Cepheid Variables in the LMC and SMC
在本文中，我们将审查主要的新结果，经典造父变星，在大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）。具体来说，我们讨论了最近的工作，多模造父变星和描述新的观测的一个W Vir星（HV 5756）和造父变星，这是每一个在食双星系统。另外一个有趣的脉动超巨星在一个食系统也被确定。提供了这三个系统的日食星历。
1999-01-20 astro-ph
Search for second overtone Cepheids in the Magellanic Clouds. I. Study of three candidates in the SMC
对SMC中的三颗造父变星进行了精确的CCD观测，目的是确定它们的二次泛音型造父变星的性质。由于Payne-Gaposchkin和Gaposchkin（1966）报道的不寻常的光变曲线和短周期，这些恒星被怀疑以第二泛音模式脉动。对新数据的分析表明，对于两颗恒星来说，以前的周期是错误的，而在这三种情况下，新的光变曲线是正常的。根据新的观测结果，HV 1353是一个小振幅的基模振荡器，HV 1777和HV 1779是一阶泛音振荡器。此外，在HV 1777的视野中还观察到了性质未知的恒星HV 1763。新的数据表明它是一个第一泛音模造父变星，P=2.117d。
1998-05-22 astro-ph
LMC and SMC Cepheids: combining OGLE with DENIS 2MASS infrared data
我交叉相关OGLE数据库的造父变星在大麦哲伦云和小麦哲伦云（MC）与第二次增量发布的2MASS JHK调查，和DENIS IJK点源目录对MC。在OGLE中的3384颗造父变星中，有1745颗在2MASS巡天中有一颗在1”半径内的对应变星，并且在所有三个波段都有良好的测光。在DENIS巡天中，只有173个卫星在1”半径范围内有对应的卫星，并且在所有三个波段都有良好的测光性能。造成这种差异的原因是2MASS巡天的极限星等比DENIS的要弱得多。为了描述一阶MC的几何构型，将平面拟合到无红化的韦森格林（W）指数。对于LMC，推导出18 $\pm$ 3 \degr的倾斜角，对于SMC，推导出$i = 68 \pm 2$ \degr的值。这些结果被用来消除某些造父变星比其他变星更接近观测者的影响。使用OGLE造父变星的单历元2MASS数据，在JHK中拟合了基本模式（FU）和第一泛音（FO）调制器的PL关系，消除了倾斜盘的影响。导出的PL关系用于导出SMC和LMC之间的相对距离模量为0.50 \pm 0.02，假设没有金属丰度校正。结合银河系和MCs PL关系的零点，得到了到LMC的距离模数为18.60 $\pm$ 0.11（基于W）和18.55 $\pm$ 0.17（基于K），到SMC的距离模数为19.11 $\pm$ 0.11（W）和19.04 $\pm$ 0.17（K）（不考虑可能的金…
2000-10-16 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
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
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
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
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
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
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables
本文用周期色图和振幅色图分析了银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云造父变星在最大、平均和最小光相位的行为。我们发现银河系和麦哲伦云造父变星之间的行为非常不同。最近的报告中的LMC PC关系在10天（Tammann等，2002）的突破的动机，我们使用F-统计检验，以检查PC的关系，在平均光在这三个星系。F检验的结果支持LMC PC（平均值）关系中存在a突变，但不支持银河系或SMC PC（平均值）关系中存在a突变。此外，LMC造父变星在最低光下也显示出断裂，这在银河系和SMC造父变星中是看不到的。我们进一步讨论了由于PC（平均）关系的破裂对LMC中周期-光度关系的影响。
2004-02-06 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
Differential Studies of Cepheids in the Magellanic Clouds
本文对利用EROS微透镜巡天观测到的550颗造父变星进行了鉴别研究。
