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
Cepheid Period-Luminosity Relations: Galactic vs. LMC and the Results from t-Test
利用最近的独立距离测量结果，导出了造父变星的周期光度关系。我们的PL关系证实了Tammann等人（2003）的工作，该工作表明银河系造父变星与它们的LMC对应物遵循不同的PL关系。我们的结果还表明，银河系PL关系的斜率是不一致的LMC斜率超过95%的置信度。这项工作的细节可以在Ngeow & Kanbur（2004）中找到。
2004-11-08 astro-ph
Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties
造父变星的周期变化率$\dot{P}$被证明是一个参数，能够指示不稳定带交叉模式为个别对象，并结合光振幅，可能的位置内的不稳定带。观测到的200多个银河系造父变星的周期变化率被证明与恒星演化模型的预测基本一致，尽管样本也显示出与一些已发表的模型不一致的特征，并表明了迄今为止尚未完全纳入模型的其他因素的重要性。
2007-09-20 astro-ph
Calibration of the Distance Scale from Cepheids
我们已经使用了红外表面亮度技术，以获得一个新的绝对校准的造父变星PL关系在光学和近红外波段的改进数据的银河系恒星。红外表面亮度距离银河系变量是一致的直接干涉造父变星的距离测量，并与PL校准来自依巴谷天体附近的造父变星，但比这些测定更准确。我们发现，在所有的波段，银河系造父变星PL关系似乎略有，但显着陡峭的LMC造父变星所定义的相应关系。由于我们的LMC造父变星样本的斜率显然比小得多的银河系样本的斜率定义得更好，我们将LMC斜率拟合到我们的银河系校准造父变星样本（这只引入了很小的不确定性），以获得我们最终采用和改进的VIWJHK波段造父变星PL关系的绝对校准。比较两个星系中10天周期造父变星的绝对星等，它们只受到PL关系的不同银河系和LMC斜率的轻微影响，我们推导出所有这些带中LMC距离模的值，这些值可以在合理的假设下非常一致，红化定律和LMC造父变星的采用红化。这就产生了，作为我们目前对造父变星的最佳估计，LMC距离模数为18.55 ± 0.06。
2003-01-15 astro-ph
Stripped Spiral Galaxies as Promising Targets for the Determination of the Cepheid distance to the Virgo Cluster
通过造父变星观测精确测量星系距离到室女星系团的距离对于确定哈勃常数（$H_0$）是很重要的。因此，室女星系团经常被用作重要的垫脚石。HST首次使用造父变星测量室女星系（M100）的距离，提供了$H_0=80(\pm 17)$ km/s/Mpc的值（Freedman et al. 1994）。这一测量是由室女座螺旋NGC 4571的地面研究（Pierce等人，1994）预先确定的，正式提供了$H_0= 87\pm7$ km/s/Mpc。这些决定依赖于观测到的螺旋星系相对于室女星系团中心的位置的准确性。这种不确定性在确定$H_0$时引入了一个主要误差，同时也引入了本星系群采用的室女座坠落速度的不确定性。在这里，我们建议使用的螺旋星系，显示出明显的迹象，被剥离的星际介质的室女星系团作为目标的造父变星距离测量的星团内气体。我们表明，剥离过程和知识的ROSAT X射线观测的团内气体分布，使我们能够找到这些星系的精度至少高出三倍，相对于M87比在其他螺旋的情况下，如M100。X射线观测进一步表明，M87位于室女星系团的团内气体晕的中心，而M86则与一组星系和一个更大的暗物质晕有关。这些信息的结合可以使我们能够在室女星系团内相当精确地定位两个剥离的旋涡星系，并可以大大改善室女星系团距离的测定。
1997-03-03 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
Direct Distances to Cepheids in the Large Magellanic Cloud: Evidence for a Universal Slope of the Period-Luminosity Relation up to Solar Abundance
我们已经应用红外表面亮度（ISB）技术来获得距离13造父变星在LMC的跨度从3到42天的周期范围。从这些距离计算出的变量的绝对量，我们发现，LMC造父变星在V，I，W，J和K波段定义了紧密的周期-光度关系，这些关系与用相同技术得出的相应的银河系PL关系非常吻合，并且比OGLE-II项目在V，I和W波段观察到的LMC PL关系明显陡峭，以及J. P. son等人在J和K.我们发现LMC造父变星的倾斜校正的真距离模量显示出对周期的显著依赖性，这暗示了与恒星周期有关的ISB技术中的系统误差。我们认为最有可能的罪魁祸首是将径向速度转换为脉动速度的p因子;我们的数据意味着p因子的周期依赖性比以前认为的要陡得多，并且我们从我们的数据中得出p=1.58（+/-0.02）-0.15（+/-0.05）logP作为最佳拟合，零点与银河系疏散星团造父变星有关。使用这个修正的p因子定律，LMC造父变星距离模量的周期依赖性消失，同时银河系和LMC PL关系彼此一致，并且与直接观察到的LMC PL关系一致，在1 sigma不确定性内。我们的主要结论是，以前，陡峭的银河系PL关系是由错误的校准的p-因子法，现在有证据表明，造父变星PL关系的斜率是独立的金属丰度太阳金属丰度，在光学和近红外波段。
2005-03-29 astro-ph
Period-colour and amplitude-colour relations in classical Cepheid variables IV: The multi-phase relations
