The Effect of Metallicity on Cepheid-Based Distances
我们使用哈勃太空望远镜上的宽视场和行星照相机2获得了7个邻近星系的V和I图像。对于每一个，我们都使用红巨星分支（TRGB）方法测量了距离。通过比较TRGB距离公布的造父变星的距离，我们调查的造父变星的周期光度关系的金属依赖性。我们的样本是补充10个额外的星系，TRGB和造父变星的距离在文献中，从而提供了一个统一的覆盖范围造父变星丰度之间的1/20和2（O/H）太阳。我们发现造父变星和TRGB距离之间的差异随着造父变星丰度的增加而单调减小，这与造父变星距离模的平均金属丰度依赖性（delta（m-M））/（delta[O/H]）= -0.24 +- 0.05 mag/dex一致。
2004-02-20 astro-ph
Metallicity dependence of some parameters of Cepheids
研究了造父变星的唯象性质与重元素丰度的关系。结果表明，脉动的幅度取决于恒星大气的金属丰度。
2006-03-07 astro-ph
Detection of Beat Cepheids in M33 and Their Use as a Probe of the M33 Metallicity Distribution
我们对深CFHT M33变率调查数据库的分析发现了5个以基波和第一泛音模式脉动的Beat造父变星（BC）。借助于恒星脉动理论和由演化轨迹导出的质量-光度（M-L）关系，我们可以用{ \it only}精确地确定这些恒星的金属丰度Z。从这些造父变星的M33星系中心距离和它们的“脉动”金属丰度推断出的[O/H]金属丰度梯度为-0.16 dex/kpc，与从H II区、早期B超巨星和行星状星云确定的标准光谱金属丰度梯度非常一致。因此，拍造父变星可以提供一个额外的，独立的探测银河系金属丰度分布。
2006-10-25 astro-ph
Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations
我们对NGC 4258、麦哲伦云和银河系中的造父变星进行了详细的分析，以验证基于大量非线性对流脉动模型的理论方案的可靠性。我们从合成的BVI幅度的reflectors推导出Weseneirs函数，我们表明，预测的周期Weseneirs（PW）关系的金属丰度的影响的符号和程度的变化，根据所采用的通带。这些P-W关系适用于测量的BVI星等的NGC 4258，麦哲伦和银河造父变星在文献中提供。我们发现，麦哲伦和银河造父变星同意预测的P-W关系的金属依赖性。关于NGC 4258造父变星，结果强烈依赖于银盘上采用的金属丰度梯度。最近的星云氧丰度支持一个较浅的梯度，并提供了一个金属丰度的依赖，同意与当前的脉动预测。此外，比较造父变星距离的基础上，VI级的距离估计的基础上修订TRGB方法的外部星系，对银河造父变星的HST三角视差，并在麦哲伦星云食双星似乎有利于金属丰度修正预测的脉动模型。的周期-Weseneirs和周期-亮度关系的金属量依赖的符号和程度的变化，根据所采用的通带。因此，基于不同方法和/或波段的距离不应取平均值。使用河外造父变星来限制金属丰度效应需要新的精确和广泛的星云氧测量。
2008-05-12 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 metallicity dependence of the Cepheid PL-relation
一个样本的37个银河系，10个LMC和6 SMC造父变星的汇编个人金属丰度估计存在和BVIK测光在几乎所有的情况下。银河系造父变星都有一个单独的距离估计。对于MC对象不同的测光来源相结合，以获得改进的周期和平均星等。一个多参数的周期-亮度关系拟合的数据，也解决了到LMC和SMC的距离。当所有三个星系被认为是，没有金属丰度的影响，一个显着的二次项log P被发现，如以前所观察到的，也预测在一些理论计算。对于本样本，根据经验确定，对于log P < 1.65，可以采用线性PL关系，但这将样本限制为仅4个LMC和1个SMC造父变星。考虑到银河系的样本，在VIWK PL关系的零点处发现了金属丰度效应（-0.6 \pm 0.4或-0.8 \pm 0.3 mag/dex，取决于一个物体的存在或排除），在这个意义上，富含金属的造父变星更亮。重要性很小主要是因为银河系样本的金属丰度范围很窄。该误差的很大一部分是由于金属丰度测定中的误差，而不是由于拟合中的误差。包括5 MC造父变星扩大了观测到的金属丰度范围，在VIWK中发现零点的金属丰度效应约为-0.27 \pm 0.08 mag/dex，与以前的一些经验估计一致，但现在是使用造父变星本身的直接金属丰度测定得出的。
2004-03-08 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
Theoretical Models for Classical Cepheids: VII. Metallicity effects on the Cepheid distance scale
我们使用理论周期亮度和周期亮度颜色关系的VI通带，基于非线性，非本地和随时间变化的对流脉动模型，预测的红化和真正的距离模量的遥远的造父变星观察到的哈勃太空望远镜。通过依赖于金属含量Z=0.008的脉动模型，我们发现，理论预测同意的值由河外距离尺度关键项目的经验周期亮度关系的基础上参考LMC变量。同时，从Z=0.004和0.02的理论关系式中，我们发现，随着所采用的金属含量的增加，预测的E（B-V）和μ_0减小。这意味着对基于LMC的距离的金属丰度修正约为-0.27 mag/dex。这样的理论修正似乎得到了造父变星距离和给定星系群或星系团内星系的[O/H]金属丰度之间的现有的（尽管很弱）相关性的支持，也得到了H_0估计值和校准SNIa光度的星系的[O/H]金属丰度之间的类似相关性的支持。相反，先前根据经验提出的金属丰度修正似乎被排除在外。最后我们建议<H_0>由重点项目组提供的平均值~ 67 km/s/Mpc至少应增加到~ 69 km/s/Mpc。