1997-06-11 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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. I. Double-Mode Cepheids in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个样本的93个双模造父变星检测在2.4平方度的区域中的中央部分的SMC。其中23颗恒星的振动模式为基模和第一泛音，70颗天体的振动模式为第一和第二泛音。这是迄今为止在一个环境中发现的最大的此类造父变星样本。我们分析了双模造父变星的周期比和这些物体的光变曲线分解的傅立叶参数。给出了不同类型造父变星在色星等图中的位置，并给出了它们的V-I色指数分布。我们发现一个物体可能是一个混合物，无论是物理或光学，两个造父变星脉动的基本模式。
1999-04-07 astro-ph
Bump Cepheids and the Stellar Mass-Luminosity Relation
我们提出的非线性脉动的LMC和SMC中的凹凸造父变星的模拟结果。通过获得一个最佳的拟合到所观察到的VSO V和R光变曲线，我们可以确定每个造父变星的基本参数，即质量，光度，有效温度，距离模量和红化。我们能够描述核氦燃烧中等质量恒星的质光关系。质量-光度关系主要取决于恒星主序星演化过程中内部混合的程度。在对流核心超调的范例下，我们的研究结果使我们能够对超调的水平进行严格的定量限制。我们导出了LMC和SMC的超调参数Λ_c分别为0.65 ± 0.03和0.67 ± 0.04l/H_p。
2003-02-12 astro-ph
Eros variable stars: A catalog of Cepheids in the Magellanic Clouds
本文给出了用EROS~2微透镜巡天的两台4k $\times$ 8 k CCD相机获得的包含290颗LMC和590颗SMC造父变星的星表。造父变星是从分别位于大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中心区域的1，134，000颗和504，000颗恒星中选出的，这些恒星在1996年10月至1997年2月期间被监测了150个夜晚，每晚测量一次。给出了每个造父变星的光变曲线、周期、EROS~2滤波系统星等、傅里叶系数、J2000坐标以及与CDS Simbad数据库中天体的交叉识别。给出了星团NGC 1943、NGC 1958和Bruck 56中已确认造父变星的发现图。目录和个别光变曲线将通过CDS（斯特拉斯堡）以电子方式提供。
1999-07-26 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. V. Catalog of Cepheids from the Small Magellanic Cloud
我们提出了从SMC的造父变星的目录，其中包含2049个对象的数据检测到的2.4平方度的SMC的中心部分的区域。对于每个天体周期，提供了BVI测光、天体测量和I波段光变曲线傅里叶分解的R_21、R_21参数。该星表是根据OGLE-II微透镜巡天期间收集的观测数据编制的。在相邻字段的重叠部分进行的完整性测试表明，目录的完整性非常高：约92%。给出了造父变星基本参数的统计和分布。所有提供的数据，包括单个BVI观测（约4.7*10^5 BVI测量值），都可以从OGLE互联网档案中获得。
1999-12-06 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
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
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
Cepheid Mass-Luminosity Relations from the Magellanic Clouds
OGLE数据库与Kurucz大气模型一起使用，以生成基本和泛音麦哲伦云造父变星的周期，有效温度和光度。佛罗里达脉动代码（线性湍流对流），然后用来计算这些恒星的质量，假设的平均组成（$X$ =0.716，$Z$ =0.010）的LMC和（$X$ =0.726，$Z$ =0.004）的SMC。基本造父变星的平均$M$ - $L$关系与每个麦哲伦云的第一泛音造父变星的关系密切匹配。SMC和LMC平均值$\Log M$ -$\Log L$关系都不是直线关系，但具有明显的曲率。鉴于距离和红化的不确定性，我们对这些量采用了三种不同的选择。基于到云的“长”距离尺度的结果给出了比“短”尺度更好的理论和观测之间的协议。目前所有的演化轨迹都系统地预测，对于给定的光度，质量要比我们观测得出的质量大，特别是在高端。此外，我们的研究证实，在SMC的低质量恒星的演化轨迹是不符合的观察，因为他们没有足够的蓝向延伸，没有足够深的不稳定带，或根本没有。直接从观测数据库中推断出的质量对进化计算产生了一种新的强有力的约束。