高超的相位分辨率和质量的OGLE数据的LMC和SMC造父变星，连同现有的数据银河造父变星，结合起来研究的周期颜色（PC）和振幅颜色（AC）的关系作为脉动相位的函数。我们的研究结果证实了早期的工作，LMC PC的关系（在平均光）是更一致的两条不同的斜率，在10天的时间内分开。然而，我们的多相PC关系揭示了许多新的结构，这可能会增加我们对造父变星的理解。这些多相PC关系提供了深入了解为什么银河系PC关系是线性的，但LMC PC关系是非线性的。这是因为LMC PC关系对于短周期造父变星（log P < 1）较浅，而对于长周期造父变星（log P > 1）较陡。在这三个星系中，短周期和长周期造父变星的斜率分别在0.75-0.85附近最陡和最浅。结果是在相位约0.8处的PC关系是高度非线性的。此外，log P > 1的银河系和LMC造父变星在接近最大光的相位处在PC平面上显示出平坦的斜率。当LMC的周期光度（PL）关系作为相位的函数进行研究时，我们确认它与PC关系的变化。LMC PL关系在V-和I-波段附近的相位0.8提供了令人信服的证据，这种关系也是一致的，在一个接近10天的时间内加入两条不同的斜率线。
2006-03-14 astro-ph
Some Characteristics of Galactic Cepheids Relevant to the Calibration of the Distance Scale
本文以造父变星的周期-光度关系作为测距的标准烛光，对造父变星的观测特征进行了分析。根据观测到的造父变星数密度随周期和振幅以及恒星脉动特性的变化，将造父变星分为两类：一类是低周期的，可能是多模或更高模振子;另一类是高周期的，主要是基模径向振子。描述了从第二组变量的多波长观测获得消隐校正颜色的方法，并且从V光变曲线获得（V-I）光变曲线的模板。将模式大气计算出的颜色与修正后的颜色进行比较，确定了平均表面重力-有效温度图中的造父变星不稳定带，并导出了平均颜色（B-V）与脉动周期、（V-I）与脉动周期以及（V-I）与脉动幅度的关系。在包络模型中的卡帕机制的强度被用来估计金属的依赖性的不稳定带的周期光度关系的灵敏度的想法的氦和金属丰度。一些估计的质量造父变星沿不稳定带。
1998-03-17 astro-ph
Turbulent Convective Cepheid Models: Linear Properties
一个一维湍流对流模型的形式与时间有关的扩散方程的湍流能量被纳入我们的数值脉动代码。考虑了湍流对流对静力平衡星结构重排的影响，计算了平衡模型中完全湍流对流非绝热脉动的线性特征值（周期和增长率）。线性化的代码使我们能够有效地执行一个系统的调查的稳定性造父变星模型的广泛的天体物理参数（L，M，Teff）和湍流对流参数。几个序列的银河造父变星的属性的敏感性分析的目标是使用观测约束，如基本和第一泛音不稳定带的形状和位置，校准湍流对流输入参数。基本和第一泛音不稳定带的红边和蓝边的位置以及整个带的宽度在很大程度上取决于确定混合长度的参数，以及涡流粘性和对流通量的强度。其余参数可用于微调与观测的一致性。
1998-04-13 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
New Period-Luminosity and Period-Color Relations of Classical Cepheids: I. Cepheids in the Galaxy
利用Berdnikov等人2000年提出的具有良好B、V、I测光的321颗银河基模造父变星和Fernie等人1995年提出的具有均匀色余E（B-V）的321颗银河基模造父变星，确定了它们在0.4<log P<1.6范围内的P-C关系。第一步利用25颗疏散星团造父变星的距离（Feast 1999）和28颗造父变星的BBW距离（Gieren et al.1998）确定吸收系数R_B=4.17，R_V=3.17，R_I=1.89。这两个集合定义了两个独立的P-L关系，它们在斜率上非常一致。因此，它们结合成一个单一的平均银河P-L关系。银河系造父变星的（B-V）比LMC和SMC中的更红，正如Udalski等人1999年用良好的标准B，V，I光度测量的1000多颗云造父变星所示。在银河系和星云中造父变星的（B-V），（V-I）双色图也不同，这是由于金属丰度差异对造父变星光谱能量分布的影响，以及在M_V=-4.0 mag时，LMC和SMC不稳定带中部的有效温度相对于银河系的偏移约为Δ log Te ~ 0.02。LMC和SMC的温度更高。银河系和星云之间P-C关系的差异表明，在任何给定的颜色下，星系与星系之间都不可能存在普适的P-L关系。在银河系，LMC和SMC的P-L关系的斜率推断的非唯一性是由观测证实。云造父变星在B、V、I中遵循的P-L关系的整体斜率比银河系的要小。大麦哲伦星云和小麦哲伦…
2003-03-17 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$（\pm 0.03斜率）（\pm 0.06金属度）（^{+0.10}_{-0}采样偏倚}）。随机误差主要是由于依巴谷天体的给定精度和相应样本中造父变星的数量。括号中的项表示可能的系统不确定性，这是由于银河PL关系的斜率、金属丰度修正以及K波段中恒星数量有限造成的。Sandage等人（1999年）最近的研究表明，金属丰度对较短距离的影响可能比这里所指出的要小。
2000-02-16 astro-ph
Period-luminosity relations for Galactic Cepheid variables with independent distance measurements
本文利用疏散星团、Barnes-Evans表面亮度、干涉测量和HST天体测量技术的最新独立距离测量结果，导出了造父变星的周期光度关系。我们的PL关系证实了Tammann等人（2003）的结果，该结果表明银河系造父变星遵循与LMC对应物不同的PL关系。我们的结果还表明，银河系PL关系的斜率是不一致的LMC斜率超过95%的置信水平。我们应用这个银河系PL关系来找到NGC 4258的距离。我们的结果μ_o=29.49 \pm 0.06（随机误差）与几何距离μ_{geo}=29.28 \pm 0.15 mag在~ 1.4 sigma水平上一致。从水脉泽测量。
