The variable star population in Phoenix: coexistence of Anomalous and short-period Classical Cepheids, and detection of RR Lyrae variables
我们提出了一个变星在本星系群矮星系凤凰搜索的结果。19颗造父变星、6颗候选长周期变星、1颗候选食双星和大量的候选天琴座RR型星已经被确认。所有造父变星的周期和光变曲线都已得到。它们在周期光度图中的分布表明，在我们的样本中发现了反常造父变星（AC）和短周期经典造父变星s-pCC。这是第一次在同一个系统中发现两种类型的变星，尽管它们可能共存，但到目前为止还没有被注意到，在其他低金属丰度星系中，如狮子座A和六分仪座A。我们认为，在同一个星系中存在的两种类型的变星的条件是在所有年龄的低金属丰度，并存在年轻和中年（或老，取决于AC的性质）的恒星。RR天琴座候选人的痕迹，连同发达的水平分支，在凤凰城的一个重要的老人口的存在。不同的空间分布的s-pCC，AC和RR天琴座变量在凤凰场是一致的恒星星族梯度发现在凤凰，在这个意义上说，年轻的人口集中在星系的中心部分。在凤凰中心的年轻人口的分布梯度，这似乎表明了最近的恒星形成的传播，也反映在s-pCC的空间分布。
2004-02-17 astro-ph
The Cepheid Instability Strip in the GAIA Era
我们目前的两个最流行的主要距离指标，即经典造父变星和RR天琴座的基础上的距离测定的最新结果。我们讨论了影响造父变星距离尺度的问题，特别是基本周期亮度（PL）和周期亮度颜色（PLC）的关系对金属含量的依赖。与M_V对[Fe/H]的关系相比，本文还指出了利用K波段Ly_R型星的PL关系的主要优点。
2003-03-21 astro-ph
The distance to the Galactic Centre based on Population-II Cepheids and RR Lyrae stars
到银河系中心（GC）的距离对于宇宙中的距离尺度至关重要。Eisenhauer et al.（2005）基于一颗恒星围绕中心黑洞的轨道得出的7.62 +- 0.32 kpc的值比大多数其他基于各种不同方法的距离估计值要短。目的：建立一个独立的距离GC具有高精度。为此，使用OGLE-II和OGLE-III巡天中发现的星族II造父变星。方法：对39颗Pop-II造父变星进行了为期14天的4晚监测。光变曲线已经使用OGLE数据中的已知周期进行拟合，以确定平均K波段星等。碰巧有37颗RR型天琴座星在视场中，并且也导出了这个样本的平均K波段星等。结果如下：确定了K波段Pop-II造父变星的周期-光度关系，其斜率为-2.24 ± 0.14，与Matsunaga等人（2006）的结果一致。将斜率固定到更精确的值会导致零点，并意味着到GC的距离模数为14.51 +- 0.12，额外的系统不确定性为0.07 mag.类似地，从RR Lyrics K波段PL关系中，我们得出的值为14.48 +- 0.17（随机）+- 0.07（系统）。将两个独立测定值平均，得到14.50 ± 0.10（随机）± 0.07（系统），或7.94 ± 0.37 ± 0.26千秒差距。
2008-01-17 astro-ph
Nonlinear Beat Cepheid and RR Lyrae Models
拍造父变星行为的数值流体动力学模型一直是一个长期的追求，其中纯辐射模型一直失败。我们发现，拍脉动自然发生时，{ \it湍流对流}占在我们的流体动力学代码。松弛代码和Floquet稳定性分析的发展极大地方便了搜索和分析拍造父变星模型。拍频行为发生的条件可以很容易地理解，并在一个基本的水平与振幅方程的帮助下。
2001-10-03 astro-ph physics.flu-dyn
Strange Cepheids and RR Lyrae
奇异模可以出现在辐射经典造父变星和RR型天琴座模型中。这些振动模式被困在表面附近的一个“势垒”的结果所造成的尖锐的氢部分电离区。奇异模的模态数通常在7阶和12阶泛音之间，取决于平衡恒星模型的天体物理参数（L，M，\Teff，X，Z）。有趣的是，这些模式在通常的不稳定带之外可以是线性不稳定的，在这种情况下，它们应该可以作为新型的变星、“奇怪的造父变星”或“奇怪的天琴座RR "星被观测到。本文重新审视的线性稳定性的奇怪模式考虑到等温大气的影响，湍流对流。发现奇异模的线性振动不稳定性对这两种效应都有抵抗力。非线性流体动力学计算表明，这些模式的脉动振幅很可能在毫米级水平饱和。因此，这些模式应该是可以探测到的，尽管并非没有努力。
2001-01-22 astro-ph physics.flu-dyn
Stellar Absolute Magnitudes via the Statistical Parallax Method
