New measurements of magnetic fields of roAp stars with FORS1 at the VLT
磁场在快速振荡Ap（roAp）星的脉动中起着关键作用，因为它们是迄今为止提出的所有脉动激发机制的必要成分。这意味着要正确理解roAp星的地震学行为，需要了解它们的磁场。然而，roAp星的磁场还没有得到很好的研究。在这里，我们提出了新的测量结果的平均纵向场的14个roAp星获得低分辨率分光偏振FORS 1在VLT。
2003-09-21 astro-ph
Spectroscopic study of pulsations in the atmosphere of roAp star 10 Aql
本文分析了roAp星10 Aql的光谱时间序列观测结果。2006年7月，在MOST小型卫星测光的同时，利用UVES和SARG摄谱仪进行了观测。所有这些数据进行了分析径向速度（RV）的变化。在1000条测得的谱线中，约有150条谱线显示出清晰的脉动信号。光谱数据的频率分析给出了四个频率。光谱学中的三个最高振幅频率与光度频率相一致。为不同元素/离子的线创建的相位振幅图显示，大气脉动可以由驻波和行波分量的叠加表示，类似于其他roAp星。最高的RV振幅，300-400米/秒，测得的Ce II，Dy III，Tb III，和两个未知的线在λ 5471，5556 A。我们发现约0.4周期的相位跳变的RV测量整个Nd III线的轮廓。这表明恒星大气中存在脉动波节。相位跳变发生在几乎相同的大气层的两个主要频率。在我们分析的6个不同夜晚的平均光谱中没有旋转调制。
2007-12-09 astro-ph
A high-precision search for magnetic field oscillations in the roAp star HD 24712
我们已经获得了一个时间序列的81个高节奏的圆偏振观测的快速振荡的Ap星HD 24712与新的ESPaDONS分光偏振仪在CFHT。我们使用高信噪比，高分辨率的斯托克斯I和V光谱，调查可能的变化的平均纵向场的脉动周期在这个roAp星。我们的多线磁场和径向速度测量利用了143条稀土元素的谱线，分别达到优于13 G和19 m/s的精度。在HD 24712的已知脉动频率下，清楚地检测到幅度为40-136 m/s的多周期径向速度变化。同时，没有证据表明磁场的脉动变化可以找到.我们推导出的3 σ上限为10 G，或约1%的平均纵向磁场强度，磁场振荡在HD 24712的高层大气。可检测的脉动变化的磁场的情况下提供了一个有价值的约束之间的相互作用的脉动和磁场在roAp星，是兼容的详细的恒星磁声振荡的理论模型的最新预测。
2007-02-28 astro-ph
Some recent results for the roAp stars
讨论了三个主题：1）对快速振荡的Ap星的光度观测表明，脉动幅度作为波长的函数从蓝色到红色急剧下降。理论推导加上建模表明，这是因为脉动模式的垂直波长与大气的尺度高度相比很短;事实上，这表明我们在可观测的大气中看到了脉动节点。径向速度观测和理论计算现在支持这一点。对CP星的其他研究的意义是，这可以提供独立于传统光谱分析的大气结构的观测约束。2)roAp星的光度可以通过星震学来测定。最近的一个比较这样的星震光度与希巴谷光度。这意味着roAp星比以前的模型具有更低的温度和/或更小的半径，或者这些恒星中的磁场改变了频率间隔。3)讨论了我们对某些roAp星脉动频率长期监测的最新结果。有一个明显的周期性变化的脉动腔，因此声速和/或声音旅行时间（半径）的这些恒星。这可能表明磁周期的水平，磁测量目前无法检测，虽然没有理论支持这样的想法。
1998-05-05 astro-ph
Pulsations in the atmosphere of the rapidly oscillating Ap star 10 Aquilae
快速振荡的Ap（roAp）星10 Aql显示出最低的光度脉动幅度之一，其特征是与其他roAp星相比具有不寻常的光谱脉动行为。在21天的时间跨度内，在7个晚上使用8米ESO VLT和3.6米TNG望远镜的高分辨率摄谱仪拍摄了1000多个光谱，可以获得来自不同化学物质的约150条线的径向速度变化。在不同的大气高度形成的线的脉动签名的比较，使我们能够解决在10 Aql的个人脉动模式的垂直结构，这是第一次为多周期roAp星。10 Aql中脉动波的推断传播在性质上与其他roAp星相似：脉动幅度在Y和Eu集中的层中变得可测量，在Halpha核心形成的层中增加，在Ce，Sm，Dy线探测的层中达到200-300 m/s的最大值，然后在NdIII和PrIII线形成的层中降低到20-50 m/s。10 Aql的一个独特的脉动特征是由TbIII线表示的第二个脉动最大值，该线形成于最上层大气层中，并以高达350 m/s的振幅振荡。强烈的PrIII和NdIII线探测到的大气层中脉动的急剧下降解释了10 Aql与其他roAp星相比的明显特点。Nd III 5102 A线的相位-振幅图和平分线测量揭示了所有三种主要脉动模式的相位和振幅随高度的快速变化，表明恒星大气中存在脉动节点。（节略）
2008-06-17 astro-ph
Pulsation tomography of rapidly oscillating Ap stars. Resolving the third dimension in peculiar pulsating stellar atmospheres
我们提出了详细的分析的垂直脉动模式的横截面在十个快速振荡的Ap（roAp）星的光谱时间序列观测的基础上。这种分析的目的是从观测中得出磁声波的振幅和相位如何依赖于深度的完整图像。我们在roAp星的脉动行为中发现了共同的特征。在代表性元素的样本中，Eu II（和33 Lib和HD 19918中的Fe）检测到最低振幅，然后脉动穿过形成Halpha核心，Nd和Pr线的层。在那里，RV振幅达到最大值，然后在大多数恒星中下降。第二个稀土离子的最大RV总是相对于第一个离子延迟。在Tb III和Th III线中检测到最大的相移。脉动变化的Th III线在这里检测到的第一次。Y II线偏离这幅图，表现出比Eu II线甚至更低的振幅，但相对于其他弱脉动线有半个周期的相移。的roAp星表现出相似的脉动相位和振幅的深度依赖性，表明类似的化学分层和可比的垂直模式横截面。通常，脉动波由行波和驻波分量的叠加表示。在脉动频率低于声学截止频率的roAp星的大气中，脉动在深层具有驻波特性，在外层表现为行波。温度较低的恒星在大气层的高处形成流动波。在脉动频率接近声学截止频率的恒星中，脉动波具有从深层开始的运行特征。（节录）