2004-03-24 astro-ph
Investigations of the Non-Linear LMC Cepheid Period-Luminosity Relation with Testimator and Schwarz Information Criterion Methods
在本文中，我们研究的线性和非线性的大麦云（LMC）造父变星的周期光度（P-L）的关系，使用两种统计方法以前没有应用到这个问题：testimetry方法和施瓦茨信息准则（SIC）。首次将该方法推广到多阶段，证明了该方法是无偏的，且估计斜率的方差小于线性回归理论估计的标准斜率。施瓦茨信息准则（也称为贝叶斯信息准则）比赤池信息准则更保守，倾向于选择低阶模型。通过使用模拟数据集，我们验证了这些统计技术可以用来检测内在的线性和/或非线性的P-L关系。这些方法，然后应用到独立的LMC造父变星数据集的OGLE项目和OOO项目，分别。我们的结果意味着，有一个变化的斜率在较长的周期范围内的所有数据集。这强烈支持先前的结果，从独立的统计检验，观察到的LMC P-L关系是非线性的，在/约10天的中断期。
2007-04-26 astro-ph
Bias in the Cepheid PL relation
我们发现，造父变星PL关系的影响Malmquist型偏见，所谓的人口不完全性偏见。由于仪器极限星等对视星等的截断作用，其计算斜率比真实斜率要小。此外，即使使用正确的斜率，使用PL关系也会导致不可忽略的距离低估。我们证实了这一发现，通过研究模拟PL关系，我们表明，这种偏见可能是高达0.2或0.3的幅度上的距离模量。我们还测试了在$\log P$中截止的效率，并表明这是一个很好的方法来最大限度地减少这种偏见。然而，只要样本的完整性没有完全建立，就很难对此进行校正。
1998-10-19 astro-ph
A new calibration of Galactic Cepheid Period-Luminosity relations from B to K bands, and a comparison to LMC PL relations
造父变星周期-光度关系的普适性一直在讨论中，因为金属丰度效应被认为在截距值中起作用，最近，这些关系的斜率。本研究的目标是校准银河系的PL关系在不同的光度带（从B到K）和比较的结果，在LMC的良好建立的PL关系。我们使用一组59校准星，其中的距离是使用五种不同的距离指标测量：哈勃太空望远镜和修订依巴谷天体，红外表面亮度和干涉Baade-Wesselink天体，和经典的零年龄主序列拟合造父变星属于疏散星团或OB星协会。详细讨论了吸收修正和投影因子。我们发现LMC和我们的银河系之间的PL关系的斜率没有显着差异。我们的结论是造父变星PL关系具有普遍的斜率，在所有的光度带，不依赖于所研究的星系（至少对于大麦哲伦星系和银河系）。在本工作中没有讨论可能的零点随金属含量的变化，但从我们的数据可以推断出LMC距离模量的上限为18.50。
2007-09-20 astro-ph
Period Changes in Galactic Classical Cepheids. Slow Evolution of Long-period Cepheids
我们比较了来自我们的银河系的63个经典造父变星的O-C图与模型计算的周期变化。我们发现，对于对数P > 1.0的造父变星，观测到的变化小于预测值，除了变量SZ Cas。然而，一些第一次泛音造父变星，特别是EU Tau和Polaris，改变其周期的速度比理论上要快得多。根据银河系和麦哲伦云的造父变星周期变化的已知数据（以前的论文），我们可以得出结论，999颗造父变星中没有一颗是第一次穿越不稳定带。此外，观测到的长周期造父变星的周期变化比模型预测的要慢几倍。这些结果意味着，更大的份额的氦燃烧造父变星阶段比它是由模型预测。
2003-04-02 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance to the Local Group Galaxy WLM from Cepheid Variables discovered in a Wide-Field Imaging Survey
我们对本星系群不规则星系WLM中的造父变星进行了广泛的宽视场成像观测。从101个夜晚获得的数据中，我们发现了60颗造父变星，其中包括Sandage和Carlson先前发现的15颗造父变星中的14颗。在3天的时间内，我们在WLM的Cepheid调查应该基本完成。重要的是，我们首次在这个星系中发现了一个长周期的造父变星（P=54.2天），缓解了WLM及其许多蓝色大质量恒星不包含周期超过10天的造父变星的困惑。我们的数据定义了V，I和无红化的Wesenchman星等${\rm W}_{\rm I}$的紧密周期光度关系，它们都非常好地拟合了LMC造父变星PL关系的相应斜率，表明PL关系斜率没有变化到造父变星金属丰度约为-1.0 dex，与最近的其他研究一致。我们从我们的数据中得出了WLM的真实距离模量为25.144 $\pm$ 0.03（r）$\pm$ 0.07（s）mag，与Lee，Freedman和Madore（1993 a）根据造父变星测定的24.92 $\pm$ 0.21 mag非常一致。引用的系统不确定度值不包括LMC距离的贡献，我们假设LMC距离为18.50等，如我们项目中以前的论文所述。
2007-04-16 astro-ph
The Araucaria Project. The Distance to the Local Group Galaxy NGC 6822 from Cepheid Variables discovered in a Wide-Field Imaging Survey