2001-04-10 astro-ph
Variable stars in nearby galaxies. VI. Frequency-period distribution of Cepheids in IC 1613 and other galaxies of the Local Group
本文讨论了IC 1613中造父变星的频率周期分布和其它性质，并与银河系、大麦哲伦星云、中麦哲伦星云、M31和M33中的恒星作了比较。考虑到观测的局限性和相关的不完整性，得出的结论是，在IC 1613造父变星的频率周期分布是类似的SMC，我们怀疑，在IC 1613中存在的恒星数量要大得多的周期小于2 d尚未被检测到。本文讨论了银河系、M31和M33中周期在8 - 10 d范围内的基模造父变星的亏损。目前的数据不足以验证这是否是由一个真正的双峰频率周期分布或是否取决于缺乏脉动星在这样的周期范围内，由于脉动稳定的原因。一些参数提出了赞成双峰分布，是一个函数的平均金属丰度。银河系、M31和M33的两个极大值分别位于相同的周期，约为5 d和13 d。对甚长周期造父变星也作了评述。
2002-04-11 astro-ph
Period-Luminosity Relations Derived from the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids
本文利用OGLE-Ⅲ观测资料，导出了大麦云（LMC）基模造父变星的周期光度（P-L）关系。我们已经应用了一个灭绝图来纠正这些造父变星的灭绝。除了VIW波段的P-L关系，我们还包括JHK和四个斯皮策IRAC波段的P-L关系，分别通过将OGLE-III造父变星与2 MASS和SAGE数据集相匹配得到。我们还测试了非线性的造父变星的P-L关系的基础上，修正的数据。我们的结果（再次）表明，LMC的P-L关系是非线性的VIJH带和线性KW和四个IRAC带，分别。
2008-11-12 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models. III. The Predictable Scenario
在目前的不确定性的脉动和对流之间的耦合，限幅，非线性，对流模型的治疗似乎是唯一可行的方法，为提供理论预测的固有特性的径向蒸发器。在本文中，我们提出了一套全面的造父变星模型计算的结果，在这样的理论框架内选择的假设，其原始的化学成分。
1999-08-02 astro-ph
Beat Cepheid Period Ratios from OPAL Opacities
在天文台的观测中，在大麦云星云中发现了大量的拍造父变星，这为比较造父变星在一系列金属丰度上的特征提供了机会。我们制作了一个大网格的线性非绝热脉动模型，使用OPAL不透明度表和组成对应的银河系，大麦哲伦云和小麦哲伦云。利用周期比和主脉动周期之间的关系，我们能够定义一系列对应于观测到的拍造父变星的模型，从而约束LMC拍造父变星的物理特性。我们还能够对尚未发现的SMC beat造父变星的性质做出一些预测。
1997-06-26 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models. X. The Period-Age Relation
我们提出了新的周期年龄（PA）和周期年龄颜色（PAC）的基本和第一泛音经典造父变星的关系。目前的预测依赖于均匀的演化和脉动模型，涵盖了广泛的恒星质量和化学成分。我们发现，PA和PAC的关系提出了一个温和的依赖于金属含量。此外，使用不同的PA和PAC关系的基本和第一泛音造父变星提高了年龄估计的准确性，在短周期（log P < 1）的范围（老造父变星），因为他们提出了较小的固有色散。同时，PAC关系的使用提高了长周期（log P >= 1）范围（年轻造父变星）的精度，因为它们说明了不稳定带内各个物体的位置。我们对至少有两颗造父变星的LMC（15）和SMC（12）星团的演化年龄和脉动年龄进行了详细的比较。为了避免测光绝对零度点的欺骗性不确定性，我们采用了OGLE收集的星团和造父变星的均匀B、V、I数据集。我们也采用了相同的红化等级。不同的年龄估计值在LMC集群的20%和SMC集群的10%的水平上一致。我们还对两个星系团（NGC6067，NGC7790）进行了相同的比较，年龄差异小于20%。这些研究结果支持使用PA和PAC的关系，以提供准确的估计个别恒星的年龄在银河系和外部Galerkin。这种方法的主要优点是它与距离无关。
2004-11-29 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II. Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud
