相等分裂的三重态，如果是物理的，这意味着我们看到的恒星的倾角大于55度。KZ Mus的最强非径向模是l=2，其次是径向模和偶极模。它最弱的已知模式是非径向的，l未知，确认了之前对恒星脉动的模式识别。15 CMa最强模式的相位光变曲线的下降分支比上升分支更陡。在上升到最大光的过程中出现了静止现象。考虑到这种非径向模式的低光度振幅，这乍一看是令人惊讶的，但它可以通过模式的视角来解释。
2006-03-28 astro-ph
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
Testing magnetically confined wind shock models for Beta Cep using XMM-Newton and Chandra phase-resolved X-ray observations
我们对磁性B星Beta Cep进行了一系列相位分辨的X射线观测，理论模型预测存在从定常激波发射X射线的受限风。我们得到了四个观测间隔旋转相位与XMM-牛顿和钱德拉。对数据进行了详细的分析，从EPIC数据中获得光度和光谱参数，寻找旋转调制，并从RGS数据中的N，O和Ne的类He三重态中的线比中获得X射线等离子体的位置。LETG数据被用来约束等离子体中的体运动的存在。早期静态磁约束风模型预测的X射线发射的强旋转调制在Beta Cep中没有观察到。小调制目前去相反的方向，指向没有任何光学厚盘的中性物质，并显示调制与后来的，动态模型的磁约束风模型在B星。没有观测到的整体运动表明等离子体受到磁场的限制，但等离子体温度低，没有任何耀斑，表明等离子体没有被磁重联加热。因此，观测结果表明，X射线发射来自磁约束风中的冲击，没有证据表明磁赤道处存在光学厚，致密的圆盘
2008-06-13 astro-ph
Massive B-type pulsators in low-metallicity environments
大质量的B型变星，如β Cep和缓慢脉动B（SPB）星，由于部分电离导致的不透明度增加而脉动。增加的不透明度阻挡了恒星表面的能量流，这导致了层的上升和不透明度的下降。这种周期性的行为使恒星充当一个热机，因此恒星会脉动。对于β Cep和SPB星，增加的不透明度被认为是由铁的部分电离引起的，因此这些恒星应该含有非微不足道的金属量。这个理论的一个很好的测试是在低金属量环境中寻找β Cep和SPB恒星。如果没有恒星被发现，理论是支持的，但另一方面，如果大量的β Cep和SPB恒星被发现在这些环境中，那么理论是不支持的，需要一个解决方案。随着在低金属丰度的麦哲伦星云中发现越来越多的β Cep和SPB恒星，我们似乎只剩下第二种情况。在这方面，我们将讨论最近发现的β Cep和SPB恒星在麦哲伦星云和一些可能的解决方案，这些意见和理论之间的差异。我们还描述了一个雄心勃勃的项目，我们已经开始对小麦哲伦星云疏散星团NGC 371，这将有助于评估这些解决方案。
2008-09-29 astro-ph
Instability strips of main sequence B stars: a parametric study of iron enhancement
在低金属丰度环境中发现的仙王座β星，以及难以从理论上解释在某些仙王座β星和SPB星中观察到的脉动模式的激发，表明标准模型提供的铁不透明度“凸点”可能被低估。我们调查，通过一个参数的研究，局部铁增强的β仙王座和SPB不稳定带的位置上的效果。
2006-11-30 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
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
An asteroseismic study of the beta Cephei star beta Canis Majoris
我们提出了一个详细的分析结果的452地面高分辨率高S/N光谱测量分布在4.5年的大犬座β的目的是确定这颗星的脉动特性，并使用它们来获得地震的恒星参数的限制。我们用傅立叶方法测定了Si Ⅲ 4553埃谱线的脉动频率。我们通过考虑度l的光度标识来识别模式的m值。为此，我们使用的矩量法连同振幅和相位的变化，整个线的轮廓。所识别的模式的频率被用于对恒星结构的地震解释。我们确认了在以前的光度数据集中已经检测到的三个脉动频率的存在：f_1 = 3.9793 c/d（46.057 microHz），f_2 = 3.9995 c/d（46.291 microHz）和f_3 = 4.1832 c/d（48.417 microHz）。对于具有最高振幅的两个模式，我们明确地识别（l_1，m_1）=（2，2）和（l_2，m_2）=（0，0）。对于第三种模式识别，除了m_3 > 0之外，我们不能得出任何结论。我们还推导出该恒星的赤道自转速度为31 +/- 5 Km/s。我们证明了模f_1必须接近于一个可避免的交叉。通过使用f_1和f_2的地震模拟获得了β CMa的质量（13.5 +/- 0.5 Msun）、年龄（12.4 +/- 0.7 Myr）和核心超调量（0.20 +/- 0.05 H_P）的约束条件。