我们获得了NGC 6822在V和I波段的77个夜晚的镶嵌像。从这些数据中，我们对整个星系的造父变星进行了广泛的搜索，我们发现了116个这样的变星，周期从1.7到124天不等。我们使用长周期（$>$ 5.6天）造父变星来建立V、I和与红化无关的韦森格林指数中的周期光度关系，这些都是非常严格定义的。将OGLE LMC在各个波段的斜率与我们的数据拟合，我们得到了NGC 6822在V、I和${\rm W}_{\rm I}$中的距离值，它们之间非常一致。我们采用的无红化韦森岩指数的最佳距离值为23.34 $\pm$ 0.04（统计）$\pm$ 0.05（系统）MAG。该值与McAlary等人根据9颗造父变星的近红外光度测量得出的NGC 6822的先前距离值在组合1 σ不确定度范围内一致，但我们的新值明显更准确。我们比较了造父变星PL关系在V和I中的斜率，这些斜率是在五个观测最好的邻近星系中确定的，它们的金属丰度范围从-1.0到-0.3 dex，并且发现在这个范围内PL关系斜率与金属丰度无关的数据一致。将10日造父变星的星等与同一组星系中TRGB的I波段星等进行比较，也没有证据表明V和I的周期光度零点有显著的变化。现有的数据限制这样的零点变化小于0.03等，在所考虑的低金属度制度。
2004-08-31 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
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
Galactic clusters with associated Cepheid variables. VII. Berkeley 58 and CG Cassiopeiae
本文介绍了疏散星团Berkeley 58的光电、照相和CCD UBV测光、光谱观测和恒星计数，以研究它与4.37 d造父变星CG Cas的可能联系。该星团很难从英仙座旋臂的早期型恒星中分离出来，但它所处的位置具有相当明确的参数：演化年龄约为10^8年，平均红化E（B-V）_（B 0）=0.70+-0.03 s.e.，距离为3.03 ± 0.17千秒差距（V_0-M_V=12.40 ± 0.12标准差）。根据径向速度，CG Cas可能是一个星团冕成员，它的周期增加了+0.170+-0.014 s/yr^（-1）和大的光振幅描述了一个造父变星位于不稳定带的第三个交叉点，略偏于带中心的蓝色。它的红度和光度为E（B-V）=0.64+-0.02 s.e.。=<M_V>-3.06+-0.12。可能的K超巨星也可能是星团成员。
2008-05-08 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. III. Period-Luminosity-Color and Period-Luminosity Relations of Classical Cepheids
本文给出了LMC中1280颗造父变星和SMC中2140颗造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。在OGLE-II微透镜实验期间收集了高质量的BVI观测（I波段120-360个历元，BV波段15-40个历元）。LMC的I带图显示出非常小的散射，σ=0.074等，表明造父变星可能是一个非常好的标准烛光。我们比较了LMC和SMC的基模造父变星关系，我们没有发现这些星系的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系的斜率有显着差异。对于第一泛音造父变星，周期-光度关系的斜率可能有微小的变化。利用造父变星关系确定了SMC与LMC的距离模量之差，并与其它标准烛光：天琴RR型和红团簇星的距离模量之差进行了比较。结果表明，这些星系的基模造父变星关系的零点值是相似的。我们利用观测到的LMC关系和短LMC距离模μ_LMC =18.22 \pm 0.05 mag，标定了经典基模造父变星的周期-亮度-颜色和周期-亮度关系。根据最近对食系统HV 2274、天琴座RR和红团簇星的测定结果，与NGC 4258星系中造父变星的观测结果一致，并得到了它们的精确几何距离。最后，我们确定了一个约束的绝对星等的造父变星的平均V-波段的星等与天琴座RR星在麦哲伦星云的比较。
1999-09-02 astro-ph
Assessing potential cluster Cepheids from a new distance and reddening parameterization and 2MASS photometry
概述了一个框架，以评估造父变星作为潜在的集群成员，从现成的光度观测。一个关系，估计颜色过剩和距离的个别造父变星通过校准涉及最近公布的HST的laxes和清洁的样本建立集群造父变星。光度（V-J）的颜色被认为是一个可行的参数近似造父变星的变红。证实了BV测光造父变星PL关系斜率的非普适性。相比之下，VJ和VI关系的斜率似乎相对不受金属丰度的影响。这里确认的一个新的银河系造父变星GSC 03729-01127（F6-G1 Ib）与汤博5的日冕区域足够重合，以保证后续的径向速度测量来评估成员资格。本文给出了GSC 03729-01127和疑似星团造父变星AB Cam和BD Cas的CCD测光和O-C图。傅立叶分析的光度BD Cas和最近的估计其金属约束它是一个人口I泛音embryocatator，而不是II型s-Cepheid。AB Cam和BD Cas在物理上分别与空间上相邻的疏散星团Tombaugh 5和King 13没有联系，后者比以前认为的要老得多（log t ~ 9）。周期变化率是从档案和公布的数据中确定的。GSC 03729-01127和AB Cam的周期增加，分别意味着第五次和第三次穿越不稳定带，而BD Cas的周期减少，表明第二次穿越，可能与双星无关的叠加趋势。更重要的是，观测到的周期变化率证实了理论预测。在这一研究领域的未来工作的挑战和前景进行了讨论。
2008-08-21 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
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
Infrared photometry of Cepheids in the LMC clusters NGC 1866 and NGC 2031