2007-08-02 astro-ph
Spectroscopy of the roAp star Alpha-Cir -- II. The bisector and equivalent-width of the H-alpha line
我们提出了平分线测量的H-α线的快速振荡的Ap（roAp）的明星，阿尔法-Cir，从双站点观测与中等色散摄谱仪。主脉动模式的速度振幅和相位显著变化，取决于H-α线的高度，包括线的核心和翼之间的相位反转。这支持了论文I中提出的恒星大气层中存在径向脉动节点的理论。与金属线的混合部分地影响了H-α平分线的结果，但可能不足以解释相位反转。我们还检测到在脉动过程中的线的等效宽度的变化，并测量了振荡信号作为整个H-α区域的波长的函数。
1998-09-23 astro-ph
Pulsation in the atmosphere of the roAp star HD 24712. I. Spectroscopic observations and radial velocity measurements
我们研究了研究得最好的快速振荡Ap星HD 24712的脉动大气结构。为此，我们分析了2001-2004年期间收集的光谱。2004年，在加拿大MOST小型卫星测光的同时获得了大量数据集。这使我们能够将观测到的径向速度变化的大气动力学与测光中看到的光变化直接联系起来。我们直接推导出的第一次和不同的化学元素，分别离子，光度和径向速度脉动最大值之间的相移，我们建议，在大气中不同的线形成深度。这使我们能够估计第一次的脉动波的传播速度在恒星大气层外的roAp星略低于声速。我们确认大的脉动幅度（150-400米/秒）的稀土元素线和H α核心，而谱线的其他元素（镁，硅，钙，铁峰元素）有几乎恒定的速度。我们没有发现不同的脉动幅度和相位的稀土元素的线之前和之后的巴耳末跳跃，这支持的假设，稀土元素浓度在高层大气以上的氢线形成层。我们还讨论了径向速度振幅和相位测量的个别谱线作为工具的三维层析成像的HD 24712的大气。
2006-11-28 astro-ph
Towards the undestanding of radial velocity pulsation in roAp stars
快速振荡的Ap星的高分辨率光谱时间序列显示了在其大气层中驻波和行波共存的证据。为了理解这些观测结果，我们对这些恒星最外层的脉动进行了理论分析，从最简单的模型开始，仍然保留了所有重要的物理成分。在我们的分析中，我们考虑了平面平行近似下的等温大气。此外，我们假设，在所考虑的区域中的磁压力是远远大于气体压力，因此，磁声波已解耦成它的声学和磁分量。使用适合于这个模型的速度分量的解析解，我们估计平行于视线的速度分量平均在可见的恒星盘。将后者拟合为形式为Acos（$σ$ t+phase）的函数，其中$σ$为无量纲振荡频率，t为无量纲时间，我们导出了我们的模型的振幅A和相位作为大气中高度的函数。
2007-12-18 astro-ph
Radial Velocity Studies of roAp Stars
我们提出了最近的结果，从我们的径向速度（RV）研究快速振荡Ap（roAp）星。我们的测量结果表明，这些恒星的脉动振幅取决于所检查的光谱区域。对于一颗恒星，伽玛Equ，脉动RV振幅取决于线强度和原子种类。元素的差异很可能与这些恒星表面的丰度有关。谱线强度的差异被解释为大气中的高度效应。最终，这些测量结果可能会为这些恒星的大气层提供有价值的诊断。
1998-05-14 astro-ph
Discovery of very low amplitude 9-minute multiperiodic pulsations in the magnetic Ap star HD 75445
我们提出了我们的发现脉动径向速度变化的冷Ap星HD 75445，一个对象光谱类似于明亮的，快速振荡的Ap（roAp）星伽马Equ。基于欧洲南方天文台3.6米望远镜HARPS光谱仪获得的高分辨率时间序列光谱，我们检测到Nd II和Nd III线的振荡，周期接近9分钟，振幅为20-30米/秒。在我们的3.8小时的观测运行中的脉动振幅的实质性变化揭示了至少三个激发的非径向模式的存在。HD 75445中极低振幅脉动的检测表明，roAp激发机制产生几十m/s和几km/s之间的径向速度振幅的变化。这支持的想法，许多，如果不是全部，冷Ap星占据roAp不稳定带可能窝藏非径向脉动，目前仍然未被检测到，由于其小的光度和径向速度振幅。
2008-12-14 astro-ph
A search for pulsational line profile variations in the delta Scuti star HD21190 and the Ap Sr star HD218994
我们目前的结果，我们最近的搜索脉动线轮廓变化的高时间分辨率UVES光谱的最进化的Ap星已知的，三角洲盾牌星HD21190，和Ap Sr星HD218994。我们发现HD 218994是一颗脉动周期为5.1分钟的roAp星，这使它成为已知的第36颗roAp星。在盾牌座δ恒星HD 21190的光谱中没有发现快速脉动。然而，我们检测到移动的峰值在核心的谱线，这表明存在的非径向脉动在这颗星。
2007-12-02 astro-ph
Line profile variations in rapidly oscillating Ap stars: resolution of the enigma
我们已经进行了第一次调查的脉动线轮廓变化在快速振荡的Ap（roAp）星。我们分析了高信噪比的时间序列观测的10个尖锐线roAp星获得的高分辨率摄谱仪连接到VLT和CFHT望远镜。我们详细研究了Pr III，Nd II，Nd III和Tb III线的变化，并发现了一个显着的变化的轮廓变化模式与高度在所有研究的roAp星的大气。在每一个调查的恒星轮廓的变化，至少有一个稀土离子的特点是不寻常的蓝色到红色的移动功能-一个行为无法解释的框架内的标准斜向平行四边形模型缓慢旋转的roAp星。通过对谱线轮廓矩的分析和光谱合成计算，我们证明了roAp星谱线的异常振荡是由谱线宽度的脉动调制引起的。这种变化与径向速度变化近似正交，在恒星大气中，其幅度随高度迅速增加。我们建议，线宽调制是一个后果的周期性膨胀和压缩的湍流层在高层大气中的roAp星。因此，线轮廓的变化，观察到在缓慢旋转的磁振荡器应被解释为两种类型的变化的叠加：通常的时间依赖性的速度场，由于一个倾斜的低阶脉动模式和额外的线宽调制，与恒星半径的变化同步。我们的线轮廓变化的roAp星的解释解决了长期的观测难题，并开辟了新的可能性，约束恒星磁声脉动的几何和物理特性。