我回顾统计视差绝对星等的测定，采用的数据从希巴谷卫星的RR天琴座和造父变星，和其他几个恒星类。五个研究小组对天琴座RR型星进行了研究，结果一致：M_V（RR）= 0.77 +-0.13mag at [Fe/H] =-1.6dex。广泛的蒙特卡罗模拟表明，系统误差很小（~0.03 mag或更小），并在上述结果中应用了对它们的校正。因此，RR Lytrine结果非常安全。造父变星的统计视差研究发现，周期-亮度零点比基于希巴谷三角视差的研究要暗得多。由此零点导出的大麦云云的距离模与使用RR Lyrant结果导出的距离模非常一致。我讨论了为什么统计视差绝对星等校准不同于其他一些RR天琴座和造父变星校准。
1998-10-28 astro-ph
Metal abundances of RR Lyrae stars in the bar of the Large Magellanic Cloud
利用甚大望远镜（VLT）对大麦云云棒中的98颗RR型天琴座和3颗短周期造父变星进行了低分辨光谱测量，得到了它们的金属丰度（[Fe/H]）。我们的金属丰度具有+/-0.17 dex的典型误差。天琴座RR型星的平均金属丰度为[Fe/H]=-1.48 +/- 0.03 +/- 0.06（Harris 1996）。恒星间的散射（0.29 dex）大于观测误差，表明金属丰度的真实分布。导出的金属丰度范围为-2.12 < [Fe/H] <-0.27，但只有少数恒星的[Fe/H] >-1。对于ab型变量，我们比较了我们的光谱丰度与从光变曲线的傅立叶分解得到的。我们发现这两种技术之间有很好的一致性，一旦考虑到这两种方法中使用的金属丰度尺度之间的系统偏移为0.2德克斯。将光谱金属丰度与变元的去红视星等结合，得出LMC RR型天琴座恒星光度-金属丰度关系的斜率：结果值为0.214 +/- 0.047 mag/dex。最后，3颗短周期造父变星的[Fe/H]值在-2.0 < [Fe/H] <-1.5之间。它们比典型的LMC RR型天琴座恒星更贫金属，因此它们更有可能是异常造父变星，而不是在一些矮不规则星系中发现的短周期经典造父变星。
2004-05-21 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
Are the Luminosities of RR Lyrae Stars Affected by Second Parameter Effects?
由造父变星周期-光度关系得到的LMC距离与用银河系光度定标得到的LMC距离存在严重差异。有人建议，这个问题可能是由于第二个参数的影响，使它不适合适用于银河系校准的RR天琴座变量在麦哲伦云，即Mv（RR）可能取决于[Fe/H]和一个或多个第二个参数。
1995-09-22 astro-ph
The Variable Stars of the Draco Dwarf Spheroidal Galaxy - Revisited
介绍了天龙座矮椭球星系中变星的CCD巡天。这是自Baade & Swope最初的变星巡天以来覆盖面积最大的一次巡天，包括270颗RR型天琴座星、9颗异常造父变星、2颗食双星、12颗缓慢的不规则红色变星以及30颗背景类星体的测光。确定了二十六颗可能的双模天琴座RR星。观测到的参数，包括平均V和I的幅度，V振幅，和周期，已经推导出来。根据Jurcsik & Kovacs的方法计算了ab型天琴座RR型星的光度金属丰度，得到的平均金属丰度为<[Fe/H]> = -2.19 +/- 0.03。Draco中的RR天琴座星的Oosterhoff中间性质得到了再次确认，尽管除了一个例外，双模RR天琴座星具有与Oosterhoff II型球状星团相似的性质。通过引入新的天龙座造父变星，重新讨论了造父变星的周期-光度关系。
2008-08-19 astro-ph
Deep HST Imaging of IC 1613. I. Variable Stars and Distance
我们提出了WFPC 2 VI测光的一个领域的晕IC 1613，发现13 RR天琴座和11造父变星。利用我们对红巨星支尖和红团的测光结果，得到了与IC 1613的距离，它们彼此一致，并与基于变星的距离一致。我们将这些值与麦哲伦云的类似测量距离进行比较，并且能够通过要求四种技术的一致相对距离测量来测量RR Lyrics和Cepheid距离的金属丰度依赖性。对于[Fe/H] = -1.3（天琴座RR）和-1.0（造父变星）的金属丰度，我们发现天琴座RR的斜率相对较陡，为0.34 +/- 0.20星等/dex，造父变星的斜率较浅，为-0.07 +/- 0.16星等/dex，这两个值都在文献中的理论和经验结果范围内。我们发现，依赖于年龄的红团的绝对星等，除了金属丰度，需要产生自洽的相对距离IC 1613和麦哲伦云。采用这样的一个红团校准和自洽校准的其他三个距离指标，我们发现，所有三个对象的距离是非常一致的。我们对IC 1613的最佳距离模数是mu_0 = 24.31 +/- 0.06，对应于730 +/- 20 kpc的距离。这个距离产生的RR天琴座绝对星等为MV = 0.61 +/- 0.08。
2000-12-06 astro-ph