在OGLE-III变星表（OIII-CVS）的第二部分中，我们给出了大麦云（LMC）中的197颗II型造父变星和83颗异常造父变星。II型造父变星的样本包括64颗BL Her星、96颗W Vir星和37颗RV Tau星。反常造父变星被划分为62个基模和21个一阶泛音变星。这是在银河系以外的任何地方发现的此类变星的最大样本。给出了样品中恒星的周期光度图和色星等图。如果将BL Her星和W Vir星的分界周期取为4天，则两组的（V-I）色有显著差异。我们确定了一组16个特殊的W Vir星与不同的外观的光变曲线，明亮和蓝色比普通恒星的类型。这些奇特的W Vir星中有四颗在脉动光变曲线上叠加了额外的食调制。其他四颗这类恒星显示出长周期的次级变化，可能是椭球调制。这表明，特殊的W Vir子群可能与二元性有关。总的来说，我们确定了七个II型造父变星同时表现出日食的变化，这是一个非常大的部分相比，经典造父变星在LMC。我们讨论的图表显示傅立叶参数的光变曲线分解对周期。三个尖锐的功能解释为径向模式之间的共振的影响是检测在这些图中的II型造父变星。
2009-01-07 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
On the use of Principal Component Analysis in analysing Cepheid light curves
我们展示了如何主成分分析可以用来分析造父变星光变曲线的结构。这种方法比傅里叶分析更有效地将光变曲线形状的变化作为周期的函数。利用这一技术，我们研究了银河系、大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中造父变星的基模和第一泛模光变曲线的形状。对于基本面，我们在$\log P \approx 1.55, 2.1$发现了结构变化的证据。有人建议，在$\log P \approx 2.1$的功能是与造父正常模式谱的共振。对于泛音，我们恢复的Z形状的$R_{21}$周期平面和再现的金属依赖性的Z形状。
2001-08-27 astro-ph
Elemental Abundance Ratios in Stars of the Outer Galactic Disk. III. Cepheids
我们目前的金属丰度，[Fe/H]，和元素丰度比，[X/Fe]，为24造父变星的外银河系盘的样本。该样本的银心距离为12 <RGC（kpc）< 17.2，使其成为最远的银河系造父变星，对其进行了详细的丰度分析。我们发现太阳下的[Fe/H]比和[α/Fe]、[La/Fe]和[Eu/Fe]的过量。所有丰度比都表现出超过测量不确定性的分散性。正如我们以前对旧的疏散星团和场巨星的研究所看到的，[alpha/Fe]和[Eu/Fe]的增强比率表明，最近的恒星形成发生在外盘。外盘造父变星似乎呈现[Fe/H]和[alpha/Fe]的双峰分布。大多数造父变星延续了Andrievsky的较大造父变星样本所展示的银心距离趋势，我们将这些恒星称为“银河造父变星”。少数造父变星显示出相当低的[Fe/H]和较高的[alpha/Fe]，我们将这些恒星称为“合并造父变星”。合并事件的一个标志是“银河系”造父变星和“合并”造父变星之间的成分差异。造父变星满足这一要求，我们推测，不同的组成表明，“合并造父变星”可能已经形成的影响下，重大的合并或吸积事件。造父变星的短暂寿命表明，合并事件可能正在进行中，麒麟座环和大犬座星系可能是合并的候选者。[删节]
2005-12-13 astro-ph
The Faint Cepheids of the Small Magellanic Cloud: an evolutionary selection effect?
本文讨论了关于最暗小麦哲伦云造父变星的两个问题。一方面，在造父变星最高星等（I-mag~17）时，演化轨迹未能穿过造父变星不稳定带，由演化轨迹得到的质量-光度关系（ML）与观测得到的质量-光度关系不一致;我们发现，上述故障与标准输入物理以及与非标准的模型。目前的工作表明，在最高的星等，造父变星经历了由进化引起的选择效应：只有最贫金属的恒星在“蓝环”阶段穿过不稳定带，因此是唯一可以在低光度下观察到的恒星。这种解决方案使我们能够再现的形状的不稳定带的下部，并提高了观察到的和理论ML关系之间的协议。讨论了一些问题，其中Beat造父变星的结果有力地支持了我们的假设。
2003-05-06 astro-ph
On the Cepheid variables of nearby galaxies III. NGC 3109
我们将Capaccioli等[AJ，103，1151（1992）]在B和V中研究过的8颗造父变星的光变曲线范围扩展到R和I波段。另外16个造父变星候选者已经确定，并提出了初步的周期。新的造父变星允许周期光度关系被扩展一个星等。计算了表观B、V、R和I距离模量。结合不同波长的数据，并假设大麦哲伦星云的真实距离模数为18.50等，我们得到NGC 3109的真实距离模数$(m-M)_0=25.67\pm0.16$，相当于$1.36\pm0.10$ Mpc。采用$E(B-V)=0.08$作为大麦哲伦星云的红化因子，NGC 3109造父变星的星际红化与0.这一结果的可能影响的讨论。周期-颜色、周期-振幅和周期-光度关系的比较表明，LMC、NGC 3109、六分仪A、六分仪B和IC 1613中的造父变星具有类似的性质，尽管主要参数确定的不确定性仍然不令人满意。关于周期-光度关系的普遍性的坚定结论。