2006-12-28 astro-ph
The acoustic cut-off frequency of roAp stars
一些快速振荡（roAp）恒星的频率大于理论上的声学截止频率。我们计算模型和绝热频率脉动Ap星T（τ）法律的基础上Kurucz模型的大气和霍普夫的纯辐射关系。我们比较了从Vorontsov & Zarkhov（1989）、Gough（1986）和等温大气近似的势能表达式中得出的截止频率值。Kurucz模型的大气层增加了理论上的声学截止频率的roAp星约200亩赫兹，这是更接近的观测。我们比较我们的计算与3 roAp恒星HD 24712，alphaCir和HD 134214的观测。对于α Cir，我们发现模型与库鲁茨大气确实有一个截止频率超过了最大的观测频率。对于HD 24712，只有比实际上最可能的值热约100 K且亮度低近10%的模型才具有足够大的声学截止频率。因此，人们可以推测，关于观测到的最大频率和理论截止频率的roAp星模型之间的不匹配的老争论得到解决。然而，在得出明确的结论之前，必须通过调查NLTE效应等来改进模型大气。
1997-12-09 astro-ph
Lithium and its isotopic ratio 6Li/7Li in the atmospheres of some sharp-lined roAp star
本文分析了一些锐线慢转roAp星的高分辨光谱中6708 A和6103 A的锂谱线。使用了STARSP、ZEEMAN 2和SYNTHM三种光谱合成程序。包括来自DREAM数据库的稀土元素的新谱线和基于NIST能级计算的谱线。考虑了磁分裂和其他谱线展宽过程。增强丰度的锂在研究的恒星的大气中获得的锂线。对于所研究的恒星，6Li/7 Li比率的高估计值（0.2 - 0.5）可以用银河宇宙线（GCR）的产生来解释，该宇宙线是通过宇宙射线反应和强磁场对原始$^6$ Li和$^7$ Li的保存来产生的。
2004-10-08 astro-ph
Discovery of pulsational line profile variations in the delta Scuti star HD21190 and in the Ap Sr star HD218994
天文地震学有可能为恒星内部的物理学提供新的见解。我们已经获得了高时间分辨率的UVES观测的三角洲Scuti星HD 21190和Ap Sr星HD 218994寻找脉动线轮廓的变化。本文报道了一颗新的roAp星HD 218994的发现，它的脉动周期为14.2分钟。在冷的Ap星-盾牌座δ星HD 21190的光谱中没有发现快速脉动。然而，我们检测到前所未有的清晰度为三角洲星移动峰值的核心谱线，表明存在高度的非径向脉动，在这颗星。
2007-12-02 astro-ph
MOST photometry of the roAp star 10 Aql
背景：我们提出了31.2天的近连续MOST测光的roAp星10Aql。目的：目标是为这颗研究较少的恒星提供明确的频率识别，并在磁模型的背景下讨论检测到的频率，分析磁场对脉动的影响。方法：利用传统的傅里叶分析技术，对三个独立的数据进行处理，识别出恒星的固有频率。计算了受极场强度Bp = 0- 5 kG的磁场影响的理论非绝热轴对称模，以将观测结果与理论进行比较。结果：高精度的数据使我们能够识别出三个确定的固有脉动频率和两个低信噪比的其他候选频率。考虑到观测到的间距，只有一个（50.95microHz）符合roAp星的主序星性质。与理论模型的比较产生了一个最适合的1.95 Msun模型具有太阳能金属丰度，抑制信封对流，和均匀的氦丰度。此外，我们的分析证实了怀疑的恒星旋转缓慢，并设定了新的旋转周期（Prot>1个月）和倾角（i>30 \pm 10度）的下限。结论：观察到的频谱不足以明确识别模型。另一方面，由于描述磁场与恒星结构和脉动的相互作用所需的近似，模型很难详细地代表roAp星。因此，只能估计拟合过程所需的模型频率误差。然而，令人鼓舞的是，模型抑制对流，包括太阳金属丰度，与目前的概念的roAp星，最适合的意见。
2008-03-12 astro-ph
A search for rapid pulsations among 9 luminous Ap stars
快速振荡Ap星是研究恒星大气结构的重要物质，而大气中的化学元素扩散过程是重要的。我们已经进行了调查的快速振荡的样本中的9个发光的Ap星，从他们的位置中选择的颜色星等图作为更先进的主序Ap星的不稳定带内的快速振荡的Ap（roAp）星。直到最近，这个区域还没有观测到快速脉动的恒星。我们使用的VLT紫外-可见中阶梯光谱仪（UVES），以获得高时间分辨率的光谱，使第一个系统的光谱搜索在该地区的roAp不稳定带的快速振荡。我们报告了9个零检测的径向速度振幅的上限为20 - 65米/秒和精度为7 - 20米/秒的Nd和Pr线的组合。互相关证实了这些零结果。至少有六颗恒星是磁性的，我们提供了其中四颗的磁场测量结果，其中三颗是新发现的磁性恒星。据发现，四颗恒星的磁场小于~ 2 kG，根据理论预测，这可能是不够的抑制信封对流周围的磁极更先进的Ap星。对流的抑制预计是必不可少的不透明机制，在氢离子化区有效地驱动高泛音roAp脉动。我们的零结果表明，更先进的roAp星可能需要特别强的磁场脉动。然而，有三颗被研究的恒星的磁场确实超过了5千克。
2008-01-03 astro-ph
Indirect imaging of nonradial pulsations in a rapidly oscillating Ap star
许多类型的恒星表现出半径和亮度的周期性变化，这通常被称为“恒星脉动”。观测到的脉动特征是由基本的恒星参数决定的。因此，对恒星脉动的研究提供了一个独特的机会来验证和完善我们对恒星演化和内部结构的理解。然而，这种分析的一个关键边界条件--关于恒星外包络中脉动几何形状的精确信息--是出了名的难以保证。在这里，我们证明，它是可能的，以解决这个问题，通过构建一个“图像”的脉动速度场的恒星光谱的时间序列观测。这种技术应用于研究的几何非径向脉动的原型磁振荡（roAp）星HR 3831。我们的速度图直接表明了与全球磁场的轴的脉动对齐，并揭示了一个显着的磁感应失真的脉动。这一观察构成了长期寻求的解决问题的脉动几何的roAp星，并使最近的恒星磁声振荡理论非常严格的测试。