2000-06-16 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
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity
在周期比与周期图（彼得森图）中，Beat造父变星模型的位置对其金属丰度Z有非常严格的限制。用线性非绝热湍流对流模型重新审视了拍造父变星Peterson图，并评估了它们作为恒星金属丰度探测器的准确性。它们在很大程度上独立于氦含量Y，并且它们也仅弱依赖于在其构造中使用的质光关系。然而，它们被发现显示出对集中到金属丰度参数Z中的元素的相对丰度的敏感性。旋转估计，但有一个小的影响，“脉动金属性”。提出了一种复合彼得森图，它允许人们从测量的周期P0和周期比P1/P0读出金属度Z的上限和下限。
2007-01-12 astro-ph
The Effects of Metallicity on the Cepheid P-L Relation and the Consequences for the Extragalactic Distance Scale
利用已发表的25个星系的HST造父变星观测数据，我们发现主星系的P-L色散与主星系金属丰度在V波段的~3sigma水平上存在显著的相关性。这一结果支持了造父变星P-L关系的金属丰度依赖性可能比预期的更强的建议。在HST造父变星P-L关系中观测到的高色散有进一步的结果，即在微弱的星等下P-L关系中由于不完整而产生的偏差比以前认为的更重要。在HST样本中，距离较远的星系往往具有较高的金属丰度。这意味着，当进行完整的金属丰度/不完整性校正时，在已公布的造父变星距离中可以看到尺度误差，因为在更大的距离上，已公布的距离模量越来越被低估。这导致到室女星系团核心的四个星系的平均距离模数从（m-M）_0=31.2+-0.19增加到（m-M）_0=31.8+-0.17，天炉座和大熊座星系团也有类似的增加。对于18个Tully-Fisher距离较好且（m-M）_0>29.5的HST星系，造父变星的TF距离模平均残差从0.44 ± 0.09等增加到0.82 ± 0.1等，表明TF距离存在明显的标度误差，导致Pierce & TullyTF估计值H_0=85降为H_0=58 ± 7。最后，对于8个HST星系与SNIa，金属丰度校正造父变星的距离现在意味着SNIa峰值光度的金属丰度依赖的意义上说，贫金属的主机有较低的光度SNIa。因此，SNIa哈勃图对H_0和q_0的估计也可能需要进行重要的金属丰度修正。
2001-02-26 astro-ph
Rebuilding the Cepheid Distance Scale I: A Global Analysis of Cepheid Mean Magnitudes
我们开发了一种统计方法，使用UBVRIJHK测光的造父变星，包括温度，消光和金属丰度的影响，并将其应用于694造父变星在17个星系的距离。我们得到均匀的距离，消光和不确定性估计的四个模型，从标准的河外方法，然后添加温度分布，消光分布，需要正定的反射，和金属丰度的物理效应。当我们做类似的系统假设时，我们发现与已发表的距离基本一致，但标准距离有一个明显的问题，因为它们要求造父变星具有负消光，特别是在低金属丰度星系中，除非平均LMC消光超过E（B-V）> 0.25。这个问题可以用造父变星距离尺度的物理预期的金属丰度依赖性来解释，其中贫金属的造父变星比富金属的造父变星更热更暗。对于V和I，我们发现平均星等变化为-0.14 +/- 0.14 mag/dex，平均颜色变化为0.13 +/- 0.04 mag/dex，颜色的变化主导了距离的变化。对Ia型超新星估计的哈勃常数的影响是戏剧性的，因为大多数是在具有最蓝造父变星的贫金属星系中发现的。Ia型多色光变曲线形状（MLCS）方法对H_0的估算值经金属丰度修正后，从69 +/-8 km/s Mpc正式上升到80 +/-6 km/s Mpc。
1997-03-10 astro-ph
Beat Cepheids as Probes of Stellar and Galactic Metallicity: The New AGS Abundances
众所周知，拍造父变星模型在周期比\vs周期图（Petersen图）中的位置限制了它的金属丰度Z。但是这些界限对集中到参数$Z$中的元素的混合是敏感的。在这篇简短的论文中，我们更新了以前的结果，是基于Grevesse-Noels太阳混合最近，修订的Asplund，Grevesse & Sauval（2005）（AGS）太阳混合。我们还研究了包络深度对计算脉动周期的准确性的影响。我们发现，低周期造父变星与高Z的包络脉动的习惯近似打破。这是必要的计算恒星模型，延伸到中心，并包括燃烧和成分不均匀性的建模。然而幸运的是，迄今为止观察到的大多数Beat造父变星似乎都避开了这种机制。
2008-03-24 astro-ph
Cepheids as tracers of the metallicity gradient across the Galactic disk
我们目前的铁丰度测量，基于高分辨率光谱学，和精确的距离测定，基于近红外测光，34银河造父变星。新的数据被用来限制银河系铁丰度梯度在外盘，即从10至14千秒差距。我们证实了向外盘的梯度变平。在这个区域，我们还发现了金属丰度分散的增加。目前的数据不支持发生跳跃的金属丰度梯度的银河中心距离的顺序为10-12千秒差距。
2007-11-26 astro-ph
New homogeneous iron abundances of double-mode Cepheids from high-resolution echelle spectroscopy