造父变星在大麦哲伦星云的近红外研究利用了这些波长下降低的光变曲线振幅和金属丰度依赖性。这项工作提出了这样的测光两个年轻的集群已知包含相当大的造父变星人口：NGC 1866和NGC 2031。我们的目标是确定光变曲线和周期光度（PL）的关系，在近红外，以评估集群和现场的反射器之间的相似性，并检查当前的脉动模型的预测能力。光变曲线由两个星团造父变星的多波长宽带J、H、Ks测光得到，周期由光学测光确定。造父变星的平均幅度被用来构建PL关系在近红外。PL平面中的属性进行比较，在LMC领域造父变星的行为和最近的脉动模型的预测，规范和overluminous。集群和领域造父变星是同质的，并列入集群造父变星的领域样本很好地扩展了PL关系。PL关系的斜率在整个周期范围内是恒定的，并且不显示-至少在所采用的IR波段中-一些作者报道的在P ~ 10 d处的斜率的中断。与脉动模型的预测比较，可以估计NGC 1866和NGC 2031的距离模量。这两个集群被发现躺在基本上相同的距离。对K滤光片的理论模型进行拟合，若采用正则模型，则（m-M）_0 = 18.62 ± 0.10;若采用过光模型，则（m-M）_0 = 18.42 ± 0.10。在此基础上，对团簇与LMC内部结构的关系提出了一些看法。
2006-10-16 astro-ph
The Araucaria Project. Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables in the Sculptor Galaxy NGC 300
我们用ESO VLT和ISAAC相机获得了玉夫座星系NGC 300三个视场的J和K滤波器深近红外图像。对于16个造父变星在这些领域中，我们已经确定了J和K的星等在两个不同的时代，并推导出他们的平均星等在这些波段。由此得到的周期-光度关系的斜率与LMC中测量的这些关系的斜率非常一致。拟合LMC斜率到我们的数据，我们导出了J和K中的距离模量。使用这些值与我们以前的工作中在光学V和I波段得到的值一起，我们已经确定了NGC 300的E（B-V）=0.096 +/- 0.006等的改进的总红化，这产生了非常一致的值，从VIJK波段的吸收校正的距离模量的星系。我们对NGC 300的光学/近红外组合造父变星研究的距离结果是（m-M）_0 = 26.37 +/- 0.04（随机）+/- 0.03随机和系统不确定性都由光度误差主导，而由于红化，金属丰度效应和拥挤不太重要。我们的距离测定与Madore等人对NGC 300中两颗造父变星的近红外（H波段）测光结果一致，但更准确我们的距离值也与Freedman等人的HST关键项目结果一致，用改进的红化方法计算吸收改正时，与Butler等人最近用TRGB I带星等对NGC 300的距离估计值相比较。我们从不同的光学和近红外波段的距离结果表明，NGC 300的红化规律必须非常类似于银河系。
2005-03-29 astro-ph
The Period-Luminosity Relation for the Large Magellanic Cloud Cepheids Derived from Spitzer Archival Data
利用SAGE（Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution）计划中的Spitzer档案数据，我们导出了大麦云（LMC）造父变星在3.6、4.5、5.8和8.0微米处的周期光度（P-L）关系。例如，这些P-L关系可以用于未来用詹姆斯·韦伯太空望远镜进行的河外距离尺度研究。我们还导出了这些带中造父变星的周期-颜色关系，发现它们的斜率都比较平坦。用F统计检验法对这些P-L关系进行了非线性检验，发现3.6 μ m、4.5 μ m和5.8 μ m的P-L关系符合线性。然而，8.0 μ m的P-L关系提供了非线性的可能但非决定性的证据。
2008-01-09 astro-ph
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation
本文利用Castor，Abbott，& Klein（1975）的方法，通过引入大气脉动和激波的动量输入项，给出了计算造父变星质量损失率的解析推导。利用这种推导，造父变星的质量损失率被确定为恒星参数的函数。当应用于一组已知的造父变星时，计算出的质量损失率范围从10^{-10}到10^{-7} M_{Sun} /年，比单独由辐射驱动的风要大。红外过量的基础上预测的质量损失率进行比较，从光学干涉测量和红外天文台的观测，并预测斯皮策观测。质量损失率与观测结果一致，在各自的不确定性范围内。造父变星的周期变化率进行了讨论，并表明有关的质量损失，虽然依赖是非常弱的。大的质量损失率和造父变星之间也存在着相关性，造父变星的绝对周期变化率最慢，这是由于造父变星通过不稳定带演化而来的。增强的质量损失有助于阐明造父变星中红外过量和质量差异的问题。
2008-03-28 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation (The Leavitt Law) at Mid-Infrared Wavelengths: III. Cepheids in NGC 6822
我们提出的第一个应用程序的中红外周期亮度关系的确定造父变星的距离超出麦哲伦云。利用斯皮策天文台NGC 6822的IRAC影像数据，我们可以测量16颗长周期（10至100天）造父变星的单历元星等，其中16颗为3.6微米，14颗为4.5微米，10颗为5.8微米，4颗为8.0微米。测得的斜率和观测到的散射都符合以前为大麦云造父变星测得的关系，拟合这些关系得到的视距离模量为mod{3.6} = 23.57 +/- 0.06，mod{4.5} = 23.55 +/- 0.07，mod{5.8} = 23.60 +/-0.09和mod{8.0} = 23.51 +/-0.08 mag.多波长拟合到新的IRAC模量和先前公布的BVRIJHK模量，允许对星际红化进行最终校正，并给出23.49 +/- 0.03等的真实距离模数，E（B-V）= 0.26等，对应于500 +/-8kpc的度量距离。