Variable stars as standard candles and stellar tracers
我们回顾了经典造父变星和RR天琴座距离尺度的现状。我们讨论了最新的理论和实证研究结果，以及不同方法的利弊。还讨论了造父变星和天琴座RR型星作为恒星示踪星的应用。还介绍了关于GAIA将对距离测定和天体物理参数的校准产生的影响的初步调查结果。
2004-12-10 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda II
本文介绍了利用HST/WFPC 2观测资料在仙女座II中搜索变星的结果。仙女座II是M31的一个矮球状星系伴星。发现了73颗变星，其中一颗是异常造父变星，其余的是天琴座RR型变星。这颗不规则的造父变星具有与其他矮球状星系一致的性质。对于天琴座RR型星，基本模和第一泛音模的平均周期分别为0.571天和0.363天。根据红巨星分支（<[Fe/H]>=-1.49）确定的基模平均周期和平均金属丰度，仙女座II遵循银河系球状星团和其他矮球状星系定义的周期-金属丰度关系。我们还发现，天琴座RR型恒星本身的性质表明，平均丰度是一致的，确定从红巨星。然而，有一个显着的传播之间的RR天琴座恒星的周期振幅图，这可能是有关的金属分布在仙女座II的宽度所示的红巨星分支在Da Costa等人。此外，RR天琴座恒星的丰度分布是显着更广泛的分布比预期的丰度测定误差单独。天琴座RR型恒星的平均星等<V_RR>为24.87+/-0.03，意味着距离仙女座II的距离为d=665+/-20 kpc。我们还证明了矮椭球星系中异常造父变星的特定频率与其母星系的平均金属丰度相关，并且仙女座II和仙女座VI异常造父变星似乎遵循与银河系矮椭球中的关系相同的关系。
2003-10-21 astro-ph
Nonradial Modes in Classical Cepheids
对LMC造父变星多周期性的系统研究（Moskalik，Kolaczkowski & Mizerski 2004）导致在相当大一部分泛音振荡器中发现了低振幅非径向模式。我们提出了详细的讨论，这种新型的多模造父变星，并比较它们之间的RR天琴座恒星发现类似的非径向变星。最后，我们首次检测到FU/FO双模造父变星的二次非径向模式。
2008-07-03 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda VI
我们利用哈勃空间望远镜F450 W和F555 W观测资料对M31的矮球状星系伴星系仙女座VI进行了变星观测。总共发现了118个变量，其中111个是RR天琴座，6个异常造父变星，1个变量我们无法分类。我们发现，仙女座VI异常造父变星的性质与其他矮球状星系中的异常造父变星一致。我们修改了这些变量的现有的周期光度关系。此外，使用这些和其他可用的数据，我们表明，根本和第一泛音异常造父变星之间没有明显的差异，在较短的周期振幅图，不像RR天琴座。对于仙女座VI RR天琴座，我们发现它们在周期-振幅图上靠近奥斯特霍夫I型星系团球状星团，尽管RRab星的平均周期<P_ab>= 0.588 d，比典型的奥斯特霍夫I型星系团稍长。仙女座VI的天琴座RR的平均V星等为25.29+/-0.03，在Lee，Demarque，& Zinn距离尺度上的距离为815+/-25 kpc。这与红巨星分支顶端的I星等得出的距离一致。同样地，天琴座RR的性质显示仙女座VI的平均丰度与红巨星分支的平均颜色一致。
2002-05-21 astro-ph
The luminosities of supernovae of type Ia derived from Cepheid observations
收集和讨论了已被造父变星校准的Ia型超新星（SNe Ia）的光度数据。本样本中的天体显示出~20的光度范围。这些数据有力地证实了早期型系统中的Ia超新星平均比晚期型星系中的超新星暗的怀疑。对仙女座星系S的历史观测表明，Ia型超新星的最大震级与下降率的关系表现出很大的内在离散度。这并不令人惊讶，因为产生的56 Ni的量以及Ia超新星的其他可观察到的性质预计将敏感地取决于有多少燃料被点燃。
1996-06-12 astro-ph
Variable Stars in the Fornax Dwarf Galaxy
我们提出了一个搜索变星在天炉座矮星系覆盖面积的1/2平方度。我们有大约30个时期的VI数据。我们发现并确定了500多个RR型天琴座，17个异常造父变星，6个星族II造父变星的周期。此外，我们还有85个候选长周期变星，其中大多数是以前未知的。我们估计了天琴座RR型星的平均金属丰度为[Fe/H] ~-1.6dex。
2001-10-25 astro-ph
The Carina Project: I. Bright Variable Stars