目的：我们更精确地定义了造父变星的双模式脉动与金属丰度之间的关系，从均匀的高分辨率光谱数据确定了双模式造父变星的经验金属丰度，并研究了周期比与金属丰度的关系。研究方法：利用自行开发的IRAF脚本对FEROS光谱仪获得的高信噪比阶梯光谱进行了分析，并通过与LTE合成光谱的比较确定了铁的丰度。结果：测定了17颗星的[Fe/H]值。所有这些恒星都有太阳或太阳下的金属丰度。它们的周期比P1/P0与它们的[Fe/H]值有很强的相关性。评价了相应的周期比-金属丰度关系。
2007-07-17 astro-ph
Cepheid and SNIa Distance Scales
我们首先讨论为什么仍然有持续、强烈的动力来研究哈勃常数。然后，我们回顾了Hoyle等人对包含造父变星的银河系疏散星团的研究中的新证据，即造父变星P-L关系的金属丰度依赖性比预期的要强。这一结果是支持一个新的分析主要是HST距离尺度的关键项目数据，显示了宿主星系金属丰度和均方根散射周围的造父变星的PL关系之间的相关性。如果造父变星确实具有显著的金属丰度依赖性，那么已经存在的Tully-Fisher距离的尺度误差变得更糟，室女座和天炉座的距离扩展到20 Mpc以上，降低了H_0的值。最后，如果造父变星具有金属丰度依赖性，那么Ia型超新星也是如此，因为金属丰度校正后的造父变星到8个SNIa星系的距离现在表明，SNIa峰值光度在金属贫乏的星系中更暗。除了对H_0有重要的影响外，这也意味着SNIa哈勃图中非零宇宙学常数的证据可能会受到金属丰度的修正，这与宇宙学的影响一样大。
2001-02-26 astro-ph
Metallicity effects on synthetic Cepheid Period-Luminosity relations
在新的理论结果的基础上，对光学星等和红外星等的周期-亮度（PLR）和周期-亮度-颜色（PLCR）关系给出了有用的预言。结果表明，不稳定带的金属丰度的依赖性，有一个不可忽略的依赖性的PLR和PLCR的脉动星的金属丰度，主要是光学波段。特别是理论结果预测的PLR对金属的依赖性，这是相反的，相对于目前的经验评估。为了给出一个可能的解释，这种差异的典型的观测程序，用于估计通过造父PLRs河外距离在这里测试，目的是解开，如果可能的话，红化和金属丰度的影响。为此目的，合成PLR不同的金属丰度，并作为典型的观察样品。
1999-04-08 astro-ph
Cepheid, Tully-Fisher and SNIa Distances
我们首先讨论为什么不舒服的微调的参数的λ-CDM宇宙模型提供了持续的，强大的动机，调查哈勃常数。然后，我们回顾了HST关键项目的证据，原始造父变星和塔利-费舍尔距离之间存在显着的尺度误差。主要HST距离尺度关键项目数据的分析表明，主星系金属丰度和均方根散射周围的造父变星的P-L关系，这可能支持最近的建议，P-L金属丰度的依赖性比预期的更强之间的相关性。如果造父变星确实有显著的金属丰度依赖性，那么塔利-费舍尔尺度误差就会增加，室女座和天炉座星团的距离会扩大到20 Mpc以上，从而降低Ho的值。最后，如果造父变星具有金属丰度依赖性，那么Ia型超新星也是如此，因为金属丰度校正后的造父变星到8个SNIa星系的距离表明，SNIa峰值光度在金属贫乏的星系中较暗，这对SNIa估计qo和Ho具有重要意义。
2002-08-12 astro-ph
Determining the Metallicity of Cepheid Stars in the SMC, LMC and the Galaxy
造父变星的周期-光度关系无疑是我们用来确定河外距离尺度的最有力的工具之一。虽然在过去几年中，在观测（例如HST关键项目）和理论（例如非线性脉动模型，非LTE大气等）方面，对它的理解和表征都取得了重大进展。尽管如此，关于化学成分对周期-光度关系的影响的争论仍然没有解决。目前的估计导致距离差异高达15%，有效地限制了造父变星作为距离指标的准确性。为了进一步解决这个问题，我们已经获得了我们银河系和麦哲伦云中大量造父变星的高分辨率光谱。数据的高质量使我们能够探测化学成分（α、铁族和重元素）对金属丰度的详细影响超过10倍。在这里，我们提出了第一个初步的铁丰度分析结果的子样本造父变星。
2003-10-08 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
Theoretical Models for Classical Cepheids: IV. Mean Magnitudes and Colors and the Evaluation of Distance, Reddening and Metallicity
我们讨论了金属丰度的影响，在不同的化学成分的非线性，非本地和时间依赖性的对流脉动模型的基础上，在理论上的视觉和近红外PL和PLC关系的经典造父变星。鉴于在整个脉动周期内平均观测到的震级和颜色的两种常用方法（震级加权和强度加权），我们简要讨论了静态量和平均量之间的差异。我们发现，合成的平均星等和颜色的行为完全再现了观测到的银河造父变星的趋势，支持模型预测的有效性。在本文的第二部分中，我们展示了如何从造父变星VK测光的星系的平均红化和真实距离模量的估计依赖于所采用的金属含量，在这个意义上说，较大的金属丰度驱动主机星系较低的反射率和距离。相反，如果考虑到三个过滤器的数据，造父变星的平均红化，距离和金属丰度的自洽估计可能会得出。将理论PL和PLC关系应用于麦哲伦云造父变星的BVK数据，最终得到LMC的Z \sim 0.008，E（B-V）\sim 0.02等，DM \sim 18.63等，Z \sim 0.004，E（B-V）\sim 0.01等，DM \sim 19.16 mag.，用于SMC。简要讨论了这种红化与基于BVI数据的当前值之间的差异。
1999-06-03 astro-ph
Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids
