A pulsational approach to near infrared and visual magnitudes of RR Lyrae stars
在本文中，我们提出了一个改进的理论方案，关于近红外和视觉幅度的RR天琴座变量，最新的脉动模型的基础上。在此基础上，我们重新审视的情况下，原型变量RR Lyr，表明这种新的脉动的方法推断的视差出现在密切的协议与HST绝对视差。此外，利用已知红化和金属含量的场和团RR型天琴座变星的K和V测量值，导出了K绝对星等与周期和金属丰度的关系，以及M_V-[Fe/H]关系的新校正。理论的描述和观测的比较表明，在野外和银河系球状星团中的天琴座RR型星应该有非常相似的演化历史。理论和观测之间的比较也揭示了一个普遍的协议，支持当前的脉动场景的可靠性。相反，根据Baade-Wesselink（BW）方法得出的当前经验绝对星等表明，与脉动模型预测的零点相比，零点更微弱，金属丰度依赖性更温和。然而，根据Cacciari等人（2000年）对RR Cet和SW And提供的BW方法的新校准，初步结果与脉动预测的一致性要好得多。
2003-06-06 astro-ph
RR Lyrae pulsational temperature scales: On the consistency between different empirical relations
本文通过将Carney，Storm & Jones定义的平衡温度作为RRab型Lyrics变星的正确平衡温度，（1992，CSJ），我们证明了通过Bessel，Castelli & Plez 1998（BCP）变换从（B-V）色（在星等尺度上计算的脉动周期的平均色）得到的温度与CSJ平衡温度在$δ\log T_e = \pm 0.003$的可能误差内是一致的。结果表明，De Santis（1996，DS 96）通过Lub样本中约70颗恒星的（B-V）色提供的脉动温标，即温度-周期-蓝振幅（$T_{eff}=f(P,A_B)$），是一个合适的关系式，不含红化和金属量，可用于计算RRab变星的平衡温度。这种关系是独立于变量的质量和光度在一个大范围内的周期移位的平均周期振幅关系有效的卢布的样本变量。相反，它也表明，温度-振幅-金属丰度关系是严格依赖于用于校准它的样品的周期-振幅关系：我们证明这意味着它是依赖于变量的质量和光度变化。
2001-04-18 astro-ph
The distance to galactic globular clusters through RR Lyrae pulsational properties
通过采用De Santis & Cassii（1999）中概述的相同方法，我们在选定的银河系球状星团中，在RR天琴座变星不稳定带的水平上估算了零年龄水平支（ZAHB）的绝对热星等。这使我们能够估计这些集群的ZAHB绝对视星等，并研究其对集群金属丰度的依赖性。推导出的$M_V(ZAHB) - [Fe/H]$关系，为了解释ZAHB和平均RR天琴座星等之间的光度差异而进行了校正，并与该领域最近的一些经验测定进行了比较，如Baade-Wesselink分析、RR天琴座周期、依巴谷场变量数据和基于依巴谷场次矮星的主序列拟合所提供的结果。因此，我们的关系为“长”距离尺度提供了明确的支持。本文还讨论了另一种测量星系球状星团距离的方法。这种方法非常类似于用于估计ZAHB的绝对测热星等的方法，但它只依赖于每个星团中Lyrics变量的脉动特性。该方法的可靠性和准确性已通过将其应用于球状体样本进行了测试，由于其水平分支（HB）的形态，使用常用的ZAHB拟合是一个有风险的过程。
2001-04-09 astro-ph
Nonlinear Investigation of the Pulsational Properties of RR Lyrae Variables
本文采用涵盖理论演化期望范围的恒星参数，对RR型Lyrics振荡器的周期和振幅进行了理论研究。广泛的网格的非线性，非本地和随时间变化的对流RR Lyrics包络模型已被计算调查的脉动行为在基本和第一泛音模式在选定的光度水平和有效的温度范围内，覆盖整个不稳定区域。对于三种不同的质量值M=0.75，0.65和0.58太阳质量，HR图中脉动不稳定性的蓝色和红色边界，以及基波和第一泛音振荡器的全振幅理论光变曲线图谱。理论周期与理论振幅相结合，以预测振幅-周期图中振荡器的位置。与观测数据的比较揭示了我们认为是一个明确的迹象表明，该地区的基本和第一泛音显示一个稳定的极限环，是由Oosterhoff I和Oosterhoff II集群的基本或第一泛音的增音器分别填充。也发现了一些明显的理论和观测之间的不匹配，他们提出和讨论。
1996-06-05 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
Turbulent Convection and Pulsational Stability of Variable Stars II. Oscillations of RR Lyrae and Horizontal Branch Red Variable Stars
使用非局部的含时对流理论，我们计算了水平分支（HB）星的线性非绝热振荡，对流和振荡之间的动力学和热力学耦合仔细处理。湍流压力和湍流粘性一直包含在我们的非绝热脉动方程中。当忽略对流和振荡之间的耦合时，对于Teff <= 7350的所有模型，基波到第二泛音都是脉动不稳定的;而对于Teff <= 6200的所有模型都是不稳定的，直到（至少）第九泛音。当对流和振荡之间的耦合被包括在内时，RR Lyrant不稳定带是非常好的预测。在条带内，大多数模型仅对于基频和前几个泛音是脉动不稳定的。湍流粘性是一种重要的阻尼机制。与明亮的红色变星（长周期变星）完全不同，RR带右侧的HB星在基频和低阶泛音上是脉动稳定的，但在某些高阶泛音上变得不稳定。这可能为在球状星团的H-R图上RR带的红边之外发现短周期、低振幅的红变星提供了有价值的线索。此外，我们提出了一种新的辐射调制激发机制在辐射通量梯度区的运作。讨论了非局部对流的影响以及对流与振荡的动力学耦合。脉动计算中热变量的空间振荡得到了有效的抑制。
1997-10-05 astro-ph
New Calibrations of Pulsational Absolute Magnitudes of Field RR Lyrae Stars Using Revised Dependencies of Temperatures, Masses, and Periods on Metallicity
用Layden的场星金属丰度的新数据更新了估算天琴座RR型星绝对星等的脉动方法，Bell和Tripicco最近的大气模型对（B-V）_0-温度相关进行了新的校准，和Bono等人的新质量估计。M_V（RR）=f（[Fe/H]）的新线性和非线性校准的衍生依赖于所采用的包络线的性质，在一个图表的日志周期与金属量拟合到最短的周期字段变量在每个金属量范围内，连同所述假设的颜色的恒星在该信封。这些新的校准与Caputo等人最近的非线性校准进行了比较。在金属丰度为-1.0>[Fe/H]>-2.0的范围内，本文导出的三个新校准的理论光度零点都在0.1 mag以内。与Clementini等人对LMC天琴座RR星在[Fe/H]=-1.5时M_V（RR）=+0.52的经验绝对星等刻度值比较，也表明在0.05等水平上与所述金属丰度一致。我们最终的折衷脉动校准结果是，M_V（RR）=0.82 + 0.20（[Fe/H]），但需要注意的是，当[Fe/H]值在-0.5 ~-2.0之间时，真实的关系在0.1星等水平上可能是非线性的，因此，对于不同的金属丰度，dM_V/d（[Fe/H]）斜率在0 ~ 0.6之间变化。(...)