我们提出了新的船底座矮球状星系的BV时间序列数据。目前的数据覆盖了银河系中心周围约0.3平方度的区域，使我们能够识别92个变量。其中75颗是天琴座RR型星，15颗是“真正的”异常造父变星，一颗可能是银河系的天琴座RR型星，还有一颗位于船底座红巨星分支。在Saha、Monet和Seitzer（1986）开创性的摄影研究的基础上，我们首次提供了基于CCD测光的脉动参数（周期、振幅、平均星等和颜色）的精确估计。大约50%的RR天琴座和异常造父变星都是新发现的。在RR Lyrics样本中，6个对象是新的候选双模变量。根据它们的脉动特性，我们估计有两个变星（V152，V182）的质量比典型的RR型天琴座星大50%，而大部分的反常造父变星的质量大约是基本模式RR型天琴座星的两倍。这一发现支持了这些天体在中心氦燃烧阶段是中等质量恒星的证据。船底座的数据，以及文献中的数据，强烈支持的结论，dSPH星系几乎不能归类到经典奥斯特霍夫二分法。在船底座的基本模式RR天琴座的平均周期类似于Oosterhoff II型集群，而第一泛音和RR天琴座的总数之间的比例是非常相似的Oosterhoff I型集群中发现的。
2003-02-20 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
Turbulent Convection in the Classical Variable Stars
我们给出了对流造父变星和RR型天琴座模式脉动的现状报告。一些惊人的成功，可以报告，尽管使用一个相当简单的处理湍流对流与一维时间依赖的湍流能量扩散方程。现在可以在造父变星和RR型天琴座模型中获得稳定的双模（拍）脉动，其天体物理参数，即周期和振幅比，与观测结果一致。然而，湍流对流模式，有困难，使全球一致的意见。特别是，麦哲伦云造父变星，已被观察到与微透镜项目施加了新的观测限制，因为低金属的MC。
1999-09-01 astro-ph
Variable Stars in the LMC: the Photometric Catalogue
对大麦云云棒附近两个区域的152颗变星（125颗RR型天琴座、4颗异常造父变星、11颗经典造父变星、11颗食双星和1颗盾牌座δ星）进行了新的B、V、I测光。我们推导出完整的和良好的采样B和V光变曲线，非常准确的周期，最大光，振幅，强度和星等平均视光度约95%的RR天琴座恒星的时代。所有这些信息都包含在测光表中。金属丰度从傅立叶分解的V光变曲线推导出29 AB型RR天琴座的，并与DeltaS金属丰度从低分辨率光谱获得的甚大望远镜（VLT）。
2003-03-04 astro-ph
The distance modulus of the Large Magellanic Cloud: Constraints from RR Lyrae pulsation properties
最近有人提出，大麦云（LMC）的“长”和“短”距离模量之间的差异，分别从造父变星和天琴座RR变星的性质推断，可能是由于银河系和LMC之间的“第三参数”的作用，这将使老LMC球状星团中的天琴座RR比银河系中的对应物亮$\simeq 0.3 {mag}$。通过对RR型天琴座脉动特性的分析，我们发现这一观点并没有得到现有资料的支持。对这个问题还没有找到令人满意的解释。
1996-01-05 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
The Shape and Scale of Galactic Rotation from Cepheid Kinematics
造父变星的目录是用来探测银河系盘的运动学。径向速度测量了八个遥远的造父变星，l = 300;这些新的造父变星提供了一个特别好的约束距离银河系中心，R_0。我们的磁盘模型的轴对称旋转曲线和一个弱椭圆分量，并找到证据的椭圆度为0.043 +/- 0.016太阳附近。利用这些模型，我们得到R_0 = 7.66 +/- 0.32 kpc和v_circ = 237 +/- 12 km/s。到银河系中心的距离与最近从天琴座RR型变星分布中得到的结果一致，并且不利于大多数在太阳轨道上具有大椭圆率的模型。
1997-10-06 astro-ph
The Dwarf Spheroidal Companions to M31: Variable Stars in Andromeda I and Andromeda III
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对M31矮球状伴星仙女座I和仙女座III进行变星搜索的结果。在仙女座I中总共发现了100颗变星，而在仙女座III中发现了56颗。在仙女座I中发现的一个变量和在仙女座III中发现的另一个变量可能是星族II造父变星。除了仙女座III中的这个变星之外，另外四个变星是异常的造父变星。在仙女座Ⅰ发现了72颗基模RR型天琴座星和26颗一阶泛音模RR型天琴座星，它们的平均周期分别为0.575天和0.388天。一个可能的RR Lyrics没有分类。仙女座III的RR型天琴座39颗以基模脉动，平均周期为0.657天，12颗以一阶泛音模脉动，平均周期为0.402天。虽然仙女座I的平均周期与其金属丰度一致，但仙女座III的基本模式RR天琴座的平均周期比预期的要大。在仙女座I中，我们发现了两颗天琴座RR型恒星，它们明显比水平分支暗。我们讨论的可能性，这些恒星与最近发现的恒星流的晕M31。我们发现<V_RR>仙女座I =25.14+/-0.04等，距离为765+/-25千秒差距。仙女座III = <V_RR>25.01+/-0.04等，距离为740+/-20千秒差距。在M31矮球状星系中，异常造父变星的比频与星系平均金属丰度之间的关系与银河系矮球状星系的关系相同。