2008-11-30 astro-ph
Using Ultra Long Period Cepheids to Extend the Cosmic Distance Ladder to 100 Mpc and Beyond
我们研究了17颗长周期（80-180天）、非常明亮（M_I= -7.93和M_V= -7.03）的造父变星的性质，看看它们是否可以作为有用的距离指示器。我们发现这些超长周期造父变星的周期-光度关系较浅，因此实际上它们比经典造父变星更像“标准烛光”。在无红化的韦森格林指数中，ULP PL关系的斜率比SMC造父变星的标准PL关系的斜率小约10倍。我们的样品对W_I PL关系的散射为0.22等，接近经典造父变星和Ia型超新星的散射。我们预计，随着ULP造父变星的样本越来越大，越来越均匀，这种分散度会降低。我们还测量了一个ULP造父变星（SMC HV 829）的非零周期导数，并使用结果来探测大质量恒星的演化模型和质量损失。ULP造父变星相对于经典造父变星的主要优势是它们更明亮，因此显示出巨大的潜力，可以作为恒星距离指标，指示100 Mpc及以上的星系。
2009-01-16 astro-ph
Comparison of Distances from RR Lyrae Stars, the Tip of the Red-Giant Branch and Classical Cepheids
银河系外的距离尺度在很大程度上依赖于造父变星。然而，从观测和脉动模型中可以清楚地看出，它们的P-L关系的斜率和零点在星系之间是不同的。这使得造父变星距离的测定变得复杂，并要求对它们的差异进行独立的测试。这个检验是由24个星系的天琴座RR恒星距离提供的，这些星系校准了红巨星分支的尖端（TRGB; M_I = -4.05），这反过来又证实了我们在2006年距离尺度上采用的造父变星距离在18个情况下平均在0.1等以内。相对超新星Ia和速度距离否认了所采用距离的剩余显著金属丰度效应。这些造父变星距离的新支持增加了我们以前对超新星Ia光度和21厘米线宽-光度（TF）关系的校准的权重。在所有标度上确认了H_0 = 62.3（+/-5）的值。
2007-12-14 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation at Mid-Infrared Wavelengths: II. Second-Epoch LMC Data
本文利用Spitzer望远镜在3.6，4.5，5.8和8.0 μ m波段观测到的70颗造父变星的双历元数据，对大麦云（LMC）造父变星的中红外周期-亮度关系进行了修正和改进。在所有波长下观测到的散射从+/-0.17等减少到+/-0.14等，这与预测完全一致，即总散射由光变曲线的随机采样和不稳定带上几乎均匀的恒星采样的贡献大致相等。据计算，该样本中的造父变星具有约0.4等的全振幅，并且其完全采样的时间平均星等最终应揭示中红外PL关系，每个都具有至多在+/-0.12等水平的固有散射，并且在校正LMC的倾斜后低至+/-0.08等。
2008-11-15 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge
我们目前的54个人口II造父变星的OGLE-II目录中的银河系膨胀领域的可变对象确定的I波段光变曲线。它们的周期从几分之一天到几天不等。它们的光变曲线与经典造父变星的光变曲线非常相似，但周期要长几倍。我们分析了新发现的第二族造父变星的颜色-星等图的位置。这些天体的位置证实了最近的发现，即朝向银河系凸起的星际消光可能是异常的。从我们的样品中得到的红化线的斜率与早期用红团簇星和银河核球区RR~Lyr星得到的红化线的斜率非常一致。我们的星族II造父变星遵循相同的周期-光度（P-L）关系，表明这些天体的状态相似。我们比较了这些恒星的P-L关系与OGLE-II巡天探测到的造父变星星族II的关系。偏离银河系凸起造父变星的P-L关系似乎表明，这些物体位于银河系棒类似于红色团块星。
2003-06-26 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
Cepheids in NGC 1866 - a Test for Pulsational Models
我们目前的非线性理论结果的预测脉动行为的恒星模型适用于样本的造父变星属于大麦云（LMC）星团NGC 1866。不稳定带的蓝色和红色边缘，通过采用距离模量的当前值（DM=18.57 mag.，Welch等，1991）和红化（E（B-V）=0.06 mag.，Arp 1967; Walker 1974; Walker 1987），与造父变星在上述星团中的观测分布一致。此外，观测数据的分布在贝利图（V振幅与周期）出现在协议的理论预测，采用典型的演化模型预测的光度水平。简要讨论了脉动与对流耦合的直接积分以及输入物理量对光和速度曲线的光滑性所起的作用。
1997-05-20 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
The Cepheid Period-Luminosity Relation at Mid-Infrared Wavelengths: I. First-Epoch LMC Data
首次给出了大麦云（LMC）造父变星的中红外周期-光度关系。70颗造父变星的单历元观测结果是从斯皮策IRAC观测中提取的3.6、4.5、5.8和8.0微米的观测结果，这些观测结果是在大麦哲伦星系的SAGE（测量星系演化的代理人）成像调查期间偶然获得的。所有四个中红外PL关系在6 - 88天的周期范围内具有几乎相同的斜率，对于所有四个这些波长，具有仅+/-0.16 mag的与周期无关的小散射。我们强调，差分红化是没有显着贡献的观察到的散射，鉴于近两个数量级的减少灵敏度的中红外消光相比，光学。未来的观测，填补了这些造父变星的光变曲线，应该会明显减少剩余的散射。仅这些属性就表明，中红外PL关系将提供一种实用的方法，大大提高造父变星到附近星系距离的准确性。