2004-05-20 astro-ph
A pulsational distance to Omega Centauri based on Near-Infrared Period-Luminosity relations of RR Lyrae stars
我们提出了新的近红外（J，K）星等的114 RR天琴座恒星的球状星团欧米茄Cen（NGC 5139），我们结合文献中的数据，构建一个样本的180 RR天琴座恒星的J和K平均星等的一个共同的光度系统。这是目前任何恒星系统中最大的此类样本。我们还提出了更新的预测J，K波段周期亮度关系的基本和第一泛RR天琴座恒星，基于合成的水平分支模型，金属丰度范围从Z=0.0001到Z=0.004。通过对测得的金属丰度的欧米茄Cen变量采用α元素相对于铁增加3倍（约0.5 dex），我们发现真实距离模数为13.70（随机误差为0.06，系统误差为0.06），对应于距离d=5.5 Kpc（随机误差和系统误差均等于0.03 Kpc）。我们的估计是在很好的协议与日食双星OGLEGC-17推断的距离，但从最近的距离估计的基础上集群动力学和高振幅三角洲盾牌星显着不同。
2006-08-02 astro-ph
New pulsational properties of eight "anomalous" RR Lyrae variables
本文给出了从八颗变星中选出的7颗天琴座RR型变星的V波段CCD测光结果，根据文献中收集的数据，这些变星可能是{ \it ab}型变星，具有短周期和高金属丰度，位于距银道面高的{ \it z}处。新的时期和时代为他们派生。新的周期仅比上一版变星总表（GCVS 4）公布的值稍短。相反，在六种情况下，我们的光变化幅度明显小于GCVS 4上公布的幅度，至少在三种情况下，实际脉动似乎是在第一谐波中，而不是在基模中。所有建议的{ \it c}型光调制器都显示出振幅的变化和/或相当分散的光变曲线。给出了可能的解释。根据样品的分光光度分析，仅确认DL Com在基模中脉动，具有短周期，并且位于相对高的{ \it z}。一个单一的物体不能被认为是在距离银道面很远的地方有大量金属富集的证据。
1995-04-11 astro-ph
A "pulsational" distance determination for the Large Magellanic Cloud
本文给出了大麦云星云中14颗RR型天琴座星B、V光变曲线的理论模拟结果。样品中含有7个基波和7个一阶泛音，金属丰度范围为-2.12 ~-0.79dex，平均值为-1.54dex。质量，固有的光度，有效温度，和reddenings来自拟合高精度的多波段光变曲线可用于这些RR天琴座恒星的非线性对流脉动模型。每个变量的距离模数都被确定，它们导致大麦云云的平均距离模数为（m-M）o= 18.54 +/-0.02（sigm= 0.09等，平均值的标准差），与“长”天文距离尺度非常一致。
2005-02-11 astro-ph
RR Lyrae variables in Omega Centauri: a theoretical route
我们提出了一种理论方法来推断RR Lyrant变量的光变曲线的形态信息。该方法，已经成功地应用到现场的第一泛音变量U彗星，现在测试的RR $_{\mathrm ab}$变量的球状星团$ω$岑。我们表明，用这种方法，它可以给出一个估计的距离模的集群的不确定性不大于$\pm$ 0.1马格。预测的变量光度和质量是很好的范围内的理论进化的预期给予“感觉”的脉动和进化理论之间的完全兼容性。然而，在完全依赖该方法之前，还需要进一步的测试;目标是一个经过良好测试和校准的脉动理论可以提供来自一颗（或几颗）RR型天琴座恒星的可靠距离模量。
2001-12-06 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
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
Predicted properties of RR Lyrae stars in the SDSS photometric system
本文将0.0001<Z<0.006的非线性对流RR型天琴座模式的光度、有效温度和全辐射热光变曲线转换到SDSS测光系统中。所获得的ugriz光变曲线，平均星等和颜色，脉动幅度和颜色的颜色循环显示和分析关系连接脉动的内在恒星参数，类似于目前使用的约翰逊-费林斯过滤器，推导出来。最后，在颜色-颜色平面的行为进行了比较，与现有的观测文献和可能的系统的不确定性影响这种比较进行了讨论。
2006-07-10 astro-ph
The RR Lyrae distance scale from near-infrared photometry: current results
我们提出了新的观测结果的RR Lyuberk波段周期光度关系（PLK）。图中显示了银河系球状星团NGC 3201和NGC 4590（M68）以及大麦云星云网室的数据。我们比较了观测到的斜率的PLK关系，这三个集群的脉动和进化模型预测，找到一个公平的协议。基于这一发现，我们决定采用这些理论校准来估计到目标集群的距离，发现与基于光学的RR Lyrics距离很好地一致，但具有较小的正式散射。
2006-01-11 astro-ph