2004-09-26 astro-ph
MOST photometry and modeling of the rapidly oscillating (roAp) star gamma Equ
目标。尽管在过去的25年中获得了光度和光谱的振荡，快速振荡的Ap（roAp）恒星伽马Equ的脉动频谱仍然知之甚少。更好的时间序列测光，结合最近的进展，将内部磁场几何形状到脉动模型，使我们能够执行改进的asteroseismology这roAp星。方法.我们获得了19天的连续高精度光度测量伽马Equ与MOST（恒星的微变和振荡）卫星。用两种不同的简化技术对数据进行简化，并确定了显着频率。这些频率是通过插入一个脉动模型网格来拟合的，该模型包括各种极性强度的偶极磁场。结果我们在伽马方程中识别出7个频率，我们将其与5个高泛音p模式以及主导p模式的第一和第二谐波相关联。其中一个模式和两个谐波是这颗恒星的新发现。我们的最佳模型解决方案（1.8 M_sun，log T_eff ~ 3.882;极性场强~8.1 kG）导致这些频率（ell = 0，1，2和4）的唯一模式识别。这是第一个纯粹的小行星地震适合一个网格的磁性模型。我们测量的振幅和相位调制的主要频率，由于与一个紧密间隔的频率，从来没有得到解决的跳动。这对理论提出了质疑，这种调制-与恒星的旋转无关-是由于随机激发机制。
2008-02-27 astro-ph
The rapidly oscillating Ap star HD 99563 and its distorted dipole pulsation mode
我们进行了一个时间序列测光多站点运动的快速振荡的Ap星HD 99563，也获得了平均光观测两个赛季。恒星的脉动，表现出比最小值更平坦的光极大值，可以用以1557.653微赫兹为中心的五重频率和这些频率的一些一次谐波来描述。脉动的幅度与恒星的旋转周期调制，我们确定与2.91179 +/- 0.00007 d从恒星脉动光谱和平均光数据的分析。我们把畸变的振荡模分解成纯球谐分量，发现它主要由l=1脉动控制，也有显著的l=3贡献，l=0和2分量较弱。HD 99563是第四颗同时观测到两个脉动极点的roAp星，也是第三颗观测到脉动模式畸变的roAp星。我们指出HD 99563与经过充分研究的roAp明星HR 3831非常相似。最后，我们注意到HD 99563的伴星位于盾牌座三角洲不稳定带，因此可能显示出脉动。我们表明，如果伴星是物理的，roAp星将是一个2.03太阳质量的物体，在44度的旋转倾角，然后预测86.4度的磁性。
2005-11-11 astro-ph
Chemical composition and fundamental parameters of roAp stars
三个roAp星，HD 166473，HD 203932，和HD 217522，元素丰度测定使用Kurucz模型大气与金属丰度缩放到太阳的，结果进行了比较，从文献中的数据，有关三个进一步的roAp星，正常的B和A星和两个λ Bootis星。最多可鉴定出38种元素，因此，这项工作是迄今为止发表的最完整的化学研究，可以总结如下：- 所有研究过的roAp星都有类似的丰度模式，-稀土和其他重元素的丰度与冷的非脉动AP星相当，- 铁属于最缺乏的元素和钴的最增强的元素组中的铁峰值元素，和-轻元素碳，氮，和氧是不太丰富的比大气中的丰度缩放到太阳。除了一个意想不到的可能关系的有效温度和金属丰度的roAp星，没有显着的差异，从非脉动Ap星可以检测到。然而，这一说法缺乏对后者的详细调查。
1998-05-05 astro-ph
Atmospheric structure and acoustic cut-off frequency of roAp stars
一些快速振荡（CP 2）恒星的频率大于理论上的声学截止频率。由于截止频率取决于在大气中的T（tau）关系，我们计算模型和绝热频率脉动Ap星与T（tau）法律的基础上Kurucz模型大气和霍普夫的纯辐射关系。辐射转移的频率相关处理以及Kurucz模型大气中辐射压力的改进计算使理论声学截止频率增加了约200微赫兹，这更接近于观测。对于α Cir，我们发现模型与库鲁茨大气确实有一个截止频率超出了最大的观测频率，这是很好的Teff - L的错误框。对于HD 24712，只有比实际上最可能的值热约100 K且亮度低近10%的模型才具有足够大的声学截止频率。因此，人们可以推测，关于观测到的最大频率和理论截止频率的roAp星模型之间的不匹配的老争论得到解决。然而，天体物理基本参数的观测误差必须进一步减小，模型大气必须改进。更多细节可参见Audard等人（1997年）
1998-05-07 astro-ph
New light on the driving mechanism in roAp stars. Part I. Effects of metallicity
观测表明，roAp星脉动的驱动机制与这些恒星中的重元素分布之间存在着某种关系。我们试图研究局部和全局金属丰度变化对A星模型中高阶p模激发机制的影响。我们开发了恒星演化模型来描述不同的全球金属丰度或本地金属积累配置文件的磁性A星。这些模型是用CLES（“Code Liègeois d 'évolution stellaire”）计算的，我们的模型的稳定性是用非绝热振荡代码MAD评估的。我们的模型再现了roAp星不稳定带的蓝色边缘，但产生了一个比观察到的红边热，无论金属丰度。令人惊讶的是，我们发现，在驱动区域内的不透明度的增加可以产生较低的驱动量，我们称之为“逆$κ$ -机制”。
2008-11-21 astro-ph
Asteroseismology of chemically peculiar stars
脉动变率是在几种类型的主序星中观察到的异常化学丰度。在这篇文章中，我总结了脉动和化学特性之间的关系，特别强调快速振荡的磁性Ap星。这些磁声换能器为研究脉动、化学不均匀性和强磁场的相互作用提供了独特的机会。在大型望远镜上使用高分辨率分光仪和超精密空间测光对快速振荡的Ap星进行时间序列监测，使我们对这些有趣的物体的理解取得了一些重要突破。的roAp频谱的解释允许约束基本恒星参数和探测恒星内部鲜为人知的属性。与此同时，脉动波在roAp星的化学分层大气中的传播的调查已被用作一种新的asteroseisic工具，研究脉动作为大气高度的函数，并详细绘制磁扭曲的p模式的水平结构。
2009-01-14 astro-ph
Any Recent Progress in the Theory of Pulsating Stars?