2005-01-05 astro-ph
CCD Observations of the RR Lyrae Variables in the Globular Cluster NGC 5897
本文分析了NGC 5897中11个RR型天琴座变星中10个（6个已知，4个新发现）的CCD观测资料。周期-光度图和周期-振幅图表明，NGC 5897中的RR型天琴座变星包括3个基模、4个一次泛音和4个二次泛音变星，平均周期分别为0.828、0.459和0.343天。这些变星的性质类似于半人马座欧米茄中的奥斯特霍夫II型变星。两个新的变量（V11和V13）以前被认为是可能的非变量内或附近的水平分支上的不稳定带，都有V振幅小于0.2磁有一个机会，一个或两个变量（V10，可能V3）可能是异常造父变星，而不是RR天琴座星。
2001-06-05 astro-ph
Cosmic Distances: Current Odds and Future Perspectives
我们讨论了最近的理论和经验的结果，关于宇宙的距离，并讨论了影响造父变星和RR天琴座距离尺度的问题。特别是，我们概述的关键作用，第一泛音造父变星可以发挥提高附近星系的距离测定的准确性。与M_V与[Fe/H]的关系相比，我们还讨论了RR型天琴座星K波段周期-亮度-金属丰度（PLZ_K）关系的积极特征。此外，我们还讨论了准确的多波段数据在外部星系的影响，可以对中低质量恒星的演化特性。最后，我们介绍了恒星天体物理学未来研究的可能途径。
2002-10-02 astro-ph
Reconciliation of the Surface Brightness Fluctuations and Type Ia Supernovae Distance Scales
我们提出了哈勃太空望远镜测量的表面亮度波动（SBF）的距离，早型星系，拥有Ia型超新星（SNIa）。相对SBF和SNIa的光变曲线形状和Δ-m_（15）距离的一致性非常好。没有系统的尺度误差与距离，以前的工作表明，SBF和SNIa给哈勃流的一致联系。然而，我们确认约0.25等的系统偏移的距离零点的两种方法，我们跟踪这个偏移到各自的造父变星校准。SBF过去已经由H_0关键项目团队用造父变星距离进行了校准，而SNIa已经由Sandage、Saha和合作者组成的团队用造父变星距离进行了校准。当这两种方法以一致的方式校准时，它们的距离非常一致。在许多星系之间关于“长”和“短”的河外造父变星距离的冲突得到解决之前，我们不能明确地将哈勃常数限制在10%以上，甚至不考虑到到大麦云云的距离的额外不确定性，这是造父变星尺度所共有的。然而，最近的理论SBF预测从恒星星族模型有利于关键项目造父变星的规模，而理论SNIa校准之间的长期和短期的规模。此外，虽然目前的SBF到M31/M32的距离与RR天琴座和红巨星分支的距离非常一致，但用更长的造父变星标度校准SBF将引入相对于RR天琴座标度的0.3等偏移。
2001-05-21 astro-ph
RR Lyrae Distance Scale: Theory and Observations
对RR Lyrant距离量表进行了审查。特别是，我们讨论了目前在文献中采用的理论和实证方法。此外，我们还概述了光学和近红外平均震级的优点和缺点，以克服目前影响RR天琴座距离的一些问题。讨论了K波段周期-亮度-金属丰度（PLZ_K）关系的重要性，以及零点的绝对定标。我们还提到了一些基于近红外（J，K）时间序列数据的LMC集群网室的初步结果。这个星团拥有相当大的天琴座RR样本，使用预测的PLZ_K关系发现其距离为18.45 +/- 0.04等，使用PLZ_J关系发现其距离为18.51 +/- 0.06等。我们简要地讨论了异常造父变星的演化状况及其作为距离指示器的可能用途。最后，我们指出了一些可能的改进，以提高理论和观测的内在精度。
2003-05-07 astro-ph
The RR Lyrae Period - K Luminosity relation for Globular Clusters: an observational approach
本文导出了15个银河系球状星团和大麦哲伦球状星团网中的RR型天琴座星的周期-金属丰度- K波段光度（PLK）关系.它是基于精确的近红外（K）光度结合2 MASS和其他文献数据。PLK关系已被校准，并与以前的经验和理论文献中的测定比较。绝对定标的零点是由天琴座RR的K星等得到的，天琴座RR的距离模是用HST通过三角视差测得的。利用这一关系，我们得到了（m-M）_0 = 18.54 \pm 0.15等的大麦哲伦星系距离模量，与最近基于造父变星分析的结果相一致。