The ACS LCID Project: RR Lyrae stars as tracers of old population gradients in the isolated dwarf spheroidal galaxy Tucana
我们提出了一个研究的径向分布RR天琴座变量，它提出了一系列的光度和脉动特性，在矮球状星系杜鹃。我们发现，较暗的RR天琴座恒星，有一个较短的周期，更集中的比更明亮，较长的周期RR天琴座变量。通过与恒星演化和恒星脉动理论模型的比较，我们将较暗的RR型天琴座星解释为更富金属的子样本。此外，我们还证明了它们的年龄必须大于10 Gyr。因此，金属丰度梯度在这个星系的历史中很早就出现了。
2008-03-07 astro-ph
A pulsational approach to the luminosity of Horizontal Branch stellar structures
我们讨论了另一种方法来限制绝对辐射光度的零年龄水平分支结构，通过使用ab型RR型天琴座星的观测脉动性质和理论预期，这两个关系连接这些变量的脉动性质，其演化的，作为光度，质量和有效温度，还确定了基本脉动器不稳定带边界在H-R图中的位置。由于这项工作的主要目标是获得尽可能独立于恒星演化理论的ZAHB测热光度的评估，我们已经尽量减少了演化处方的使用，作为唯一采用的演化输入的允许的质量范围内的基本辐射。尽管如此，我们已经仔细检查了使用这些进化处方对我们最终结果的影响。建议的方法来获得ZAHB光度的可靠性，通过将其应用到一个选定的样本的球状星团（GC），其重元素丰度几乎涵盖了所有完整的GC金属丰度范围。ZAHB测辐射热光度的结果进行了比较与进化的处方这样一个相当重要的数量，最近的进化计算也已执行。目前的结果与一些演化模型之间存在明显的不匹配，已被验证和讨论。
1998-12-21 astro-ph
Evolutionary and pulsational properties of low-mass white dwarf stars with oxygen cores resulting from close binary evolution
本工作旨在探索具有碳/氧核的低质量白矮星的演化和脉动性质。特别是，我们遵循一个0.33 Msun的白矮星遗迹的演化与核燃烧，元素扩散和历史的白矮星祖先的预测在一个自洽的方式。注意力集中在发生氢壳闪光引起的扩散过程中的冷却阶段。通过计算一颗初始质量为2.5 Msun的Pop. I星和一颗质量为1.25 Msun的伴星的保守双星演化，充分解释了白矮星形成前的演化阶段。进化被跟踪到位于白矮星冷却分支上的鲸鱼座ZZ恒星的区域。我们发现，化学扩散诱导发生额外的氢热核闪光，导致恒星模型与薄氢信封。因此，在进化的高级阶段会遇到快速冷却。此外，我们还探讨了由此产生的白矮星模型的绝热脉动性质。与氦核相比，低质量氧核白矮星的脉动光谱特征更明显，如果低质量白矮星确实被发现作为ZZ Cetti型变星脉动，这一点最终可以用来区分这两种类型的恒星。最后，我们对得到的碳/氧低质量白矮星模型进行了非绝热脉动分析。
2003-09-09 astro-ph
RR Lyrae Stars in the Bootes dSph
我们提出了一个目录的15个RR天琴座变星在最近发现的牧夫座星系-最贫金属的简单恒星星族与测量RR天琴座恒星。天琴座RR的脉动性质与从金属元素更丰富的星群推断出的周期-丰度趋势非常一致，我们估计牧夫座的距离为（m-M）_0=18.96+-0.12。平均周期（0.69天）、c型和ab型星系的比值（0.53）和RRab周期偏移（-0.07）表明牧夫座星系属于奥斯特霍夫II型，这与其他dSph星系的奥斯特霍夫中间型形成了鲜明的对比。这支持了奥斯特霍夫二分法是一个连续统的论点-RR Lyrics属性，一阶，随丰度平稳变化。dSph星系与银河系的球状星团并不不同，而是连接着奥斯特霍夫间隙。牧夫座没有任何异常的造父变星可能表明缺乏一个中间年龄的人口。
2006-07-05 astro-ph
Magellanic Cloud Cepheids: Pulsational and Evolutionary Modelling vs. Observations
造父变星模型沿着帕多瓦群演化轨迹的脉动特性（Girardi等人），与OGLE-2小麦哲伦云和大麦云观测资料所施加的共振约束符合得很好。我们的研究表明，泛音造父变星的P_4/P_1=1/2共振周期在4.2d左右，这与Antonello和Poretti根据光变曲线的观测所提出的观点不同，但与Kienzle等和Feuchtinger等的观点一致。\viz R_21和phi_21可以用来定位共振区，但对于第一泛音造父变星则不然。在这里，径向速度曲线可以用来定位泛音共振区域，或者在没有径向速度曲线的情况下，需要求助于数值流体动力学建模。
2004-05-18 astro-ph
A new method for determining physical parameters of fundamental mode RR Lyrae stars from multicolour light curves