2006-07-12 astro-ph
Seismology of beta Cephei stars: differentially-rotating models for interpreting the oscillation spectrum of nu-Eridani
介绍了一种分析仙王座β星的星震的方法，并将其应用于波江座ν星。该方法是基于旋转分裂的分析，其不对称性使用差分旋转的小行星地震模型。质量约为7.13 M_sun，年龄约为14.9 Myr的模型被发现更适合14个观测频率中的10个，这些频率被确定为基本径向模式和三个L=1三重态g，p和p。这些模式的分裂和不对称性恢复了文献中提供的那些，除了p。所有的非轴对称分量都由模型预测。此外，观测到的和预测的分裂不对称性的相反的迹象被发现。如果确认，这可能是一个非常有趣的信息来源的内部旋转配置文件，特别是在外部地区的恒星。一般来说，地震模型，其中包括一个描述页岩旋转产生的结果略好于均匀旋转模型相比。此外，我们表明，不对称性是相当依赖于过冲的对流核心，这使得本技术适合于测试描述的角动量重新分配和化学混合由于旋转引起的湍流的理论。
2008-11-10 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
An asteroseismic study of the beta Cephei star theta Ophiuchi: constraints on global stellar parameters and core overshooting
我们提出了一个地震研究的β仙王座明星θ蛇夫座。我们的分析是基于一个径向模式，一个旋转分裂的l = 1三重态和三个组件的旋转分裂的l = 2五重态的m值，以及确定光谱的观察。我们将径向模确定为基模，将三重态确定为p_1，将五重态确定为g_1。我们的NLTE丰度分析结果的金属丰度和CNO丰度与最近更新的太阳值完全一致。使用X \in [0.71，0.7211]和Z \in [0.009，0.015]，并使用Asplund等人（2005）的混合物，但Ne丰度大约0.3 dex（Cunha等人，2006年），三种独立模式的匹配，使我们能够推导出质量的限制范围（M = 8.2 +/-0.3 Msun）和中心氢丰度（X_c = 0.38 ± 0.02），并证明了岩心超调的发生（α_ov = 0.44 ± 0.07）。我们还推导出赤道自转速度为29 +/-7 km/s。此外，我们表明，所观察到的非等距的l = 1三重态可以复制的二阶效应的旋转。最后，我们表明，所观察到的旋转分裂的两个模式不能排除刚性旋转模型。
2007-06-22 astro-ph
An asteroseismic study of the Beta Cephei star Theta Ophiuchi: spectroscopic results
我们提出了一个详细的分析结果，121地面高分辨率高S/N光谱测量分布在3年的造父β星蛇夫座θ。我们发现θ Oph是一个三重系统。除了已知的B2主星的斑点B5伴星之外，我们还发现了一个低质量的光谱伴星，我们推导出它的轨道周期为56.71天，偏心率为0.1670。在去除轨道后，我们确定了剩余径向速度中主要的两个频率：f1 = 7.1160 c/d和f2 = 7.4676 c/d。我们还发现存在的f3 = 7.3696 c/d通过一个二维频率搜索整个Si III 4567 A的配置文件。我们通过考虑度l的光度标识来确定频率为f1的主模式的m值。利用矩量法，利用沿谱线的振幅和相位变化，导出了（l_1，m_1）=（2，-1）。这一结果使我们能够确定整个五重态的模式识别，其中三个分量在光度学中被检测到。这对我们即将进行的地震建模特别有用。通过非定域热力学平衡氢、氦、硅谱线拟合，确定了主星的恒星参数，得到Teff = 24000 K，log g = 4.1，与光度测定值一致。
2005-06-27 astro-ph
delta Ceti is not monoperiodic: seismic modeling of a beta Cephei star from MOST spacebased photometry