2006-08-18 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
Variable Stars in the Unusual, Metal-Rich Globular Cluster NGC 6388
我们用时间序列BV测光法在富金属球状星团NGC 6388中寻找变星。在这次调查中发现了28个新的变量，使NGC 6388附近发现的变量总数增加到约57个。相当数量的变星是天琴座RR（~14），其中大部分可能是星团成员。的基本模式RR天琴座的周期被证明是异常长的金属丰富的场星相比。这些长周期RRab星的存在表明NGC 6388的水平分支异常明亮。这意味着，如果NGC 6388中的天琴座RR星确实富含金属，那么它的金属度-光度关系就不是普适的。我们考虑了另一种可能性，即NGC 6388中的恒星可能跨越[Fe/H]的范围。另外还发现了四颗第二星族造父变星，如果它们是星团的成员，NGC 6388将是包含第二星族造父变星的最富金属的球状星团。对于一系列假设的天琴座RR的V星等，发现其平均V星等为16.85+/-0.05，导致距离为9.0至10.3千秒<M_V>差距。我们确定星系团的变红为E（B-V）=0.40+/-0.03等，星系团表面存在差异变红。我们讨论的困难，在确定Oosterhoff分类的NGC 6388和NGC 6441由于其RR天琴座的不寻常的性质，并解决进化的限制，最近的建议，他们是Oosterhoff II型。
2002-04-17 astro-ph
The distance modulus of the Small Magellanic Cloud based on double-mode Cepheids
我们采用OGLE项目的最新光度数据，结合恒星大气和线性脉动模型，确定小麦哲伦云与双模造父变星的距离模量。基于两类变量求取相同距离模DM的要求，（基波和第一泛音以及第一泛音和第二泛音），我们得到DM=19.05 mag，统计误差很小0.017 mag.各种系统和零点模糊度（主要是色温变换的那些）导致+/-0.13 mag的误差（估计3 sigma偏差）。这一结果与早先从星团双模RR型天琴座恒星得到的18.5等大麦云云的距离模量非常吻合。
2000-07-18 astro-ph
RR Lyrae - Theory vs Observation
由Kovacs和Jurcsik根据大量球状星团和场RRab和RRc星的光变曲线经验导出的光度、有效温度和金属丰度与理论RR Lyrics模型进行了比较。经验的蓝色和红色边缘（对数L与对数Teff图）的强烈光度依赖性与辐射和对流模型的不一致。重新审视模型中的理论不确定性使我们得出结论，这种分歧是不可调和的。
2000-04-14 astro-ph
Distance Scale, Variable Stars and Stellar Populations in Local Group Galaxies
本文综述了我们对大麦云云、矮星系天炉座、狮子座I和NGC 6822中短周期变星的研究。光变曲线的RR天琴座恒星，异常造父变星，第一次，矮造父变星在外地和球状星团#3的天炉座星系。
2003-10-20 astro-ph
Hipparcos Parallaxes and Proper Motions of Cepheids and their Implications
本文总结了依巴谷三角引力和经典造父变星自行的分析。这是第一次有可能单独从周期光度和周期光度色关系导出零点，避免了不太直接的方法的问题。结果意味着基于造父变星的河外距离尺度增加了8%到10%。自行被用来推导银河系自转常数。通过与径向速度数据的比较，我们确认了造父变星的距离尺度，并指出它到银河系中心的运动学距离为8.5 +/- 0.5 kpc。根据新的造父变星到大麦哲伦星系和M31的距离，计算了贫金属球状星团中的天琴座RR型变星的绝对星等。将此应用于我们银河系中贫金属星系团的数据，导致这些星系团的年龄约为11 Gyr，比以前认为的要小得多。其他证据从依巴谷对这些问题进行了简要审查，并建议造父变星的结果目前提供了最可靠的尺度上的基础距离和年龄。
1997-06-10 astro-ph
The absolute magnitudes of RR Lyrae stars from Hipparcos parallaxes
对依巴谷星表中的Halo RR型天琴座星采用“约化松弛”方法，在假定$M_{\rm V}$ -[Fe/H]关系的斜率为0.18时，我们得出零点为0.77 $\pm$ 0.26等。这比Fernley等人（1998 a）通过对{ \it identical}样本采用统计视差方法并使用相同斜率得出的值亮0.28等。我们指出，在依巴谷星表中造父变星的“约化视差”方法和统计视差方法之间存在类似的差异。我们还确定了$M_{\rm K}$ - $\log P_{0}$关系的零点，并获得了-1.16 $\pm$ 0.27 mag的值（斜率为-2.33）。由这两个关系式导出的依巴谷RR型天琴座星的距离模量吻合得很好。由此得到的距离尺度与银河系球状星团主序星拟合距离的结果和理论水平分支模型的结果吻合良好，并意味着到大麦哲伦星云的距离模为18.61 $\pm$ 0.28等。