本文的目的是调查的$PL$ -关系的金属依赖性在$V$和$K$的基础上的68个银河系造父变星的样本与个人的Baade-Wesselink距离（一些恒星也有一个基于HST的视差）和单独确定的高分辨率光谱的金属丰度。文献值的$V$ -带，$K$ -带和径向速度数据已收集的68个经典造父变星的样品，有其金属丰度在文献中确定的高分辨率光谱。基于$(V-K)$表面亮度关系和投影因子在以前的文件中导出，距离已从Baade-Wesselink分析。导出了$V$和$K$中的$PL$ -和$PLZ$ -关系。采用的投影因子对周期的依赖性的影响进行了研究。从恒定的$p$ -因子到最近文献中提出的对$\log P$有轻度依赖性的因子的变化导致斜率降低0.1个单位，这大约是斜率本身的1 σ误差线。LMC中$V$的$PL$ -关系中观察到的斜率与两种假设一致。在$K$中，银河系和大麦哲伦星系斜率之间的差异更大，这将有利于$p$因子的温和周期依赖性。在$V$和$K$的金属丰度的依赖被认为是边际的，和独立的选择的$p$ -因子的周期。这一结果受到银河系造父变星金属丰度范围小的严重限制。
2008-07-08 astro-ph
Metallicity Effects on the Cepheid Extragalactic Distance Scale from EROS photometry in LMC and SMC
本文研究了经典造父变星在不同金属丰度样品中的周期-光度关系。它是根据法国EROS微透镜计划的蓝、红滤光片CCD观测（最类似于V_J & R_J）的大小麦哲伦云中的481颗造父变星资料编制的。该数据集是完整的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。与以前关于PL关系的研究相比，EROS数据集提供了非常好的采样光变曲线和填充良好的不稳定带。这使得可靠的分离造父变星脉动的基本和第一泛音模式和微分红化的推导。我们的主要结果涉及到的距离，这是推断使用LMC作为基础，并使用双色测光建立红化量的星系的测定。我们发现SMC和LMC之间存在一个零点偏移，相当于VI_c系统中推断距离模和真实距离模之间的差值为0.14 \pm 0.06 mag。偏移量是完全相同的两套PL关系的基本和第一泛音模式造父变星。PL关系的斜率上没有看到效果，虽然基本和第一泛音模式造父变星有不同的PL斜率。我们将颜色和零点偏移归因于SMC和LMC造父变星之间金属丰度的差异。这种小量级的金属丰度效应对造父变星距离的推断和H_0的测定仍然有重要的意义。当应用于最近的基于HST造父变星观测的估计时，我们的金属丰度依赖性使低H_0值（Sandage et al.1994）更高，高H_0值（Freedman et al.1994 b）更低，从而使那些
1996-12-22 astro-ph
EROS Variable Stars : Discovery of Beat Cepheids in the Small Magellanic Cloud and the effect of metallicity on pulsation
利用EROS微透镜巡天获得的数据，我们报告了在小麦哲伦星云中发现的11颗拍造父变星。四颗星以基本和第一泛音模式（F/1 OT）跳动，七颗星以第一和第二泛音模式（1 OT/2 OT）跳动。SMC造父变星的F/1 OT比系统地高于LMC F/1 OT，而SMC造父变星的1 OT/2 OT周期比与LMC相同。
1997-06-11 astro-ph
Cepheid pulsation models at varying metallicity and DY/DZ
在本文中，我们提出了一个扩展的非线性对流脉动模型在不同的金属丰度和DY/DZ比。通过与我们以前的模型的比较，讨论了预测的不稳定带和辐射热光变曲线。特别是，金属和氦丰度的依赖关系进行了研究。通过将测辐射热光变曲线转化为观测波段，我们能够推导出每种选定的化学成分的周期-颜色-亮度和Wesenwestern关系。综合的周期-亮度关系是通过根据特定的假设的不稳定带的数量和质量分布。这些理论结果与Sandage等人和Kervella等人最近的精确数据进行了比较，以测试模型的预测能力。我们确认了我们以前的结果，即对关键项目造父变星距离尺度的理论金属丰度校正取决于周期范围和DY/DZ比，对于周期超过20天且DY/DZ > 1.5的周期变得重要。
2005-06-09 astro-ph
Cepheid metallicity and Hubble constant
这项研究结合了来自室女座、狮子座I和天炉座的七个造父变星校准星系和四个具有已知金属丰度的超新星的数据，包括对造父变星距离的金属丰度修正，以确定哈勃常数的一致平均值。我们推导出室女座和后发座的距离在不同的路径，从室女座和狮子座I星系的金属丰度校正造父变星的距离，我们将它们与室女座和后发座的衰退速度，特别注意，从而引入相关性。我们还确定了天炉座星系团的速度，并将这个速度与它的距离联系起来。此外，我们使用标准的恒定最大亮度超新星Ia的方法，以及从超新星Ia的光变曲线形状（MLCS）分析的结果，推导出哈勃常数。使用统计一致性的要求，我们的数据集确定金属丰度系数（金属丰度每10倍的幅度变化）的值为0.31（+0.15/-0.14），与其他已知的测定结果非常一致。我们还使用一致性作为标准来选择互斥的数据集，例如两个已知的，但相互冲突的室女座衰退速度（有利于较低的值），以及（部分）相同的超新星的两种不同的分析（有利于MLCS分析）。在合并数据时，我们注意对常见错误的统计正确处理。我们的结果是一个哈勃常数，其值为H_0 = 68 ± 5 km/s/Mpc。
1998-08-21 astro-ph
Period - luminosity - color - radius relationships of Cepheids as a function of metallicity: evolutionary effects