为了回答这个问题，我们概括地回顾了脉动理论的最新文献。我们限制的主题，研究roAp星，EC 14026变量，奇怪的模式，明亮的蓝色变量，脉动旋转耦合，并从经典的，以及相对论的观点在紧凑的对象脉动。
1999-09-01 astro-ph
HD 12098 - A new norhtern hemisphere roAp star
本文分析了1999年11月至2000年11月间在阿布山国家天文台和奈尼塔尔天文台对HD 12098进行的65小时高速测光观测。HD 12098是“Naini Tal-Cape北半球roAp星巡天”发现的第一颗快速振荡的Ap星。它是完整列表中的第32位。HD 12098在nu_1 = 2.1738 mHz处表现出一种主导振荡模式。我们的数据中第二个最重要的频率是nu_2 = 2.1641 mHz，具有1个周期/天的混叠模糊度。我们认为nu_2是nu_1的旋转旁瓣，而不是一个独立的脉动模。还提供了在2.1807和2.3056 mHz处存在其他两个频率的证据。
2001-08-23 astro-ph
The discovery of high-amplitude 10.9-minute oscillations in the cool magnetic Ap star HD 115226
我们提出了在冷磁Ap星HD 115226的脉动变化的发现-第一个高振幅快速振荡Ap星发现的时间序列光谱。使用高分辨率光谱与HARPS仪器在ESO 3.6米望远镜，我们检测径向速度变化的周期为10.86分钟，在Pr III，Nd III，Dy III线和窄的核心氢线。脉动振幅超过1公里/秒的个别线的钕III。运行波在恒星大气中的存在下推断从径向速度最大值的稀土和氢线之间的相移。我们的丰度分析表明，HD 115226具有典型的roAp光谱特征，特别是Pr，Nd和Dy的电离异常。我们讨论的脉动HD 115226的发现在最近的光谱研究的背景下roAp星，并指出光谱脉动振幅和恒星自转速率之间的相关性的存在。
2007-12-20 astro-ph
On the influence of Stark broadening on Si I lines in stellar atmospheres
研究了Stark展宽和层化效应对快速振荡（roAp）星10 Aql中Si和6155.13线是不对称的，并且发生了位移.首先，我们用半经典微扰法计算了5950.2，6142.48和6155.13三条Si线的Stark展宽参数。我们修改了合成sp$计算代码，同时考虑到这些线的斯塔克宽度和位移。通过计算与观测的比较，我们发现Stark展宽+层化效应可以解释roAp星10Aql大气中Si6142.48和6155.13谱线的不对称性。
2003-04-22 astro-ph
A search of very low amplitude magnetoacoustic pulsations with HARPS
我们已经获得了时间分辨光谱观测样品的10个冷Ap星使用超稳定光谱仪HARPS在ESO 3.6米望远镜。我们研究的目的是寻找低振幅振荡的Ap星没有或不确定的证据，脉动的变化。在这里，我们报告我们调查的初步结果。我们确认β CrB（HD 137909）中存在~16分钟周期的脉动，并证明了该恒星中振荡的多周期性。此外，我们还发现了HD 75445中非常低振幅的9分钟脉动，这是一个光谱上与已知的roAp恒星非常相似的天体。
2007-11-30 astro-ph
The fundamental parameters of the roAp star alpha Circini
我们使用悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）来测量α Cir的角直径。这是第一个详细的干涉研究的快速振荡A（roAp）星，阿尔法环是最明亮的成员，其类。我们使用新的更精确的依巴谷视差来确定半径为1.967+-0.066 Rs。我们从校准谱中约束了测辐射热通量，确定了7420 ± 170 K的有效温度。这是第一次直接测定roAp星的温度。我们的温度处于先前估计的低端，先前估计的跨度超过1000 K，并且基于光度指数或光谱方法。此外，我们分析了两个高品质的光谱α环，在不同的旋转阶段，我们发现的证据存在的斑点。在这两个光谱中，我们发现接近太阳的C，O，Si，Ca和Fe的丰度，高丰度的Cr和Mn，而Co，Y，Nd和Eu的过剩约1倍。这里报告的结果提供了重要的观测约束，为今后的研究大气结构和脉动的α Cir。
2008-03-11 astro-ph
Time-series spectroscopy of the rapidly oscillating Ap star HR 3831
我们提出了快速振荡的Ap星HR 3831的时间序列光谱。这颗恒星的主脉动周期为11.7分钟，自转周期为2.85天。我们已经分析了1400中分辨率光谱的波长区域6100- 7100 AA超过一个星期，使用类似的技术，我们适用于另一个roAp星，阿尔法环。我们证实，H-α速度振幅的HR 3831调制旋转相位。这种调制是由斜向散射体模型预测的，并排除了斑点散射体模型。然而，对H-α和其他谱线的进一步分析揭示了旋转调制，这不能用斜向散射模型轻易解释。特别地，由H-α线的宽度测量的脉动的相位随着线中的高度而变化。H-alpha平分线的变化与在Alpha Cir中观察到的非常相似，我们先前将其归因于恒星大气中的径向节点。然而，这两颗恒星之间惊人的相似之处，尽管阿尔法环的周期要短得多（6.8分钟），但这一解释与此相反，除非两颗恒星的大气结构有所不同。可替代地，平分线变化是模式的次数l的特征，而不是泛音值n。需要对roAp星中的金属线进行高分辨率的研究，以充分了解大气中脉动的形式。