1999-07-15 astro-ph
Galactic and Extragalactic Distance Scales: The Variable Star Project
本文概述了改进各类变星距离标度的大型项目的现状。这是由开普敦，日本，英国和美国的一个大集团进行的。给出了大麦云云到银河系中心的距离以及哈勃常数的值。考虑的变星类别有：经典造父变星，II型造父变星，天琴座RR型变星，O-和C-Miras
2008-06-18 astro-ph
RR Lyrae and short-period variable stars in the dwarf irregular galaxy NGC 6822
利用ESO甚大望远镜对矮不规则星系NGC 6822进行了深时间序列成像，发现了大量的短周期变星。特别是，我们发现了一个适度的人口RR天琴座恒星跟踪存在的老恒星组件在NGC 6822。对天琴座RR型恒星的平均光度的测量提供了一个新的独立的估计，该估计基于Pop.II指标，（m-M）o=23.36 +/-0.17。此外，我们的新数据显示，一个小振幅，短周期变星填充不稳定带开始在光度只有几十个星等比天琴座RR星明亮的人口显着。
2003-04-03 astro-ph
Deep HST Imaging of Sextans A. II. Cepheids and Distance
通过WFPC 2的观测，我们在六分仪A中发现了82颗短周期变星。所有的周期变星似乎都是短周期造父变星，基本模造父变星的周期小到0.8天，第一泛音造父变星的周期小到0.5天。这些物体与RGB尖端和红色团块的测量一起用于测量到六分仪A的真实距离系数（m-M）_0 = 25.61 +/-0.07，对应于距离d = 1.32 +/-0.04 Mpc。比较这些技术计算的距离，我们发现短周期造父变星（P <2天）是准确的距离指标的对象或低于SMC的金属丰度。由于这些天体在低金属量的恒星形成星系中数量相当多，它们有可能在整个本星系群中提供极其精确的距离。我们还比较了其他距离指标产生的相对距离。我们的结论是，RR天琴座，RGB提示，和红色的团块校准是自洽的，但似乎有一个小的依赖长周期造父变星的距离上的金属丰度。最后，我们给出了六分仪A，狮子座A，IC 1613和麦哲伦云的相对距离。
2002-11-21 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
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 distance modulus of the Large Magellanic Cloud based on double-mode RR Lyrae stars
利用大麦云云（LMC）的双模态RR天琴座（RRd）变星数据库，利用测光数据，线性脉动和恒星大气模型来估计它的距离。如果对大麦哲伦星系设E_（B-V）=0.11，[M/H]=-1.5，则得到M-m=18.52等，这与银河系RRd星的结果一致。虽然从M-m的标准差（标准差）仅为0.024 mag，但系统误差更大。这些误差主要是由于温标的零点模糊性和光度校准的误差。然而，在本研究中获得的距离模量与我们以前对星团RRd和小麦哲伦云拍造父变星的研究中获得的距离模量吻合得很好，这意味着唯一严重的误差来源是温标的零点，它对距离模量的影响不应大于+/-0.10等。
2000-11-02 astro-ph
RR Lyrae variables in M5 as a test of pulsational theory
我们目前的B和V CCD测光的变量在集群中心区域，增加了新的数据为32个变量，并给出合适的光变曲线，平均星等和校正的颜色为17 RR天琴座。实施本文中给出的数据与类似的数据已经出现在文献中，我们讨论了一个样本的42个变量，由22 RRab和20 RRc，根据最近的预测从脉动理论。我们发现，有关M5的观测证据出现在边缘的分歧与预测的第一泛音蓝边（FOBE）的颜色，而一个明显的分歧出现在ZAHB光度预测通过进化或脉动理论。
1999-02-19 astro-ph
The Topology of RR Lyrae Instability Strip and the Oosterhoff Dichotomy
本文采用Y=0.24，恒星质量M=0.65Mo，0.75Mo的对流脉动模型，在选定的光度和有效温度假设下，结合恒星大气计算，得到了RR型Lyrant不稳定带在观测平面MV，B-V上对恒星质量的依赖关系，并与球状星团M3和M15的观测变量进行了比较。在M3（Oosterhoff I型）中，ab型和c型RR Lyrics之间的转换似乎发生在基本的蓝色边缘，而在M15（Oosterhoff II型）中，它发生在第一个泛音红色边缘附近。这一结果支持了最初由van Albada和Baker提出的解释Oosterhoff二分法的滞后机制的关键作用。