我们提出了一种新的方法来确定的物理参数RRab变量完全从多色光变曲线。我们的方法是一个逆光度Baade-Wesselink分析，使用非线性最小二乘算法，搜索有效温度（T_eff）和脉动速度（V_p）曲线和其他物理参数，最好地拟合观测到的光变曲线，利用合成颜色和热校正从静态大气模型。T_eff和V_p曲线首先由经验关系式导出，然后通过拟合算法改变它们。该方法产生的变化和绝对值的半径，有效温度，视觉亮度，和光度的个别对象。距离和质量也被确定。该方法是测试9 RRab星进行Baade-Wesselink分析早些时候由几位作者。我们的方法只使用这些恒星的光变曲线数据导出的物理参数是在直接Baade-Wesselink和其他技术定义的可能范围内。本文还提出了一个新的I_C星等与脉动速度之间的经验关系式，该关系式可使我们仅从测光观测资料来构造RRab星的V_p曲线，其精度约为3.5km/s。
2008-11-19 astro-ph
Evolutionary and Pulsational Constraints for Super-metal-rich Stars with Z=0.04
我们研究了恒星结构的演化行为，金属丰度Z=0.04，以揭示理论预期的进化和脉动行为的超级金属丰富（SMR）的对象，这是发现在太阳附近，在银河系的凸起和椭圆星系。我们发现，在中央氦耗尽SMR星肯定会经历引力不稳定性，以前发现在一些太阳金属丰度的He燃烧结构（Bono等，1997 b）。在演化情景的基础上，我们研究了氦燃烧SMR星的预期脉动行为，并对脉动子演化参数作了适当的假设。讨论了非线性、非局部和随时间变化的对流模型，研究了前两种模式的模式稳定性，并给出了关于不稳定带内的周期分布以及光和速度曲线形状的理论预测。全振幅，非线性包络线模型表明，有效温度的范围内，SMR RR Lyrics变量呈现稳定的极限环是较小的，其特征在于较低的金属丰度的criterators相比。我们发现Diethelm（1983，1990）提出的周期短于6天的不同类型的II型造父变星的周期和光变曲线都可以通过我们的SMR post-HB模型的有效温度或光度水平的适当变化来再现，支持这些变量具有实质均匀性的证据。
1997-04-23 astro-ph
The RR Lyrae U Com as a test for nonlinear pulsation models
我们使用高精度的多波段光度数据的第一泛音RR Lyrillu Com全振幅，非线性，对流流体动力学模型的预测能力进行调查。这项研究的主要结果是，理论预测正确地解释了沿一个完整的脉动周期的光度变化。此外，我们发现，这种方法，由于强烈的依赖性，这可观察到的脉动周期对恒星参数，供应严格的约束恒星质量，有效温度和距离模量。这些参数的脉动估计出现在很好的协议与经验。最后，就在光度最大值之前发生的一个定义明确的颠簸为校准用于处理脉动和对流之间耦合的湍流对流模型提供了独特的机会。
2000-02-11 astro-ph
Automated Nonlinear Stellar Pulsation Calculations: Applications to RR Lyrae stars. The Slope of the Fundamental Blue Edge and the First RRd Model Survey
我们描述了一种方法，使我们能够遵循的脉动行为的RR天琴座模型一致，自动沿其演变轨迹在整个不稳定带。它是基于强大的振幅方程形式主义，并诉诸于一个明智的组合的数值流体动力学模拟，分析信号的时间序列分析，和振幅方程。一个大规模的调查，然后在RR Lyr不稳定带的非线性脉动，模式选择机制划定整个参数空间的相关区域。我们获得并检查两个区域的滞后，脉动状态取决于方向的演变轨迹，即一个区域的基本（RRab）或第一泛音（RRc）脉动和一个区域的基本（RRab）或双模（RRd）脉动。稳定的双模（DM或RRd）脉动发生的区域非常狭窄，很难在天体物理参数（L，M，T_eff，X，Z）空间中找到流体动力学模拟，但我们系统和有效的方法使我们能够以前所未有的细节来研究它们。它表明，通过同时考虑模式选择和水平分支演化的影响，我们可以自然地解决现存的难题之一，涉及的拓扑结构的理论和观察到的不稳定带，即基本的蓝色边缘的斜率。模式选择和恒星演化效应之间的相互作用的重要性也证明了双模RR天琴座的属性。最后，首次讨论了双模态RR Lyr模式的Petersen图。
2004-06-16 astro-ph
Metal Rich RR Lyrae Variables: I. The Evolutionary Scenario
本文介绍了进化计算，调查的理论预测，在银河系领域和在银河系球中发现的金属丰富的RR Lycerminator。这项调查的主要目的是提供一个均匀的演化背景下，进一步分析这些不断发展的结构的脉动特性。在这方面，一组合适的恒星模型，其特征在于两个不同的金属含量，即Z=0.01和Z=0.02，通过H和He燃烧阶段。这种演变的情况下，涵盖了理论预期的脉动他燃烧结构的年龄范围从20到小于1 Gyr。对于每一个关于恒星金属丰度的假设，我们发现年龄大于2 Gyr的“老”He燃烧的中子有一个共同的行为，Z=0.01的中子比Z=0.02的中子稍微更明亮，质量更大。然而，一旦金属丰度增加到太阳值以上，水平支（HB）星的光度又会增加。这种效应是预期的原始He和金属同时增加的直接后果。讨论了“年轻”RR型溶胞菌的发生。氢燃烧等时线引用的金属丰度值也提出和讨论。最后，讨论了某些HB模型在He壳燃烧点火过程中出现的新的“引力不稳定性”。
1996-09-23 astro-ph
Can pulsational instabilities impact a massive star's rotational evolution?