2000-04-28 astro-ph
On the spectroscopic nature of the cool evolved Am star HD151878
最近，Tiwari，Chaubey，& Pandey（2007）发现了可见双星HD 151878的明亮部分，它通过Johnson B滤波器表现出快速的光度振荡，周期为6 min（2.78 mHz），高的调制振幅高达22 mmag峰-峰，使这颗恒星成为迄今为止已知振幅最高的roAp恒星。作为一颗新的roAp星，HD 151878在北天是一颗罕见的例子，也是第二颗已知的演化的roAp星，另一颗是HD 116114。我们使用北欧光学望远镜的FIES摄谱仪在高色散下获得高时间分辨率光谱，试图验证快速振荡。我们在这里表明，在这个时代的恒星是光谱稳定的快速振荡不超过几十米/秒。此外，高分辨率的光谱显示，该恒星是Am型，而不是Ap型，我们发现该恒星缺乏快速振荡Ap型恒星的大部分已知特征。我们的结论是，这是一个不以6分钟周期脉动的Am星。最初发现的脉动很可能是仪器的人工制品。
2008-07-17 astro-ph
Variation of the line profile moments for stars pulsating in distorted oblique non-radial modes
我们推导出表达式，并开发了一种数值技术，用于分析恒星在斜非径向模式下脉动的线轮廓矩变化。这是一个广泛使用的光谱矩模式识别方法的扩展，在快速振荡的Ap星中观察到的倾斜扭曲脉动。我们证明了一个非轴对称叠加的脉动和旋转速度场的结果在一个定性的新的行为的一些线轮廓特征。结果发现，对于大多数的roAp星的二阶矩随脉动频率而变化，而不是与其第一谐波，即使轴对称模式。我们还确定脉动观测值，不改变脉动周期，但调制的恒星旋转，可以有助于在许多脉动周期平均的恒星光谱的变化。作为一个例子的新版本的时刻技术，我们计算旋转调制的脉动变化的线轮廓矩的倾斜轴对称偶极脉动模式与不同的参数。它还表明，最近的恒星磁声振荡的理论研究预测的斜偶极模的畸变可以很容易地诊断通过矩分析。特别地，径向速度和二阶矩的脉动相位调制的形状对非轴对称脉动分量非常敏感，而二阶矩幅度的旋转调制最适合于揭示脉动的轴对称磁致畸变。
2005-03-21 astro-ph
A search for rapid pulsations in the magnetic cool chemically peculiar star HD3980
Ap星HD 3980似乎是一个有前途的roAp候选人的基础上，它的基本参数，导致我们寻找快速脉动与VLT紫外-可见光谱仪（UVES）。精确的依巴谷视差和8100 K的估计温度将HD 3980置于快速振荡的Ap星的理论不稳定带的中间，大约是它的主序星演化阶段的一半。这颗恒星有一个强而多变的磁场，这是典型的冷磁性Ap星。偶极模型参数确定VLT观测使用FORS 1。从对稀土元素的个别谱线和H-α线核的多普勒频移测量中，我们没有发现超过20-30 m/s的脉动。这一结果得到了其他几种化学元素谱线检查以及以平均光谱为模板的长光谱区域互相关的证实。化学元素的丰度被确定，并显示大于太阳的稀土元素丰度。此外，检测到的前两个电离状态的Nd和Pr的电离不平衡。我们还发现，恒星有一个强大的过剩的锰，这是典型的热得多的HgMn和其他Bp星。线轮廓的变化与旋转期间检测到的大多数化学物种。
2008-08-20 astro-ph
Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. II. 33 Librae
本文给出了快速振荡的Ap（roAp）星天秤座33的精确相对径向速度（RV）测量结果，测量的高分辨率数据跨越波长间隔5000- 6200 A。我们发现，脉动径向速度振幅确定了一个广泛的波长范围内（~100 A）取决于被检查的光谱区域，可以高达60米/秒，在5600 A和低至7米/秒，在5900 A的区域。单个谱线的RV测量可以显示甚至更高的RV幅度。对Ca，Cr，Fe，La，Ce，Gd，Er和Nd的谱线，得到了大气的声截面，即脉动的相位和振幅随光学深度的变化关系。这一分析表明，脉动相位是可变的，通过大气和Nd III线脉动几乎180度的相位与Nd II功能，并形成显着更高的恒星大气。这决定性地建立了至少一个径向节点的脉动在高层恒星大气的存在。所有单独光谱特征的脉动相位的直方图示出了双峰高斯分布，其中17%的谱线具有与大多数其他谱线近似165度异相的脉动相位。这也与恒星大气层中存在径向节点相一致。由于行波分量引起的相位的累积可以解释165度相位差以及相位分布的高斯分量之一的更宽的宽度（两倍）。
2003-07-18 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3: The First Pulsating White Dwarf with a Large Detectable Magnetic Field