基于一致的演化和脉动计算，我们分析了恒星模型中的金属丰度和不同的对流处理对周期-星等，-颜色和-半径关系的影响。为了与观测结果进行准确的比较，我们计算了不同金属丰度的大气模型和合成光谱的网格，涵盖了造父变星相关的有效温度和重力范围。该模型进行了比较，最近的观测银河系和麦哲伦云造父变星。模型和观测结果之间的一致性达到了前所未有的水平。我们发现，在银河系和麦哲伦云的金属丰度范围内，预测在低时期，由于核心He燃烧期间蓝色环的减少，周期-光度（PL）关系的斜率变化。经历蓝环的最小质量以及因此发生这种斜率变化的临界期取决于恒星模型中的金属丰度Z和对流处理。然而，除了这种斜率的变化，我们没有发现任何显着的影响，金属丰度的周期-震级的关系，从V到K波段，并在IR颜色的周期-颜色的关系。我们仅发现$Z$对$(B-V)$颜色的可检测影响。这些结果不受当前恒星模型固有的不确定性的影响，主要是由于对流处理。
1999-01-21 astro-ph
The effect of metallicity on the Cepheid distance scale and its implications for the Hubble constant ($H_0$) determination
最近HST对宇宙膨胀率（哈勃常数，H_0）的测定假设造父变星周期-亮度关系在V和I处与金属丰度无关（Freedman等人，1996年，Saha等人，1996年，Tanvir等人，1995年）。这三组得到了不同的H_0值。我们注意到，这种差异的大部分源于假设（由两个小组），周期亮度关系是独立的金属丰度。我们得出这一结论是由于我们的481造父变星的周期-亮度关系的研究与300万两种颜色的测量，在大麦云和小麦哲伦云获得的EROS微透镜调查的副产品。我们发现星际吸收修正对金属丰度特别敏感，当我们的结果应用于最近的基于HST造父变星观测的估计时，它使低H_0值变高，高H_0值变低，使那些不一致的估计在$H_0 \approx 70 km/s Mpc^{-1}$附近趋于一致。
1996-12-22 astro-ph
Metallicity estimates of Galactic Cepheids based on Walraven photometry
我们提出了新的经验和理论校准的两个光度金属丰度指数的基础上Walraven光度。经验校准依赖于48个造父变星的样本，这些造父变星的铁丰度基于文献中的高分辨率光谱。它们涵盖了广泛的金属丰度范围（-0.5 < [Fe/H] < +0.5），金属性指数颜色（MIC）关系的内在准确性优于0.2 dex。理论校准依赖于一组均匀的中等质量恒星的尺度太阳演化轨道和脉动预测的拓扑结构的不稳定带。所采用的进化轨迹的金属含量范围从Z=0.001到Z=0.03，MIC关系的内在精度优于0.1 dex。
2007-12-18 astro-ph
On the Deficiency of 8--10 Day Galactic Cepheids
银河系造父变星周期直方图在8到10天之间有一个强烈的下降，这违背了基于进化和线性脉动研究的解释。我们在这里表明，这种不足是由非线性基本脉动周期在这个周期范围内的不稳定性。这种不稳定性的强金属依赖性与麦哲伦云数据中没有相应的最小值是一致的。我们的研究结果还表明，银河系造父变星必须有一个大的金属分布。
1997-07-27 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Galaxy IC1613: No Dependence of the Period--Luminosity Relation on Metallicity
我们目前的搜索结果的造父变星在星系IC 1613进行的OGLE-II微透镜调查的一个子项目。在银河系中心的14.2x14.2弧分区域内发现了138颗造父变星。我们目前的光变曲线，VI测光和所有这些对象的基本数据，以及观测场的色星等图。本文给出了IC 1613基模造父变星的VI和星际消光不敏感指数W_I的周期光度图。通过比较贫金属星系IC 1613（[Fe/H]~-1.0 dex）与富金属星系麦哲伦云的PL关系，可以在这三个星系所覆盖的较宽的金属丰度范围内研究造父变星PL关系对金属丰度的依赖性。IC 1613中的PL关系的斜率与麦哲伦云中的相同。造父变星的亮度与所有三个物体中红巨星支星和天琴座RR星尖端的星等的比较分别提供了I和V波段PL关系零点稳定性的信息。我们发现，PL关系的零点是恒定的，优于$\pm0.03$ mag在整个范围内覆盖的金属丰度。因此，本文最重要的结论是造父变星的PL关系不依赖于金属丰度。此外，我们确定的平均距离IC 1613的基础上，从四个主要的恒星距离指标产生的共同的距离尺度：造父变星，RR天琴座，TRGB和红丛星。与IC 1613的距离模量等于（m-M）_IC 1613 =24.20 mag，六次测量的标准偏差为+/-0.02 mag，校准的系统不确定度为+/-0.07 mag。
2001-09-25 astro-ph
The HST Key Project on the Extragalactic Distance Scale XIII. The Metallicity Dependence of the Cepheid Distance Scale
造父变星周期-光度（PL）关系的金属丰度依赖性的不确定性仍然是河外距离尺度和哈勃常数的系统误差的突出来源之一。为了测试这种金属丰度依赖性，我们使用哈勃太空望远镜（HST）上的WFPC 2相机在附近的螺旋星系M101中的两个区域观察造父变星，其氧丰度范围为0.7+-0.15 dex。对这两个区域中V和I的PL关系进行微分分析，得出推断的金属丰度距离模量略有显著变化，d（m-M）/d[O/H] = -0.24+-0.16 mag/dex。这种趋势是在理论上预测的意义上，富金属的造父变星比贫金属的恒星更亮，更近。造父变星距离与其他三个距离指标（特别是红巨星分支尖端方法）得出的距离的外部比较，进一步限制了V和I处PL关系的任何Z依赖性的大小。对于大多数应用程序来说，任何金属丰度对HST得出的距离尺度的依赖性的总体影响将是百分之几或更少，尽管金属丰度范围极端的单个星系的距离可能会受到10%的影响。
1997-12-03 astro-ph