2008-01-15 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
Updated pulsation models for anomalous Cepheids
本文对所谓的造父变星的脉动行为进行了理论研究。这项研究是基于非线性对流脉动模型与$Z$ =0.0001和0.0004，质量范围1.3-2.2钼和各种光度水平。基于这些计算，我们得出的周期，测辐射热的光变曲线和边缘的不稳定带，表明从Z=0.0001到0.0004的金属丰度的变化对这些数量有相当小的影响。然后，使用测辐射热校正和色温变换，我们能够提供预测的关系连接脉动属性（周期，振幅）的大小和颜色在各个光度带。理论脉动的情况下，观测到的异常造父变星在矮球状星系，特别是，预测的质量依赖的周期幅度幅度和周期幅度颜色的关系被用来估计个人的质量值，以及区分基本（F）和第一泛音（FO）emptators。
2004-01-16 astro-ph
Theoretical models for Bump Cepheids
我们提出了一个理论研究的结果，旨在测试是否全振幅，非线性，对流模型占凹凸造父变星在大麦云（LMC）的I波段光变曲线。我们从OGLE样本中选择了两个对象，它们分别沿着下降（短周期）和上升（长周期）分支显示出明确的凸起。我们发现，目前的模型再现了整个脉动周期的光度变化，如果采用的恒星质量比忽略质量损失和对流核心过冲的进化模型预测的小大约15%。此外，我们发现，适合的光变曲线的长周期造父变星位于靠近冷边缘的不稳定带需要增加的混合长度从1.5到1.8 Hp。这表明当向较冷的有效温度移动时，对流输送的效率增加。电流脉动计算提供了范围从18.48到18.58磁的LMC距离模数。
2002-01-08 astro-ph
The MACHO Project Large Magellanic Cloud Variable Star Inventory. VIII. The Recent Star Formation History of the LMC from the Cepheid Period Distribution
我们提出了一个分析的周期分布的$\sim 1800$造父变星在大麦云，根据所获得的数据的微透镜实验和以前的目录Payne-Gaposchkin。使用恒星演化和脉动模型，我们构建理论的周期频率分布进行比较的意见。这些模型显示，最近在大麦哲伦星云（$\sim 1.15\times 10^8$年）发生了一次显著的恒星形成爆发。我们还表明，在过去的$\sim 10^8$年，恒星形成的主要中心一直沿着酒吧从东南向西北传播。我们发现造父变星的演化质量仍然小于$\sim 7$ %的脉动质量，造父变星不稳定带的红边可能比理论所指示的略蓝。有周期小于$\sim 2.5$天的$\sim 600$造父变星不能用进化论解释。我们认为它们是反常的造父变星，其中一些是双模造父变星。
1998-11-16 astro-ph
Synthetic properties of bright metal-poor variables. I. "Anomalous" Cepheids
我们提出了新的网格的演化模型，如此colled“异常”造父变星（AC），采用Z=0.0001和各种假设的祖先质量和质量损失效率。这些计算与我们以前的一组脉动模型的结果相结合，并用于建立合成人口的预测embratators以及提供一个质量-亮度关系的质量损失的情况下。我们调查的影响，质量损失的预测边界的不稳定带，我们发现，唯一显着的依赖性发生在周期幅度平面，其中的合成分布的反射器是，平均而言，明亮的约0.1马格比一个在没有质量损失。紧张的周期幅度的关系，在K波段的基本和第一泛音emptocators，提供了一个有用的工具，距离评价与固有的不确定性约为0.15等，减少到约0.04等，如果考虑到质量项。进化模型提供的约束条件用于推导进化（即，质量无关）周期-幅度-颜色关系，一旦固有颜色是众所周知的，该关系提供具有约0.1等的数量级的正式不确定性的距离测定。我们还使用模型计算从文献中调查的影响，金属含量的不稳定带和进化周期幅度颜色的关系。最后，我们比较我们的理论预测与观测变量，我们确认，一个安全的识别实际的AC需要同时的信息周期，幅度和颜色，也提供了约束的脉动模式。
2006-09-01 astro-ph
Testing the nonlinearity of the BVIcJHKs period-luminosity relations for the Large Magellanic Cloud Cepheids
最近的一些工作表明，大麦云（LMC）造父变星的周期-光度（PL）关系表现出一个有争议的非线性特征，其周期为10天。因此，本研究报告的目的是测试LMC造父变星在BVIcJHKs波段以及Wesenstrom函数中PL关系的线性/非线性。我们表明，简单地比较长周期和短周期的斜率，以及它们的相关d标准差，导致严格的更大的错误率比应用严格的统计检验，如F检验。我们对目前发表的LMC Cepheid数据进行了各种统计检验。这些统计检验包括F-检验、检验性检验和Schwarz信息准则（SIC）方法。这些统计检验的结果强烈地表明，LMC PL关系在BVIcJH波段是非线性的，而在Ks波段和Wesenstrom函数中是线性的。利用最大光周期色关系和多相位关系的性质，我们认为非线性PL关系不是由消光误差引起的。
2007-10-26 astro-ph
Cepheid Distance to M100 in Virgo Cluster
用直接法测量到室女星系团的距离并进行实际的误差分析，对于可靠地确定哈勃常数值是很重要的。1994年，哈勃空间望远镜在HST河外距离尺度关键项目下观测到了室女星系团内正面螺旋M100中的造父变星。这项工作是在我们研究银河造父变星之后对HST数据的重新分析（在附带的通信中）。用两种独立的方法确定了造父变星的周期，并分析了不同估计值的原因。利用LMC数据和现有的HST观测数据对三个星系的对数（周期）与V-星等关系进行了重新校准，发现斜率为-3.45 +/-0.15。给出了计算限流不完整性修正的公式，并对周期为35 ~ 45天的造父变星作了0 ~ 0.28星等的V星等修正。在最亮的相位关系下，使用周期与平均（V-I）颜色和V-振幅与（V-I）颜色进行消光校正。到M100的距离估计为20.4 +/- 1.7（随机）+/- 2.4（系统）Mpc。