仙王座β星的鲸鱼座δ星被认为是该类中为数不多的单周期变星之一。尽管（或者也许是因为）它的振荡谱明显简单，但识别这颗恒星的脉动模式并以地震方式限制其物理参数一直是具有挑战性和争议性的。宽频带时间分辨测光的δ Ceti跨度18.7天，占空比约为65%，由MOST（恒星的微变和振荡）卫星获得-MOST获得的第一次科学观测-揭示了恒星实际上是多周期的。除了众所周知的主频f1 = 6.205886/d之外，我们还在MOST数据中发现了它的一次谐波2f 1和其他三个频率（f2 = 3.737/d，f3 = 3.673/d和f4 = 0.318/d），所有这些频率都以S/N > 4检测到。回顾过去，档案谱线剖面数据中也存在f2，但信噪比较低。我们提出的地震模型，其模式完全匹配的频率f1和f2。只有一个模型属于恒星观测到的表面重力和测光和光谱学的有效温度的误差箱的共同部分。在该模型中，f1是径向（l = 0）第一泛音，f2是g2（l = 2，m = 0）模式。这个模型的质量为10.2+/-0.2 Msun，年龄为17.9+/-0.3百万年，使鲸鱼座δ星成为一颗演化的仙王座β星。如果f2和f3是同一个g2模的旋转分裂分量，那么恒星的赤道自转速度要么是27.6 km/s，要么是这个值的一半。考虑到它的vsini约为1 km/s，这意味着我们看到的是接近极点的delta Ceti。
2006-02-02 astro-ph
Spectroscopy of the hot pulsating star Beta Cephei. Velocities and EWs from C,N,O and Si lines
造父$β$星的振荡频率通常是通过测量Si III三重态4552-4574 A的径向速度来推断的。这些线，相对不敏感的变化Teff通过脉动周期，显示小的等效宽度变化。在这项研究中，我们的目的是验证从其他离子测量的径向速度和等效宽度的行为是否与从SiIII线观察到的一致，并验证沿恒星大气可能的垂直分层。出于这个原因，我们从我们的光谱中选择了一些，未混合和良好的隔离，CII，NII和OII线除了著名的三重态。所有这些线都覆盖了光学深度在-2.1和-0.5之间的范围。不幸的是，我们没有发现任何差异的径向速度行为线的线，然后我们推导出的频率的主要径向模式结合所有的速度分别从每个谱线。推断频率为f1=5.249677+/-0.000007 c/d。另一个重要的任务，我们想完成这篇论文是向社会提供我们的大样本的光谱数据，即932速度和等效宽度测量从我们的样本的C，N，O和Si线。所有光谱都是在INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania恒星站的1米级望远镜上获得的，时间从2005年7月27日开始到2006年11月1日。
2007-08-15 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
Eclipsing Binaries in the OGLE Variable Star Catalogs.V. Long-Period Beta Lyrae-type Systems in the Small Magellanic Cloud and the PLC-beta Relation
由SMC OGLE-II项目发现的38颗长周期（P>10天）明显接触双星似乎是天琴座β型系统，其冷分量的椭球变化在系统光变化和总光度的食效应中占主导地位。一个新的周期-光度-颜色（PLC）关系已经为这些系统建立;我们称之为PLC-β关系，以区别于造父变星关系。基于（B-V）0或（V-I）0颜色指数的两种版本的PLC-β关系已经为33个系统进行了校准，其中（V-I）0>0.25，跨越11至181天的轨道周期范围。在-3<M_V<+1范围内，这些关系式可提供最大亮度绝对星等的估计，精确度可达ε M_V~0.35等。就它们在SMC中的数量而言，长周期的天琴座β型双星比造父变星少50倍。尽管如此，它们巨大的光度加上连续的光变化使得这些双星很容易在附近的星系中被发现，因此PLC-beta关系可以提供一个辅助的和完全独立的方法来确定附近富含大质量恒星的恒星系统的距离。本文所分析的SMC中的长周期Beta Lyrics系统的样本是目前已知的最好定义的和统一的此类双星序列。
2000-06-16 astro-ph
Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor Parallaxes of Galactic Cepheid Variable Stars: Period-Luminosity Relations
本文给出了九颗银河系造父变星的新的绝对三角视差和相对自行：l Car，zeta Gem，beta Dor，W Sgr，X Sgr，Y Sgr，FF Aql，T Vul和RT Aur。我们得到这些结果与天体测量数据从精细制导传感器1 r，一个白光干涉仪的哈勃太空望远镜。我们发现平均sigma_pi/pi = 8%的绝对松弛。两颗恒星（FF Aql和W Sgr）需要包含双星天体测量摄动，提供造父变星的质量估计。利用这些视差，我们计算了V、I、K和Weseneirs W_{VI}带通中的绝对星等，并对星际消光和Lutz-Kelker-Hanson偏置进行了校正。加上我们以前的绝对星等测定的δ Cep，我们构建了十个银河系造父变星的周期光度关系。我们比较了我们的新的周期亮度的关系与最近的几个调查，包括弗里德曼和Sandage H_0项目。采用我们的周期-亮度关系会增加Sandage H_$值，但保持Freedman H_0不变。比较我们的银河系造父变星PLR与LMC造父变星的PLR，我们发现K和W_{VI}的斜率在两个星系中在各自的误差范围内是相同的。我们的数据导致大麦云的W_{VI}距离模量，m-M = 18.50 \pm 0.03，未校正任何金属丰度的影响。应用最近导出的金属性校正产生校正的LMC距离模量（m-M）_0=18.40 \pm 0.05。将我们的周期-光度关系与NGC 42…