1995-07-11 astro-ph
Variable stars in the bar of the Large Magellanic Cloud: the photometric catalogue
162颗变星的Johnson-Rinins B、V和I光变曲线星表（135个RR天琴座，4个候选的异常造父变星，11个经典造父变星，11个食双星和1个盾牌座δ星）在靠近大麦云云条的两个区域中，连同坐标，发现图表，周期，历元，振幅，和变量的平均量（强度平均和星等平均光度），完全覆盖光的变化。一颗星的恒星比较与OKIO和OGLE II光度计的基础上，在共同的变星和恒星，我们的光度计的转换关系。详细讨论了样品中天琴座RR型星的脉动性质。本文导出了具有完整和规则光变曲线的基模天琴座RR型星（29颗）的光变曲线傅里叶分解参数。根据Jurcsik和Kovacs（1996）以及Kovacs和Walker（2001）的方法，它们被用来估算变星的金属丰度、绝对星等、内禀（B-V）o色和温度。从傅立叶参数导出的频率与相应的观测量进行了比较。特别是，“光度”金属丰度与Gratton等人（2004年）从甚大望远镜FORS获得的低分辨率光谱中获得的光谱金属丰度进行了比较。
2004-09-30 astro-ph
Modeling Mass-Loss and Infrared Excess in Large Magellanic Cloud Cepheids
这项初步工作的目的是确定大麦云（LMC）造父变星是否有恒星风。如果造父变星经历了质量损失，那么在离恒星一定距离的地方，一部分气体会变成尘埃，这会导致红外过量。利用OGLE II光学观测和SAGE红外观测对488颗造父变星的质量损失进行了测试。由此产生的质量损失率范围从$10^{-12}$到$10^{-7}$ $M_\odot/yr$。利用质量损失模型计算了造父变星样品的红外恒星光度，并将预测的红外PL关系与观测的关系进行了比较。预测的关系不仅不同于观察到的关系，意味着质量损失起着重要的作用，但也显示出非线性的证据。这是确定的质量损失是重要的LMC造父变星。
2008-08-28 astro-ph
Globular Cluster Distances and Physical Properties from Double- and Fundamental Mode Variables
本文简要介绍了一种从基模天琴座RR型星的光变曲线中获得恒星相对内禀参数的方法，如绝对星等和颜色等。双模变星（造父变星和天琴座RR型星）的绝对恒星参数可以由它们的周期和本征色结合恒星大气和脉动模型计算得到。通过使用这两种方法，可以确定，例如，任何RRab星的距离，假设精确的测光是可用的。通过应用这一点和相关的方法计算金属丰度，我们得出的距离，红化和金属丰度分布的RRab星的ω Cen。
2002-02-06 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
The effect of metallicity on the Cepheid Period-Luminosity relation from a Baade-Wesselink analysis of Cepheids in the Galaxy and in the Small Magellanic Cloud
我们将Fouque & Gieren（1997）校准的Baade-Wesselink方法的近红外Barnes-Evans实现应用于小麦哲伦云中5颗周期在13 - 17天之间的贫金属造父变星以及34颗银河系造父变星的样本，以确定金属丰度对周期-光度（P-L）关系的影响。对于十个银河造父变星，我们提出了新的准确和良好的采样径向速度曲线。Baade-Wesselink分析提供了两个样本中造父变星的精确距离和光度，使我们能够以纯粹的差分方式直接约束造父变星P-L关系的金属丰度效应。对于银河系造父变星，我们提供了一套新的P-L关系，它的零点与天体测量和干涉测量的结果非常一致。这些关系可以直接用于确定距离太阳的造父变星在遥远的星系中的金属丰度样本的距离，绕过任何金属丰度的影响的零点和斜率的P-L关系的修正。我们在我们的数据中发现了这两种金属丰度效应的证据。比较我们的两个造父变星样本的平均周期约为15天，我们发现一个微弱的金属丰度对光度的影响类似于HST的关键项目在河外距离尺度上采用。
2004-01-12 astro-ph
Variable stars in Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们目前的第一个变星搜索的领域和球状星团的天炉座矮球状星系的结果。变星是使用图像减法技术（Alard，2000年）根据欧洲南方天文台2.2米和麦哲伦6.5米望远镜获得的时间序列数据确定的。变星样本包括天琴座RR型变星、矮造父变星和反常造父变星。本文对天炉座变星的脉动特性（周期、光变曲线、周期-振幅关系和奥斯特霍夫型分类）进行了详细的讨论。
2005-07-11 astro-ph