我们报告了在独特的脉动碳大气白矮星SDSS J142625.71+575218.3中发现的强磁场。从MMT和Keck望远镜收集的光谱，我们推断的表面场的B_s ~1.2 MG，基于明显的塞曼成分中看到的几个碳线。我们还检测到存在的塞曼分裂的He I 4471线，这是一个指标的存在下，一个不可忽略的量的氦在大气中的这个热DQ星。这对于理解它的脉动是很重要的，因为非绝热理论揭示，在目标恒星的有效温度范围内，一定有一些氦存在于包层混合物中，以激发脉动模式。在目前已知的近200颗脉动白矮星中，这是第一颗具有可检测到的大磁场的恒星。我们认为SDSS J142625.71+575218.3是一颗相当于roAp星的白矮星。
2008-07-07 astro-ph
HS2324+3944: discovery of non-radial pulsations in a hydrogen-rich PG1159 star
HS 2324 +3944是一颗特殊的PG 1159星，其大气层中含有大量的H（Dreizler et al. 1995）。它在$\log T_{\rm eff}$ - $\log g$平面上的位置正好在GW Vir不稳定带内。本文报道了对HS 2324 +39的两次光电观测结果，清楚地表明该星的光度呈周期性变化，周期为（2140 $\pm$ 11）s。这种光度行为最容易解释的非径向振荡的存在。因此HS\，2324 +39是GW Vir星群的新成员，并且是这些恒星中脉动周期最长的。此外，HS 2324 +39似乎是第一颗在大气中具有高H丰度的脉动PG 1159星（H/He = 2，Dreizler et al. 1995）。如果基于C/O循环电离（Starrfield等，1984）的脉动机制起作用，则在驱动区域中H丰度应急剧下降至零。如此强烈的氢减少看起来不太可能;因此，HS 2324 +39中脉动的存在似乎是一个非常有趣的现象。
1996-04-05 astro-ph
Exoplanets or Dynamic Atmospheres? The Radial Velocity and Line Shape Variations of 51 Pegasi and Tau Bootis
由于我们的光谱分辨率相对较低，我们比较我们的观察与灰色的线平分线数据拟合观测到的线轮廓的正交（厄米）函数的扩展。为了获得一个准确的比较，我们模型的紧急线轮廓旋转和脉动的恒星，考虑到仪器点扩散函数。我们详细描述了这个建模过程。我们没有发现任何证据的线轮廓或强度的变化，在径向速度期间，无论是在51钉或Tau Boo。对于51 Peg，我们对4.23天周期的线形变化的上限足够小，以10 sigma置信度排除Gray & Hatzes报告的平分线曲率信号; Gray（1997）报告的平分线跨度和相对线深度信号也没有看到，但在这种情况下具有边际（2 sigma）置信度。然而，我们不能排除脉动作为51 Peg径向速度变化的来源，因为我们的模型意味着与脉动相关的线形变化应该比Gray & Hatzes计算的要小得多;这些较小的信号低于Gray & Hatzes数据和我们自己的检测限。Tau Boo的大径向速度振幅和v*sin（i）使它更容易测试这颗恒星的脉动。同样，我们没有发现周期性线形变化的证据，在排除脉动作为径向速度变化的来源的水平。我们的结论是，行星假说仍然是现有数据的最有可能的解释。
1998-01-16 astro-ph
Whole Earth Telescope observations of the hot helium atmosphere pulsating white dwarf EC 20058-5234
本文分析了氦大气脉动白矮星（DBV）EC 20058-5234共177小时的高质量光学时间序列测光。大部分观测（135小时）是在1997年7月的WET活动（XCOV 15）期间获得的，该活动的特点是在8天内从4个南方观测站进行协调观测。其余的数据（42小时）是在2004年6月在新西兰的约翰山天文台为期一周的观测期间获得的。这项工作通过将检测到的频率数量从8增加到18，显着扩展了对这种低振幅（百分之几）振荡器的发现观测，并采用模拟程序来确认这些频率的真实性达到高水平（1/1000）。所观察到的脉动频谱的性质排除了使用任何清晰可辨的趋势来识别独特的脉动模式特性。然而，我们已经使用了一个全球性的建模过程，采用遗传算法技术，以确定的n，l值的8脉动模式，从而获得几个模型参数，包括恒星质量（0.55 M_太阳）和T_eff（~28200 K）的asteroseisic测量。这些值与从公布的光谱拟合得到的值一致：T_eff ~ 28400 K和log g ~ 7.86。我们还提出了有说服力的证据，从明显的旋转模式分裂的两个模式，表明这个紧凑的对象是一个相对快速的旋转周期为2小时。直接类比氢（DAV）大气蒸发器的相应特性，EC 20058的稳定低振幅脉动行为与其推断的有效温度完全一致，这表明它接近DBV不稳定带的蓝边。（节略）
2008-03-11 astro-ph
Might Carbon-Atmosphere White Dwarfs Harbour a New Type of Pulsating Star?