我们调查是否角动量输运由于不稳定的脉动模式可以在大质量恒星的旋转演化中发挥重要作用。我们发现，这些模式可以重新分配可观的角动量，而且触发剪切不稳定混合的分子量梯度区邻近恒星核心，具有显着的进化影响。
2008-03-03 astro-ph
New evolutionary models for massive ZZ Ceti stars. II. The effects of crystallization on their pulsational properties
在这项工作中，我们提出了新的脉动计算改进的碳氧DA白矮星模型适合于研究大质量的ZZ鲸鱼座恒星。Althaus等人（2003年）在最近的一篇论文中详细介绍了本研究中采用的背景模型，这些模型是大质量白矮星祖先从零年龄主序经过渐近巨分支（AGB）和质量损失阶段到白矮星状态的完整演化的结果。abbustion的变化占核演化和随时间变化的混合由于对流，盐指，和扩散过冲之间的充分耦合的手段。此外，在白矮星演化过程中，还考虑了多组分气体中元素随时间的扩散。在模型中充分考虑了晶化和晶化后相分离引起的化学再均匀化过程。通过详细的脉动分析，评估了结晶对这些大质量白矮星模型周期谱的影响。我们发现，理论脉动谱被强烈修改时，结晶被认为是，特别是关于模式捕获性能的平衡模型。我们还详细讨论了我们的研究对BPM 37093的影响，BPM 37093是目前已知的最大质量的ZZ Ceti星。我们发现，如果BPM 37093的恒星质量为$\approx 1.00$ \msun，它的观测光谱可以承担的签名过冲发作期间的氦核心燃烧。
2004-08-12 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
CMD's, RR Lyrae's, clump stars and reddening in the LMC
本文介绍了在标准Johnson-Schmidt测光系统中大麦云（LMC）棒附近的两个区域的新的B、V、I测光，其中一个区域与“Coimbra综合CMD技术检验”中的LMC场非常接近。这两个区域包含了128颗天琴座RR型变星和8000多颗星团星。一旦与Clementini等人（2001年）结合，（astro-ph/0007471）测光新的数据集使我们能够得到（i）精确到V~23等的CMD，（ii）完全覆盖超过80%的RR天琴座的B和V光变化，（iii）非常精确地估计LMC RR天琴座的平均视光度，（iv）对LMC团簇星I光度的精确估计，以及（v）使用我们样本中RR天琴座的脉动性质对LMC这些区域的红化进行独立评估。详细比较了我们的OGLE II和OOO光度计。我们讨论了我们的新结果对LMC的距离和“短”和“长”距离尺度的争议的影响。
2001-10-29 astro-ph
Low-mass, helium-enriched PG1159 stars: a possible evolutionary origin and the implications for their pulsational stability properties
我们研究了一个最近提出的进化方案，可以解释低质量，氦丰富的PG 1159恒星的存在。我们评估的超稳定性的脉动g模式的恒星模型的演化进行沿PG 1159域。恒星模型是从1 Mo模型恒星的完整演化中提取的，该恒星在离开AGB后经历了第一次热脉冲作为晚期热脉冲（LTP）。对应的演化阶段的再次发作和随后的氦子闪被详细考虑。在合理的质量损失率假设下，演化情景再现了在一些PG 1159恒星中观察到的高氦丰度。我们发现，尽管在驱动层中的高氦丰度，存在一个狭窄的区域中的log g-log Teff图的富氦PG 1159序列表现出不稳定的脉动模式的周期在500至1600秒的范围内。特别是，非脉动的富氦PG 1159恒星MCT 0130-1937位于理论不稳定域之外。我们的研究结果表明，MCT 0130-1937是一个真正的非脉动恒星，缺乏脉动不应该归因于不利的几何形状。我们的研究暗示了可以解释富氦PG 1159恒星存在的进化情景与MCT 0130-1937的不变性质之间的一致性。我们还提出了非脉动PG 1159恒星HS 1517+7403中观察到的异常高的氦丰度的理论支持。我们认为HS 1517+7403可能是一个过渡天体，通过K1-27-->HS 1517+7403-->MCT 0130-1937的演化联系将低质量富氦O（He）星与富氦PG 1159星联系起来。
2007-03-13 astro-ph
RR Lyrae Variables in Globular Clusters and Nearby Galaxies
我指出，Oosterhoff二分法的球状星团和领域RR天琴座（RRL）的明星可能会把最强的限制到目前为止的数量矮球状体状原星系碎片，可能有助于形成的星系晕。首次在I、J、H、K中校准了RRL周期光度关系，并考虑了演化效应。简要评述了RRL光变曲线和演化性质解释中存在的问题。
2004-05-01 astro-ph
RR Lyrae variables in the dwarf spheroidal galaxy Leo I
我们报告的发现，一个重要的人口RR天琴座变量在矮球状星系狮子座一。基于40 V和22 B的图像，使用ESO宽视场成像仪，我们已经确定到目前为止，74个候选RR天琴座的两个CCD的主机星系的主体。其中47个是Bailey { \it ab}型RR天球（RRab's），7个是{ \it c}型RR天球（RRc's）。目前确认的RRab样本的周期分布在P=0 \fd 60处达到峰值，最小周期为0 \fd 54。脉动性质显示狮子座I是一个中间奥斯特霍夫类型，类似于本星系群和大麦哲伦星系中的其他矮星系。然而，{ \it ab}型变星的最小周期相当长，以及大量长周期和大振幅的RRab，表明狮子座I的大部分老星群更像奥斯特霍夫II型球状星团。最直接的解释是，狮子座I的天琴座RR星中存在一个金属丰度范围，其中有大量的贫金属恒星。或者，这些OoII变量可以更进化。在整个周期中，天琴座RR的平均视星等是$<V(RR)>= 22.60 \pm 0.12$ mag，在"长“距离尺度上，狮子座I的距离模数是$(m-M)_{V,0}= 22.04\pm 0.14$ mag。
2001-10-22 astro-ph
A multi-color and Fourier study of RR Lyrae variables in the globular cluster NGC 5272 (M3)