Current Uncertainties in the Use of Cepheids as Distance Indicators
本文详细讨论了银河系造父变星光度的定标方法和确定造父变星红度的方法。结合对NGC 4258的研究，这表明所提出的校准在约0.1mag（s.e.）至少对于接近太阳的造父变星来说是这样。金属丰度的影响被认为是，部分通过使用非造父变星模量的LMC。要将不确定性降低到0.1等以下，需要对金属丰度效应进行大量研究。周期-光度和周期-颜色关系中的非线性也需要考虑，因为需要明确区分基波和泛音衰减器。
2003-01-07 astro-ph
The near-IR Surface Brightness Method applied to six Cepheids in the young LMC cluster NGC1866
我们提出了新的近红外光变曲线的六个造父变星在年轻的蓝色LMC集群NGC 1866以及高精度径向速度曲线的10个造父变星在NGC 1866和NGC 2031中的两个。对于NGC 1866中具有新的J和K光变曲线的六颗造父变星，我们通过应用近红外表面亮度方法来确定距离和绝对星等。我们发现，正式的误差估计推导出的距离被低估了约两个因素。我们发现低金属丰度LMC造父变星的绝对星等与银河造父变星的近红外表面亮度（ISB）方法确定的周期亮度（PL）关系之间的绝对星等非常吻合，这表明低金属丰度和太阳金属丰度样品的PL关系的斜率可能与其他最近的发现非常相似。尽管如此，在大麦哲伦星云中观测到的基于OGLE的表观P-L关系的斜率与从银河系造父变星的ISB分析中得出的斜率之间似乎仍然存在显着的不一致，并通过对麦哲伦星云造父变星的推断，表明ISB方法本身可能存在内在问题。解决这个问题可以重申P-L关系作为主要的距离指标，适用于金属丰度显着不同的LMC值。
2005-06-06 astro-ph
EROS differential studies of Cepheids in the Magellanic Clouds : Stellar pulsation, stellar evolution and distance scale
我们提出了一个差分研究的500麦哲伦造父变星与300万测量作为副产品的EROS微透镜调查。数据集是无偏的，并提供了一个很好的基础LMC和SMC之间的差异分析。我们研究了造父变星的脉动性质作为金属丰度的函数，以及它们对恒星脉动、恒星演化理论和不透明度的限制。此外，我们的经验分析表明，金属丰度对周期-光度关系有很小的影响，这对最近基于HST观测的造父变星在远至室女星系团的星系中的距离估计具有重要意义。当造父变星因金属性而产生的色移被解释为在确定目标星系的真实距离模时变红时，就会产生系统误差。考虑到这一误差，使得低H_0值（Sandage et al.）高H_0（Freedman等）值更低，使这些不一致的估计值在$H_0 \approx 70$ km/s Mpc^{-1}附近一致。
1996-12-22 astro-ph
Distances to Cepheid Open Clusters Via Optical and K-Band Imaging
我们调查了11个包含造父变星的年轻银河疏散星团的变红和主序星拟合距离。每个星团都包含或与至少一颗造父变星有关。用OB星的U-B：B-V颜色估计了星团的变红，用B-V：V和V-K：V颜色-星等图估计了星团的距离模数。通过主序拟合，我们进一步校正了造父变星的P-L关系，得到M_V=-2.81xlogP-1.33 +/-0.32和M_K=-3.44xlogP-2.20 +/-0.29，到LMC的距离模在V波段为18.55+/-0.32，在K波段为18.47+/-0.29。带给出18.51+/-0.3的LMC的总距离模量。在两个重要的集群的情况下，我们发现，在这些集群的U-B：B-V图是不是很好地拟合的标准主序列线。在一个例子中，NGC 7790，我们发现F星显示出紫外线过剩，如果由金属丰度引起，这意味着Fe/H ~ -1.5;这是非常低的预期相比，年轻的疏散星团。在第二个例子中，NGC 6664的U-B：B-V图显示出F星的U-B颜色太红，这意味着它的金属丰度高于太阳。如果这些影响是由于金属丰度，那么这意味着造父变星的PL（V）和PL（K）零点取决于金属丰度，根据delta（M）/delta（Fe/H）~0.66，在这个意义上，低金属丰度的造父变星本质上更暗。这两个星团中主序星F的中高分辨率光谱需要确定金属丰度是否真的是原因，或者是否有其他解释适用。
2000-02-29 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity relation and the maser distance to NGC 4258
Newman等人（2001）在最近的一篇描述螺旋星系NGC 4258中造父变星的HST观测的论文中报告说，为银河系外距离尺度的关键项目修订的校准和方法得出该星系的真实距离模为29.40+-0.09等，对应于7.6+-0.3 Mpc的公制距离。这个造父变星的距离，18.50等是大麦哲伦星云的真实距离模数，并不明显大于7.2+-0.5 Mpc，这个值是Herrnstein等人（1999）从水脉泽源轨道运动的纯粹几何考虑确定的。然而，如果考虑到NGC 4258和LMC之间的金属丰度差异D[O/H]~0.35，那么关键项目方法得出的金属丰度校正值为29.47 ± 0.09等，LMC为18.50等，即造父变星距离为7.8 ± 0.3 Mpc，与脉泽测定值相差1.2 sigma。在本文中，我们表明，金属修正造父变星的距离测定，建议脉动模型，可能会提供一个自然的方式达到造父变星和脉泽之间的距离NGC 4258的各种LMC距离测定密切一致。
2001-10-24 astro-ph
Theoretical models for classical Cepheids. VIII. Effects of helium and heavy elements abundance on the Cepheid distance scale