2006-12-16 astro-ph
Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star mu Cep by interferometry in the K band
超巨星和Mira星的红外干涉测量最近被重新解释为揭示了深层分子层的存在。光球被一个简单的分子层或信封包围的经验模型已经导致了以前不一致的数据的一致解释。恒星光球被发现比以前理解的要小，分子层比流体静力平衡预测的要高得多，密度也大得多。然而，分析是基于空间观测与中波段光学过滤器，混合了不同的空间结构的活力。本文报道了空间干涉测量与窄光谱带，隔离近连续和强分子的功能，获得超巨星μ Cep。测量结果证实了K波段表观直径的强烈变化。一个层模型表明，一个角直径为14.11 +/-0.60质量的恒星光球被一个直径为18.56 +/-0.26质量的分子层所包围，其光学厚度从2.15微米的几乎为零到2.39微米的> 1不等。虽然μ Cep和α Ori具有相似的光谱类型，但干涉测量表明它们的辐射特性不同。与以前的宽带测量的比较表明窄谱带的重要性。分子层或包层似乎是冷超巨星的共同特征。
2005-02-21 astro-ph
Can opacity changes help to reproduce the hybrid star pulsations?
像波江座Nu和蝎虎座12这样的溷合恒星表现出两种不同的脉动：（i）周期约为3-6小时的仙王座β型的低阶声学和重力模式，以及（ii）周期约为1.5-3天的SPB型的高阶重力模式。使用OPAL和OP不透明度数据的理论计算很好地再现了Beta Cep型的短周期低阶脉动，并显示出高阶重力模式不稳定的趋势，特别是对于用OP不透明度建立的恒星模型。然而，在观察到的长期不稳定性尚未实现。我们测试了人工不透明度修改的深信封上的一些混合星模型的不稳定性的影响。对于Nu Eri模型，在约20万K的温度下的Z不透明度凸块区域和在约2- 250万度的温度下的更深的不透明度凸块区域中的不透明度增加（该凸块也主要是由于铁族元素的激发离子）可能导致高阶重力模式与观测周期的不稳定性。在修改后的模型中，也可以激发最短的3小时观察期。然而，所需的不透明度增加似乎相当大（在某些恒星层中高达2倍），这可能与原子物理学不相容。
2008-10-09 astro-ph
Examples of seismic modelling
最近的几个主序星脉动星，在华沙的沃伊切赫Dziembowski的小组和在维也纳的Michel Breger的小组进行的星震研究的结果，简要介绍和讨论。所选的天体是三个混合型的恒星Nu Eridani，12 Lacertae和Gamma Pegasi，它们显示了Beta Cephei和SPB类型的模式，以及Delta Scuti类型的恒星44 Tauri。
2008-10-09 astro-ph
Chandra spectroscopy of the hot star beta Crucis and the discovery of a pre-main-sequence companion
为了测试O星风震场景中的X射线产生在不太明亮的恒星与较弱的风，我们做了一个尖锐的74 ks的观测附近的早期B巨星，β Cru（B0.5 III），与钱德拉HETGS。我们发现，X射线光谱是相当软的，具有近300万K的主要热分量，并且发射线被解析但相当窄，半宽为150 km/s。Ne IX和Mg XI的禁合线比表明，热等离子体分布在风中，而不是局限在光球附近。在OB星的标准风震范例的背景下很难理解X射线数据，主要是因为窄线，但也因为高X射线产生效率。大部分外部风被冲击加热的情景与数据大致一致，但理论上并不很好。磁通道可能可以解释X射线的特性，尽管在β Cru上没有检测到磁场。我们探测到硬（hnu > 1 keV）X射线的周期性变化，调制在已知的光学周期4.58小时，这是该恒星的主要β Cep脉动模式的周期。我们还首次探测到β Cru的一个明显的伴星，预计距离为4角秒。这颗伴星可能从未在光学图像中看到过，因为它和β Cru之间的光学对比度很高。然而，X射线的亮度对比度只有3：1，这与伴星是一颗X射线活跃的低质量前主序星相一致。这颗伴星的X射线光谱相对较硬且多变，这与后金牛座T星的X射线光谱是一致的。
2008-02-27 astro-ph