1998-03-17 astro-ph
B,V Photometry of Variable Stars in the Northeast Arm of the Small Magellanic Cloud
对小麦哲伦云东北臂的变星进行了B和V测光。已经确定了237个周期变星的周期和光变曲线，其中包括201颗造父变星，其中68颗是新发现的。基本模式造父变星和第一泛音模式造父变星通常在B，V色星等图中很好地分离，后者的平均颜色比前者更蓝。造父变星的周期颜色的关系，这个边远SMC领域是无法区分的，从更中心的SMC领域，是比理论预测更蓝。不稳定带的人口部分的红色边缘在较暗的造父变星中变为蓝色。有支持我们的样本，以前报道的陡峭的周期光度关系的基本模式造父变星的周期近2天。东北臂的造父变星可能比SMC主体的造父变星离我们更近，但差异小于或等于约4 kpc，与SMC的潮汐半径相当。
2002-02-22 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
A revised Cepheid distance to NGC 4258 and a test of the distance scale
在之前的论文（Maoz et al. 1999）中，我们报告了哈勃太空望远镜（HST）造父变星到星系NGC 4258的距离，该距离是使用星系外距离尺度关键项目的标准校准和方法获得的。在这里，我们使用Freedman等人（2001）中描述的修订的关键项目程序重新评估造父变星距离。这些修订改变了在大麦云云（LMC）上得出的造父变星周期-光度（PL）关系的零点和斜率，HST WFPC 2相机的校准，以及金属丰度差异的处理。我们还在此提供了Maoz等人1999年描述的造父变星的完整信息。使用改进的关键项目技术和校准，我们确定NGC 4258的距离模量为29.47 +/- 0.09等。（本测定唯一）+/- 0.15 mag（关键项目距离的系统不确定性），对应于7.8 +/- 0.3 +/- 0.5 Mpc的度量距离和7.2 +/- 0.5 Mpc的脉泽距离的1.2 σ。我们还测试了Feast（1999）的另一种造父变星P-L关系，这产生了更多的不一致结果。此外，我们把弱限制的距离LMC和造父变星距离测定的金属丰度的影响。
2000-12-18 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud
本文介绍了利用光学引力透镜实验第三阶段（OGLE-III）收集的数据编制的新变星表（OIII-CVS）的第一部分。本文描述了在大麦云云~40平方度区域内探测到的3361颗经典造父变星的星表。样品由1848个基模（F）、1228个一次泛音（1O）、14个二次泛音（2O）、61个双模F/1O、203个双模1O/2O、2个双模1O/3O和5个三模经典造父变星组成。这个样本是由23个超低振幅变星的名单补充，可能是造父变星进入或退出不稳定带。星表数据包括自2001年以来收集的VI高质量测光，以及1997年至2000年期间获得的OGLE-II测光补充的一些恒星。我们提供了恒星的基本参数：坐标，周期，平均星等，振幅和傅立叶光变曲线分解的参数。个别对象的特别兴趣进行了讨论，包括单模第二泛音造父变星，与不寻常的周期比或造父变星在食双星系统的多周期振荡器。讨论了傅里叶系数随周期的变化，指出了一次泛音造父变星在0.35天左右周期的明显特征，这可以用一次和五次泛音之间发生2：1共振来解释。类似的行为在P = 3天的10造父变星和P = 10天的F造父变星也被解释为两个径向模式之间的共振的影响。我们适合的周期光度关系，我们的样本造父变星，并比较这些功能与以前的决定。
2008-10-06 astro-ph
Cepheid Luminosity Versus Galaxy Rotation Speed: L ~ v^{0.7}
由造父变星测定的星系距离模数与由塔利-费希尔测定的星系距离模数相差一个与星系线宽成正比的量，W：Δ mu ~（-1.73 \pm 0.46）log（W）。虽然Tully-Fisher斜率的错误校准原则上可能产生这种效果，但我们认为这种错误校准是不太可能的。另一种可能的解释是，造父变星的光度与其母星系的旋转速度v（因此也与W）相关：L ~ v^{0.7}。这种比例性是叠加在周期和光度之间的已确立的关系上的。）如果造父变星的光度与金属丰度相关，那么这种依赖性是可以预期的，因为具有更深势阱的星系倾向于保留更多的金属。用M31（log W=2.71）校准的H_0测定值与SNIa（平均线宽=2.23）校准的H_0测定值之间的偏差为0.83等<log W>。0.83 mag的差异对应于80 km/s/Mpc和55 km/s/Mpc之间的差异，与当前文献中报道的实际差异非常相似。
1997-02-23 astro-ph
Seismology of triple-mode classical Cepheids of the Large Magellanic Cloud
我们解释OGLE LMC造父变星SC 3 -360128和SC 5 -338399中检测到的三个周期对应于径向脉动的前三个泛音。这种解释对恒星的参数及其演化状态施加了严格的限制，这可能只是不稳定带的第一个交叉点。演化模型再现测量周期只存在于有限的金属丰度范围内（Z=0.004-0.007）。该模型对对流核的超调程度施加了上限。每颗恒星的绝对星等都被限制在一个狭窄的区间内。这允许导出到LMC的距离的新估计。我们得到的m-M范围为18.34等至18.53等，两颗恒星的系统差约为0.13等。由模型预测的周期变化率与导出的观测极限形式上相冲突，尽管测量的dP/dt的不确定性可能被低估。如果这种差异得到证实，它将对恒星演化理论构成重大挑战。
2005-01-19 astro-ph