在超太阳金属丰度（Z=0.03，0.04）和选定的氦-金属富集比DeltaY/DeltaZ的条件下，用新的计算方法实现了金属含量Z <= 0.02的经典造父变星的先前非线性基本脉动模型。在此基础上，我们表明，到HR图的造父变星不稳定带的位置是依赖于金属和氦丰度，移动到更高的有效温度，减少金属含量（在固定Y）或增加氦含量（在固定Z）。氦和金属的贡献预测的周期亮度和周期亮度颜色的关系进行了讨论，以及造父变星距离尺度的影响。基于这些新的结果，我们最后表明，造父变星观测建议的经验金属丰度修正在星系M101的两个领域可以解释，提供所采用的氦-金属富集比是合理的高（Δ Y/Δ Z ~ 3.5）。
2002-05-10 astro-ph
Multi-colour PL-relations of Cepheids in the Hipparcos catalogue and the distance to the LMC
我们分析了依巴谷星表中236颗造父变星的样本，使用V，I，K中的“约化松弛”方法和无红化的“Wesenheit指数”。我们将我们的样本与Feast & Catchpole（1997）和Lanoix et al.（1999）所考虑的样本进行比较。我们强调两个系统的影响，影响到LMC的距离的重要性：银河PL关系和金属丰度修正的斜率。为了评估这些不同的影响，我们提出了27个距离模数（DM）的LMC，基于三种不同的颜色（V，I，K），三种不同的斜率，和三种不同的金属丰度校正。基于视差数据的到LMC的DM可以总结如下。基于V和I的PL关系和Wesenheit指数，DM为18.60 \pm 0.11（\pm 0.08斜率）（^{+0.08}_{-0.15}金属丰度），这是我们目前的最佳估计值。基于K的PL关系，DM为18.52 \pm 0.18$（\pm 0.03斜率）（\pm 0.06金属度）（^{+0.10}_{-0}采样偏倚}）。随机误差主要是由于依巴谷天体的给定精度和相应样本中造父变星的数量。括号中的项表示可能的系统不确定性，这是由于银河PL关系的斜率、金属丰度修正以及K波段中恒星数量有限造成的。Sandage等人（1999年）最近的研究表明，金属丰度对较短距离的影响可能比这里所指出的要小。
2000-02-16 astro-ph
Testing Mass Loss in Large Magellanic Cloud Cepheids using Infrared and Optical Observations
由大麦云（LMC）造父变星红外观测得到的周期-光度关系对造父变星金属丰度的依赖性较小。在这项工作中，从SAGE调查的LMC造父变星的红外观测与OGLE II光学观测相结合，以模拟和预测质量损失率。质量损失率与数据相吻合，预计范围约为10^{-12}至10^{-7}M_ \odot /yr;然而，损失率取决于假定的尘气比值。通过比较观测得到的关系和质量损失模型预测的红外恒星光度关系，表明质量损失影响红外周期光度关系的结构和散射。质量损失产生较浅的斜率的红外关系和较低的零点。也有证据表明，在预测的周期-亮度关系的非线性，有人认为，质量损失产生更大的红外过量在较低的周期，这会影响斜率和零点，使PL关系更线性的波长范围内的3.6至5.8微米。由于尘埃与气体的比率是金属性相关的，质量损失可能具有金属性相关性，因此红外周期-亮度关系由于金属性而具有额外的不确定性。
2008-10-16 astro-ph
Cepheid Distances to SNe Ia Host Galaxies based on a Revised Photometric Zero-Point of the HST-WFPC2 and New P-L Relations and Metallicity Corrections
通过这篇论文，我们将继续为即将发表的关于我们用哈勃太空望远镜（HST）以Ia型超新星为标准烛光测定哈勃常数的实验的总结报告做准备。解决了两个问题。(1)由于HST WFPC 2相机在1992年至2001年实验寿命期间的灵敏度漂移和电荷转移效应，我们检查了对之前11篇校准论文中我们的造父变星计划表观星等进行校正的必要性并确定了校正值。(2)校正后的视星等适用于我们以前所有的光度数据，从这些数据中计算出校准器Ia超新星的父母的8个程序星系的修正距离模量。两个不同的造父变星P-L关系被使用;一个用于银河系，一个用于LMC。在固定的周期内，它们的斜率和零点都不同。讨论了确定每个造父变星的吸收和红化修正的步骤。对程序星系和两个P-L关系的金属丰度差异的影响进行了修正。这里推导出的8个超新星计划星系和其他29个星系的距离模比吉布森等人和弗里德曼等人在2000年和2001年摘要论文中推导出的距离模平均暗0.20等（更远）本文讨论了原因。对哈勃常数的影响是我们即将发表的总结论文的主题。
2006-02-27 astro-ph
BVRIJK light curves and radial velocity curves for selected Magellanic Cloud Cepheids
我们提出了高精度和良好的采样BVRIJK光变曲线和径向速度曲线的一个样本的五个造父变星在SMC。此外，我们提出了径向速度曲线的三个造父变星在LMC。我们选取了低金属丰度（Fe/H ~ -0.7）的SMC星，进行Baade-Wesselink型分析，以限制金属丰度对造父变星周期-光度关系的影响。这些恒星的周期约为15天，因此它们与哈勃太空望远镜上的河外距离尺度关键项目观测到的造父变星相似。我们表明，恒星是代表SMC造父变星人口在这一时期，因此将提供一个很好的样本，拟议的分析。实际的Baade-Wesselink分析在配套文件中介绍。
2004-01-09 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
Bright metal-poor variables: why "Anomalous" Cepheids?