利用高精度的5个历元的BVI数据，对球状星团NGC 5272（M3）中133颗RR型天琴座星的脉动和演化特征进行了详细的研究。M3似乎包含不少于~32%的Blazhko星，并详细分析了Blazhko效应的发生和特征。我们已经确定了大量（约14%）过亮的RR型天琴座恒星，它们可能处于零年龄水平分支（ZAHB）之外的更高级的演化阶段。物理参数（即温度，光度，质量）已从（B-V）颜色和精确的色温校准，并与水平分支演化模型和恒星脉动理论的要求进行了比较。通过V光变曲线的傅立叶分解进行的额外分析证实，正如预期的那样，M3中不存在金属丰度分布。ZAHB的演化不影响[Fe/H]的测定，而低振幅相位的Blazhko星确实影响[Fe/H]分布，因为它们看起来更富含金属。从傅立叶系数导出的绝对星等可能提供有用的恒星群平均估计值，如果适用的话，但不能给出可靠的{ \em个体}值。由傅里叶系数导出的固有颜色与观测到的显着差异，因此得到的温度和温度相关参数是不可靠的。
2004-09-23 astro-ph
Metallicities for Double Mode RR Lyrae in the Large Magellanic Cloud
本文用DeltaS方法估算了大麦云云中六个双模RR型天琴座（RRd）的金属丰度。推导出的[Fe/H]值在[Fe/H] = -1.09至-1.78（或-0.95至-1.58，采用[Fe/H]对Δ S的不同校准）范围内。在我们的样本中的两颗恒星是在所有的RDD的金属丰度已经估计，无论是通过直接测量（现场对象）或托管系统（球状星团或外部星系的对象）的基础上非常丰富的金属极限。这些金属丰度，再加上从脉动模型和彼得森图的质量测定，被用来比较场和集群RR Lyrant变量的质量金属丰度分布。我们发现，在观测误差范围内，场和星团的RRd似乎遵循相同的质量-金属丰度分布，加强了场和星团变量之间性质一致的情况。与通常的假设不同，我们发现不同金属丰度和Oosterhoff类型的球状星团中RR天琴座的质量没有显著差异，甚至可能存在与通常接受的相反的差异。这取决于用于导出质量的金属丰度标度。质量-金属丰度关系的这一"不寻常“结果可能至少部分是由于在计算与金属有关的脉动模型时纳入了更新的不透明度表。
2001-03-30 astro-ph
Nonradial modes in RR Lyrae stars
我们提出了一个调查的非径向模式的性质在演化序列的RR天琴座星模型。注意力集中在模式，可能是由不透明机制驱动，并在那些可能被激发的结果的1：1共振与径向脉动。定性地说，所有的模型共享相同的非径向模式的属性。在定量水平上，性质在很大程度上由径向模式周期决定。对恒星金属丰度的依赖性较弱，对对流核氦的耗尽程度没有明显的依赖性。在RRab和RRc星参数的整个范围内，我们发现不稳定的非径向模式驱动的不透明度机制。径向脉动对非径向振荡的共振激励的不稳定性也是这两种类型中的常见现象。我们讨论了在某些RR型天琴座星中观察到的振幅调制的非径向模式的可能作用。
1999-07-29 astro-ph
Pulsational instability domain of Delta Scuti variables
本文给出了在赫兹-罗素图、log g - log Teff图和去红的uvby-beta光度指数图中更新的盾牌座Delta星模型的理论不稳定域。的位置的演化轨道和蓝边的不稳定域的化学成分参数（X，Z）的变化和对流理论参数（混合长度在恒星的信封，从对流核心的超调的程度）的变化的敏感性进行了讨论。
2000-05-12 astro-ph
CCD Photometry of the Globular Cluster Omega Centauri. I. Metallicity of RR Lyrae Stars from Caby Photometry
我们提出了新的测量的131 RR天琴座恒星的金属丰度的球状星团欧米茄半人马座，使用香港指数的Caby测光系统。HK方法在确定RR型Lyrics星的金属丰度方面比Delta-S和其他技术具有明显的优势，并且使我们能够获得迄今为止该星团中RR型Lyrics星最完整和均匀的金属丰度数据。对于与Butler等（1978）和Gratton等（1986）的Delta-S观测相同的RR型天琴座星，我们发现我们的金属丰度[Fe/H]（hk）系统地偏离它们的Delta-S金属丰度，而对于观测良好的外场RRab星，我们的[Fe/H]（hk）与以前的光谱测量结果一致。我们的结论是，这是由于与该集群的先前Delta-S观测相关的较大误差。由我们的新数据得到的Mv（RR）- [Fe/H]和周期位移- [Fe/H]关系与Lee（1991）预测的演化模型一致，证实了RR型天琴座星的光度不仅取决于金属丰度，还取决于演化状态。利用周期-振幅图，我们还识别出了高度演化的RRab星，其范围为-1.9 < [Fe/H] <-1.5，正如合成水平分支模型所预测的那样。
2000-01-07 astro-ph
The Effects of Element Diffusion on the Pulsational Properties of Variable DA White Dwarf Stars
我们探讨了由于重力沉降引起的元素扩散以及热扩散和化学扩散对DA白矮星脉动性质的影响。为此，我们采用更新的进化代码加上脉动，有限差分代码计算的线性，非径向g-模式的绝热近似。我们遵循一个0.55的\msun白矮星模型的演化与随时间变化的扩散过程中给出的化学丰度分布的演化自洽的方式。结果进行了比较与标准的处理扩散平衡的微量元素近似。两种处理方法之间存在明显差异。我们得出结论，含时元素扩散在决定DAV白矮星的整体振荡模式和周期的时间导数方面起着重要作用。此外，我们还讨论了在大多数白矮星星震学研究中用于解释扩散的标准描述的可解释性。
2002-01-14 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
Theoretical insights into the RR Lyrae K-band Period-Luminosity relation
基于更新的非线性对流脉动模型，计算了几种恒星质量、光度和金属丰度值下的K波段周期-光度关系，给出了它们的理论约束。我们表明，对于每个给定的金属含量的预测PLK是轻微依赖于恒星质量和/或光度的不确定性。然后，通过对不同金属丰度的演化计算，我们得到了在0.0001< Z <0.02范围内的红外星等M_K的预测值为：MK=0.568-2.071logP+0.087logZ-0.778logL/Lo，均方根散射为0.032ma。通过允许天琴座RR型恒星的光度在目前对缺金属恒星的进化预测所涵盖的范围内变化，（0.0001< Z <0.006）水平分支模型，我们最终发现红外周期-亮度-金属丰度（PLZK）关系为MK=0.139-2.071（logP+0.30）+0.167logZ，总的本征色散为0.037 mag。因此，使用这种PLZK关系式应将场和星系团RR天琴座变星的红外距离模限制在± 0.04 mag以内，只要能对金属含量进行准确的观察和可靠的估计。此外，我们表明，K和V测量的组合可以提供独立的信息的RR天琴座恒星的平均光度，从而产生严格的限制输入物理的恒星演化计算。最后，对于具有相当大的第一泛音变量样本的球状星团，可以通过使用PLZK关系和预测的不稳定带蓝色边缘的MV-logP关系来估计红化（Caputo et al. 2000）。