根据最近意外发现的一种全新类型的白矮星，那些以碳为主的大气，我们研究了这种恒星的星震学潜力。这背后的动机是基于这样的观察，即过去的碳-大气白矮星模型具有部分电离的外层，这些外层与脉动DB（氦-大气）和脉动DA（氢-大气）白矮星模型中负责模式激发的外层非常相似。我们令人兴奋的主要结果是，在参数空间中的正确位置，一些碳-大气层白矮星被预测显示出对重力模式的脉动不稳定性。我们急切地等待着对这些恒星光度变化的观测搜索结果。
2008-03-14 astro-ph
Synthetic Line Profiles for Pulsating Red Giants
脉动对AGB变星（Miras）的大气结构有很大的影响。因此，CO dv=3振动-旋转带（在1.6mue处）的谱线在高分辨率光谱的时间序列中具有非常特征的外观。耦合到光周期，它们可以被观察到蓝移或红移，对于某些相位，甚至可以发现谱线加倍，这可以用大气中出现的径向脉动和激波锋面来解释。基于动力学模型大气合成CO线轮廓计算一致，再现这种情况下定性。
2005-06-13 astro-ph
Ensemble Characteristics of the ZZ Ceti stars
我们目前所观察到的脉动光谱的所有已知的非相互作用的ZZ鲸鱼座恒星（氢大气白矮星变量; DAVs）和检查其脉动特性的变化，在整个不稳定带。我们确认了在鲸鱼座ZZ不稳定带中，随着有效温度的降低，脉动周期增加的既定趋势。我们没有发现一个戏剧性的数量级增加所观察到的独立模式的ZZ Ceti恒星，从热到冷的边缘的不稳定带，我们发现，冷DAVs平均有一个模式相比，热DAVs。我们证实了在蓝色边缘的脉动幅度的初始增加，并找到了强有力的证据，在红色边缘之前的幅度下降。我们提出的第一个观测证据表明，鲸鱼座ZZ星失去脉动能量之前，脉动关闭在经验的红色边缘的不稳定带。
2005-12-06 astro-ph
Magnetic Hydrogen Atmosphere Models and the Neutron Star RX J1856.5-3754
RX J1856.5-3754是最亮的近距离孤立中子星之一，人们对它投入了大量的观测资源，但现有的模型无法令人满意地解释这些数据。我们表明，我们的最新模型的一个薄的，磁性的，部分电离的氢气氛上的凝聚表面可以适合整个光谱，从X射线到光学，RX J1856.5-3754，在不确定性。在我们最简单的模型中，最适合的参数是星际柱密度N_H \approx 1 × 10^20 cm^-2，发射区半径R^infty \approx 17 km（假设到RX J1856.5-3754的距离为140秒差距），温度T^infty \approx 4.3 × 10^5 K，引力红移z_g \sim 0.22，大气氢柱y_H \approx 1 g cm^-2，磁场B \approx（3-4）x10^12 G;温度和磁场的值表示表面上的有效平均值。我们还计算了一个更现实的模型，它占磁场和温度变化的中子星表面以及广义相对论效应，以确定脉动，我们发现存在观看的几何形状，产生脉动附近的目前观察到的限制。薄的大气层所需的适合的数据的起源是一个重要的问题，我们简要地讨论产生这些大气层的机制。因此，我们的模型代表了迄今为止解释RX J1856.5-3754所有观测结果的最自洽的图像。
2006-12-06 astro-ph
Line profile variations in classical Cepheids. Evidence for non-radial pulsations?
我们已经调查了一个大样本的造父变星光谱的线轮廓，并发现了四颗恒星，显示不寻常的（造父变星）线轮廓结构（颠簸或/和不对称性）。曲线可以是相位相关的，但行为在许多循环中持续存在。这种不对称性不太可能是由于这些恒星的光谱双星性或由冲击波引起的大气中的特定速度场造成的。作为一个初步的假设，我们认为，在X Sgr，V1334 Cyg，EV Sct和BG Cru的光谱线轮廓上观察到的功能可以引起的非径向振荡。这些非径向振荡可能与径向模式之间的共振有关（3.2、7.5或10.0天）。
2003-02-04 astro-ph
Intense Mass Loss from C-rich AGB Stars at low Metallicity?
我们认为，脉动的能量注入可能是更重要的AGB星的质量损失率比金属丰度，和金属丰度的质量损失趋势并不像有时假设的那样简单。使用我们详细的辐射流体动力学模型，包括灰尘的形成，我们说明了脉动能量对风特性的影响。我们发现，质量损失率与脉动输入的动能成比例，只要尘埃饱和风不发生，所有其他恒星参数保持不变。这包括可凝聚碳的绝对丰度（不结合在CO中），这比在比较不同金属量的恒星时保持C/O比恒定更相关。当金属丰度降低时，恒星大气中的压力和温度梯度分别变得更陡和更平坦，而大气变得不透明的半径通常与更高的气体压力有关。这种影响可以通过调整可变内边界（活塞）的速度幅度来补偿，该速度幅度用于模拟脉动的影响，以获得具有可比动能输入的模型。因此，比较具有相似能量注入的模型比比较具有相似速度幅度的模型更相关。由于没有证据表明低金属丰度AGB星的脉动较弱，因此我们得出结论，低金属丰度C星不太可能比具有类似恒星参数的金属丰度更高的恒星具有更低的质量损失率，只要它们具有相当数量的可凝聚碳。
2008-04-23 astro-ph
White Dwarf Seismology and the ^{12}C(alpha,gamma)^{16}O Rate
最近对两颗氦-大气变星白矮星GD 358和CBS 114的内部成分和结构的测定，导致了对^{12}C（alpha，gamma）^{16}O反应的相互矛盾的隐含速率。如果我们假设这两颗恒星都是通过单星演化形成的，那么对它们脉动频率的最初分析一定会以某种系统的方式有所不同。我提出了两组脉动数据的改进拟合，有助于解决初始结果之间的紧张关系。
2002-08-01 astro-ph
Orbits and Pulsations of the Classical ζAurigae Binaries
我们已经推导出新的轨道zeta Aur，32 Cyg和31 Cyg与观测从TSU自动光谱望远镜，并使用它们来确定非轨道速度的冷超巨星组件这些系统。我们测量这些偏差的周期，确定径向速度的意外长周期变化，并对这些恒星的旋转设置上限。这些径向速度的变化与径向脉动理论并不明显一致，因为我们知道的质量和大小的组成部分。我们的同步测光检测到非径向脉动驱动的潮汐（椭球变化）在zeta Aur和32 Cyg，在一个水平和相位大致符合简单的理论一阶，虽然他们似乎需要适度大的重力暗化。然而，天鹅座32的K分量必须比预期的大得多，或者有比Aur更大的重力暗化，才能符合它的振幅。然而，在我们的测光中，冷星的正常径向脉动的证据又少得可怜。在zeta Aur和32 Cyg中，H-α显示了B成分加热色球层的一些证据，并且这三颗恒星在它们的风中显示出偶尔在冷超巨星中看到的那种微弱的~ 2--3爆发。我们指出了解释这些恒星的两个基本问题，（1）将表面亮度模拟为重力变暗是否合适，以及（2）大部分非轨道速度结构是否实际上代表了恒星大气中对流的变化。
2008-02-15 astro-ph