我们调查的理论方案有关的大样本的变量最近发现的矮，贫金属不规则星系狮子座A，集中注意力的“异常”造父变星的现象和它的相关性RR天琴座恒星，经典和第二类造父变星。为此，我们利用合适的恒星和脉动模型来描述演化结构的脉动历史，金属丰度Z=0.0004，发现燃烧He的燃烧器预计只有在质量区间~ 0.8-1.7 Mo。在Z=0.0002至0.008的范围内研究了这种情况对金属含量的依赖性。人们发现，更大质量的类的脉动带的边缘出现独立的金属丰度，但随着这些明亮的类的最小质量的金属丰度降低，从而降低预测的最小光度和周期。与狮子座A造父变星和中等金属丰富的河外恒星系统六分仪A的数据比较，揭示了与预测的脉动情景令人鼓舞的协议。在此基础上，我们预测，在一个恒星系统中，RR天琴座恒星和造父变星的观察，它们的星等差异可能有助于限制金属含量和距离。对目前贫金属造父变星的分类进行了简要的讨论，提出了一个与当前恒星演化知识相适应的最新术语的建议。
2004-05-20 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
Cepheid Parallaxes and the Hubble Constant
经典造父变星的依巴谷修正图与10个基于HST的修正图一起进行了分析（Benedict等人）。在一个无红化的V，我的关系，我们发现logP的系数是相同的不确定性在我们的银河系中的LMC，与以前的一些建议。NGC 4258内部区域的造父变星具有接近太阳的金属丰度（Macri等人）确认这个结果。我们得到了无红化关系的零点，并将其应用于Sandage等人用于校准SNIa绝对星等和推导哈勃常数的星系中的造父变星。我们将他们的结果从62修正到70+/-5 km/s/Mpc。Freedman等人2001年的数值从72修正为76+/-8 km/s/Mpc。这些结果不受造父变星金属丰度校正的影响。NGC 4258内部区域的造父变星产生的模数为29.22+/-0.03（int），而基于脉泽的模数为29.29+/-0.15。大麦哲伦星云的距离模数，未经任何金属丰度效应校正，在V，I中无红化关系为18.52+/-0.03;在K中周期光度关系为18.47+/-0.03;在J，K中周期光度颜色关系为18.45+/-0.04。采用Marci等人的V，I金属丰度校正，得出真实LMC模量为18.39+/-0.05。
2007-05-11 astro-ph
Hipparcos Parallaxes and the Cepheid Distance Scale
依巴谷天体最近成为银河系造父变星的样本，我们已经使用这些新的距离校准造父变星的周期光度（PL）关系在六个波长（BVIJHK）。比较这些校准与以前公布的多波长PL关系，我们发现协议在0.07 +/- 0.14马格，或4 +/- 7%的距离。不幸的是，目前的视差的基本视差（范围在信噪比= π/sigma_pi从0.3到5.3，最好的）排除了明确的解释所观察到的差异，这可能是由组合的真实距离模量，红化和/或金属性的影响。我们探讨这些影响，并讨论其影响的距离大麦云（LMC）和造父变星的河外距离尺度。这些结果表明LMC模量的范围在18.44 +/-0.35和18.57 +/-0.11 mag之间;然而，对造父变星PL关系的其他影响（例如，灭绝，金属丰度，统计误差）仍然与任何对零点的重新评估一样重要。
1997-07-08 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
Bump Cepheids in the Magellanic Clouds: Metallicities, the Distances to the LMC and SMC, and the Pulsation-Evolution Mass Discrepancy
我们利用非线性脉动模型再现所观察到的光和颜色曲线的两个样本的凹凸造父变星，19个从大麦云和9个从小麦哲伦云。这种分析确定了恒星样本的基本参数质量、光度、有效温度、金属丰度、距离和红化。光变曲线形状单独用于确定金属丰度是这里介绍的一种新的建模技术。这两个样品的金属丰度、距离和红化分布与文献中相似的恒星星族的分布一致。大麦云的距离模数为18.54 $\pm$ 0.018，小麦哲伦云的距离模数为18.93 $\pm$ 0.024。LMC和SMC的造父变星平均金属丰度分别为$Z = 0.0091\pm0.0007$和$0.0050\pm0.0005$。来自脉动分析的质量显着小于恒星演化模型预测没有或轻度对流核心过冲。我们表明，这种差异不能占我们的输入不透明度或质量损失物理的不确定性。我们解释所观察到的质量差异增强内部混合在附近的对流核心在主序列的寿命，并发现，过冲参数$Λ_{c}$上升从0.688 $\pm$ 0.009H_p在平均LMC金属丰度0.746 $\pm$ 0.009H_p在SMC。
2006-01-10 astro-ph
Calibration of the distance scale from galactic Cepheids: I Calibration based on the GFG sample
根据Gieren，Fouque和Gomez（1998）用几何Barnes-Evans方法得到的银河系造父变星的精确距离，给出了36个邻近星系距离的新估计。“sosie”的概念是适用于扩展的距离测定河外造父变星没有假设的PL关系的线性。这样做，以简单的方式获得距离模量。根据Freedman和Madore（1990）介绍的原理，使用两个光度带（V和I）进行消光校正。最后，根据Teerikorpi（1987）引入的规则，在不引入任何自由参数（除了迭代方案中的距离模量本身）的情况下，校正了由于样本的不完整性引起的统计偏差。最终的距离模量取决于所采用的消光比{R_V}/{R_I}和样品的极限视星等。与哈勃太空望远镜关键项目（HSTKP）团队最近公布的距离模量进行比较，发现当使用相同的比率{R_V}/{R_I}时，两者之间存在相当的一致性，但在大距离处显示出较小的差异。为了绕过金属丰度效应的不确定性，建议只考虑与校准造父变星金属丰度（即太阳金属丰度）几乎相同的星系。距离的内部不确定度约为0.1等，但总的不确定度可能达到0.3等。
2002-01-21 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
The influence of chemical composition on the properties of Cepheid stars I - Period-Luminosity relation vs iron abundance
通过将Freedman等人（2001）的造父变星周期-光度关系的V带残差与37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高分辨率和高信号噪声光谱。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。我们的数据与PL关系对铁丰度的不依赖性以及文献中经常发现的线性下降行为（例如Kennicutt等1998，Sakai等2004）不一致。另一方面，Fiorentino等人（2002年）的非线性理论模型对数据提供了相当好的描述。
2004-11-23 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
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