2001-05-28 astro-ph
A fresh look into pulsating PG1159 stars
为了提高对PG 1159型前白矮星脉动不稳定性的理解，我们对氦星演化模型进行了详细的稳定性分析。与典型的化学成分，脉动不稳定性遇到的所有恒星质量考虑（0.57，0.63，0.7 M_溶胶）。蓝色边界与观测结果令人满意地一致。另一方面，发现红边延伸的温度比观测者目前承认的要低。脉动不稳定性对恒星包层中氦甚至氢丰度的依赖性并不像迄今为止所强调的那样严格。特别是，我们发现脉动不稳定的g-模式的模型恒星信封是代表HS 2324 +3944，一个新发现的PG 1159-恒星的氢丰度X约为0.2，正在脉动。
1996-06-21 astro-ph
The temporal changes of the pulsational periods of the pre-white dwarf PG 1159-035
PG 1159-035是一颗T=140000 K的前白矮星，是PG 1159光谱类和DOV脉动类的原型。恒星的变化导致其振荡周期的变化。通过测量振荡周期的时间变化dP/dt，我们可以直接估算恒星演化的变化率，如冷却率和包层收缩率，为检验和完善前白矮星脉动星的演化模型提供了一种途径。我们测量了27个脉动模式的周期变化。这些周期的变化率在1到100毫秒/年之间，有几个可以直接测量，相对标准不确定度低于10%。特别是对于516.0 s模式（振幅最高），不仅可以直接测量dP/dt值，相对标准不确定度为2%，而且还可以可靠地计算二阶周期变化d（dP/dt）/dt。通过使用（O-C）方法，我们改进了dP/dt，并估计了其他六个脉动周期的d（dP/dt）/dt。作为第一个应用，我们计算了PG 1559-035自转周期的变化，dP_rot/dt = -2.13 10 ^{-6} s/s，包层收缩速率dR/dt = -2.2 10 ^{-13}太阳半径/s，冷却速率dT/dt = -1.42 10 ^{-3} K/s。
2008-08-11 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
RR Lyrae Variables in the Globular Cluster M55. The First Evidence for Non Radial Pulsations in RR Lyr Stars
本文介绍了在球状星团M55场中对天琴座RR型变星的测光研究结果。我们发现了9颗新的天琴座RR型恒星，使该星团中已知的变星数量增加到15颗。新发现的变星中有5个属于Bailey型RRc，2个属于RRab型。两颗背景RRab星可能是人马座矮星系的成员。傅立叶分解的光变曲线被用来推导出本样本的RR Lyrant变量的基本属性。通过对RRc变量的分析，我们得到了$M=0.53\pm0.03 M_\odot$的平均质量、光度$\log L=1.75\pm0.01$、有效温度$T_{eff}=7193\pm27$ K和氦丰度$Y=0.27\pm0.01$。根据RRab星的$B-V$颜色、周期和金属丰度，我们估计M55的颜色过剩值等于$E(B-V)=0.11\pm0.03$。使用这个值，我们得到了M55中不稳定带的蓝色和红色边缘的颜色。蓝色边缘位于$(B-V)_0=0.20$ mag，红色边缘位于$(B-V)_0=0.38$ mag。我们估计视觉表观距离模量和去红距离模量的值分别为$13.65\pm0.11$和$13.31\pm0.11$。其中三个RRc变星的光变曲线在不到一周的时间尺度上表现出超过0.1等的振幅变化，对于布拉日科效应来说相当短，但没有证据表明另一个径向脉动频率。然而，我们确实检测到其他周期性，这些周期性在去除第一泛音径向频率的变化后的光变曲线中清晰可见。这是非径向脉动存在的强有…
1998-12-16 astro-ph
The RR Lyrae Period-Luminosity-(Pseudo-)Color and Period-Color-(Pseudo-)Color Relations in the Strömgren Photometric System: Theoretical Calibration
本文提出了在多波段紫外-Stroemgren测光系统中RR型天琴座周期-光度-颜色和周期-颜色-颜色关系的理论定标。我们的理论工作是基于四个不同的金属丰度的合成水平分支（HB）的计算，充分考虑到进化的影响，在金属丰度和HB形态的范围很广。虽然我们的结果表明，在Stroemgren系统中不存在“纯粹的”周期-光度和周期-颜色关系，这是由于当使用uvby带通时，演化效应带来的大的散射，但它们也表明，通过将Stroemgren伪色[C_0 =（u-v）_0 -（v-b）_0]项加入这些方程中，这种散射几乎可以完全考虑在内，从而导致紧密的周期-亮度-{ \em伪}-颜色（PLpsC）和周期-颜色-{ \em伪}-颜色（PCpsC）关系。我们提供了后者的形式分析适合，使他们可以应用高精度，即使在现场明星。考虑到C_0对星际红化的敏感性很小，我们的PLpsC和PCpsC关系式对于推导高精度的距离和红化值是特别有用的。在这个意义上，我们进行了第一次应用我们的关系到现场RR天琴座恒星，发现的证据表明，恒星RR天琴座，SU Dra，SS狮子座-但不是SV Hya -有点过亮（量从0.05到0.20等y，因此V）相对于其他RR天琴座恒星的平均值相似的金属丰度。
2008-02-16 astro-ph
Anomalous RR Lyrae stars(?). III. CM Leonis
B，V，I CCD测光和径向速度测量的时间序列从高分辨率光谱（R=30,000），涵盖了整个脉动周期的领域RR天琴座恒星CM狮子座。从1994年到1999年的6年时间间隔的光度数据，使我们能够牢固地建立脉动模式和变量的周期性。导出的周期P=0.361699天（+/- 0.000001）与第四版变星总表中公布的值（P=0.361732天）非常接近。然而，与之前的发现相反，光变曲线的振幅和形状使CM Leo成为一个非常规则的第一泛音反射器，在其多色光变曲线的上升分支上有一个突出的驼峰。根据在最低光附近（0.42 <相位< 0.61）的三个光谱进行的丰度分析，狮子座CM是一颗贫金属恒星，金属丰度[Fe/H]=-1.93 +/- 0.20。CM狮子座的光度和径向速度曲线进行了比较，与合适的脉动模型的预测，以推断紧约束的恒星质量，有效温度和距离模量的恒星。我们推导出狮子座CM的真实距离模为（m-M）0=13.11 +/- 0.02等，相应的绝对星等为Mv=0.47 +/- 0.04。这个绝对星等，一旦修正了演化和金属丰度的影响，就会得到大麦云云的真实距离模数为（m-M）0=18.43 +/- 0.06等，与天文学的长距离尺度更吻合。
2002-07-02 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
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
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. IX. Frequency Analysis of the First Overtone RR Lyrae Stars and the Indication for Nonradial Pulsations
本文对大麦云云（LMC）的OOO变星数据库中的1300多个暂被列为第一泛音RR型Lyrics变星的变星进行了标准频率分析。基于预白化光谱中的剩余功率，我们发现总人口的70%是单周期的。剩下的30%（411颗恒星）根据它们的频谱被分为9种类型之一。几种类型的RR天琴座的脉动行为是第一次清楚地确定在这里。加上先前发现的双模（基本和第一泛音）变星，这项研究将大麦哲伦星云中已知的双模恒星数量增加到181颗。在整个6.5年的数据跨度中，10%的恒星显示出强烈的周期变化。我们还发现了另外两种类型的多频干扰源，每种干扰源的发生率都很低，为2%。在第一种类型中，在通过主脉动频率预白化之后，仍然存在一个紧密间隔的分量。在第二种类型中，剩余分量的数量是两个，它们也是紧密间隔的，并且，此外，它们在相对于中心分量的频率间隔上是对称的。后一种类型的变量与它们在基本变量中的亲戚相关联，称为Blazhko变量。它们在基模变量中的高频率（~20%）与它们的第一泛音对应物的低出现率相比，使得主要依赖于方位角或磁场的作用的任何理论更难以解释Blazhko现象。目前的理论模型调用这些恒星的非径向脉动分量。
2000-05-17 astro-ph
The evolutionary properties of intermediate-mass stars
我们简要回顾了与中等质量恒星演化计算有关的主要问题：湍流对流的处理和核心氦燃烧阶段蓝环的发生。结果表明，为了获得更准确和可靠的恒星模型，这类恒星，人们必须考虑所有可能的理论和观测约束。这包括低质量恒星的观测，以约束包络对流的治疗，并分析造父变星的脉动行为。
2003-09-26 astro-ph
On the Light Curve - Luminosity Relation of RR Lyrae Stars
我们使用球状星团和玉夫座矮星系中的大量RRab星样本来破译傅里叶分解与亮度之间的关系。对于固定的关系的零点，我们使用最新的Baade-Wesselink（BW）的结果。它表明，最合理的表示的绝对亮度（在V色）的周期和傅立叶参数A_1和Phi_31（计算也从V光曲线）的线性表达式。我们从所有可用的傅立叶数据导出了平均M_V = α [Fe/H] + β关系。我们的结果排除了任何大于0.19的α值，与大多数BW和进化研究一致。我们给出了年龄和红化距离模数估计的集群进入我们的分析。
1996-05-16 astro-ph
On the reliability of the semiempirical RR Lyrae Period - Blue Amplitude - V-band Luminosity relation
本文研究了Castellani & De Santis（1994）和De Santis（1996）提出的ab型RR型天琴座星的半经验周期-蓝色振幅-V波段光度关系的准确性和可靠性。我们推断，这种关系的零点依赖于金属丰度，通过研究场和集群变量的样本。我们还表明，使用这种关系仍然可以是有用的，对于那些恒星系统显示的内在的金属丰度蔓延，因为在这种情况下，金属丰度的影响有一个可以忽略不计的最终距离模量估计。我们将所采用的半经验关系与Kovacs & Walker（2001）最近提出的完全经验关系进行了比较。当后一关系式的零点与前一关系式的零点一致时，两个方程是等价的。通过将半经验的周期-蓝色振幅-V带光度关系以及Cassisi，De Santis & Piersimoni（2001）提出的方法应用于球状星团$ω$ Cen，我们发现基本RR型Lyrinant质量与其金属丰度之间关系的经验斜率，与更新的水平分支恒星进化模型预测的结果完全一致。
2002-06-20 astro-ph
CCD Photometry of the globular cluster M2. RR Lyrae physical parameters and new variables
本文报道了M2天琴座RR型星的CCD V和R测光结果。对大部分变星的周期进行了订正，并计算了新的星历。对天琴座RR型星的光变曲线进行了分解，得到了9颗天琴座RR型星的平均物理参数[Fe/H] =-1.47，Teff = 6276 K，logL = 1.63Lsun和Mv = 0.71，[Fe/H] =-1.61，Msun = 0.54，Teff = 7215 K，计算了两颗RRc星的logL = 1.74Lsun和Mv = 0.71。从上面的光度和温度得到的半径与非线性对流模式的预测半径的比较进行了讨论。该星团的平均距离估计为10.49 +-0.15千秒差距。这些结果将M2正确地置于一般球状星团的奥斯特霍夫型、质量、光度和温度序列中，所有这些都是金属丰度的函数。平均值的关系M，log L/Lsun，Teff和Mv作为[Fe/H]的一个家庭的球状星团的功能。这些趋势与水平分支的进化和结构概念是一致的。报告了8个新变量。
2006-06-29 astro-ph
Wide-field High-precision CCD Photometry of omega Centauri and Its RR Lyrae Stars
我们提出了宽领域和高精度的BV和Ca & Stromgren的光度测量的欧米茄半人马座和它的RR天琴座恒星，这是迄今为止最广泛的光度测量这个集群之一。从hk [=（Ca-b）-（b-y）] vs. b-y图的不同分布可以很好地区分出ω Cen的成员星和前景银盘星。颜色星等图显示了几个不同的红巨星分支的存在，其中一个红色的富含金属的序列与其他蓝色的贫金属序列明显分开。与我们的人口模型比较表明，金属最丰富的人口比金属最贫乏的人口年轻几十亿年。根据我们新的BV测光和对ω Cen中的RR型天琴座星的金属丰度的hk测量，我们还证实了RR型天琴座星的光度不仅取决于金属丰度，还取决于演化状态。从几个不同的种群和内部年龄-金属丰度关系的存在，我们得出结论，欧米茄Cen曾经是一个更大的系统的一部分，与银河系合并，就像人马座矮星系现在正在做的那样。
2001-10-31 astro-ph