1997-06-27 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
A Near-Infrared Variant of the Barnes-Evans Method For Finding Cepheid Distances Calibrated with High-Precision Angular Diameters
近红外变体的巴恩斯-埃文斯方法估计距离造父变星的优点进行了描述和量化。使用现代高精度光学干涉仪的角直径，建立了$K$光度法和$(V-K)_0$颜色指数的表面亮度-颜色关系。应用于银河系（星团）造父变星U Sgr的数据，该方法得到的距离为0.660 $\pm$ 0.024 kpc，真距离模数为9.10 $\pm$ 0.07等。该估计值与Gieren、Barnes和Moffett（1993）使用经典Barnes-Evans技术估计的真距离模数9.37 $\pm$ 0.22等进行了比较。估计距离的LMC和SMC造父变星直接-没有中间步骤-的可能性进行了讨论。利用这种技术确定M31或M33距离的可行性被检验，并且可能在8 m级望远镜的范围内。
1994-08-18 astro-ph
High resolution spectroscopy for Cepheids distance determination. III. A relation between gamma-velocities and gamma-asymmetries
在太阳附近的造父变星有一个剩余的视线速度，或伽马速度，与银河系的轴对称旋转模型相比，它显示了大约2 km/s的系统性蓝移。这一项要么与恒星的空间运动有关，从而与银河系的运动学结构有关，要么是造父变星大气动力学结构的结果。我们的目的是表明，这些残留的伽玛速度是造父变星的内在属性。我们用HARPS分光镜观测了9颗造父变星，特别关注17条谱线。对于每颗恒星的每一条谱线，我们计算了伽马速度（分别为：伽马不对称性）作为内插径向速度（分别为线不对称）曲线。对于我们样本中的每一个造父变星，我们发现不同谱线的伽玛速度与其对应的伽玛不对称性之间存在线性关系，这表明残余伽玛速度源于造父变星的内在性质。我们还提供了一个恒星伽玛速度的物理参考：当伽玛不对称性为零时，它应该为零。根据这个定义，我们提供了非常精确的和物理校准的估计伽玛速度为我们的样本中的所有恒星。为了理解这种非常微妙的伽马不对称效应，需要进一步的数值研究。造父变星的大气受到脉动动力学、对流、非线性物理和复杂辐射传输的强烈影响。因此，所有这些影响都必须同时和一致地纳入数值模型，以详细再现所观察到的线轮廓。
2008-04-08 astro-ph
Extended envelopes around Galactic Cepheids III. Y Oph and alpha Per from near-infrared interferometry with CHARA/FLUOR
使用干涉Baade Wesselink方法（IBWM）精确测量造父变星的距离需要无偏角直径测量。该技术的精度目前受到1.5%水平的干涉测量的限制。在这个水平上，中心-边缘暗化（CLD）和星周包层（CSE）的存在似乎是两个主要的偏差来源。我们进行的观测旨在提高我们对造父变星的干涉可见度轮廓的认识。特别是，我们评估系统存在的CSE造父变星周围，以确定准确的距离与IBWM免费从CSE偏角直径。我们观察到的造父变星（Y Oph）的脉动是很好地解决和非脉动的黄色超巨星（α Per）使用长基线近红外干涉。我们使用之前开发的简单CSE模型解释了这些数据。我们发现，我们对α Per的观察并没有为CSE提供证据。测量的CLD解释了流体静力光球模型。我们对Y Oph的观测结果与较小的基线测量结果相比，表明它被一个CSE所包围，该CSE具有与以前在其他造父变星周围发现的CSE相似的特征。我们已经确定到Y Oph的距离为d=491+/-18 pc。更多的证据指向这样一个结论，即大多数造父变星都被微弱的CSE所包围，这是通过近红外干涉测量法检测到的：在观察了四颗造父变星后，都显示出CSE的证据。我们的CSE非检测周围的非脉动超巨星的不稳定带，阿尔法每，提供了信心的检测技术，并建议脉动驱动的质量损失机制的造父变星。
2007-04-13 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
Period-color and amplitude-color relations in classical Cepheid variables III: The Large Magellanic Cloud Cepheid models
在氢电离锋（HIF）与光球相互作用的理论框架下，研究了大麦云（LMC）造父变星的周期-颜色（PC）和振幅-颜色（AC）关系。LMC模型构造与脉动代码，包括湍流对流，这些模型的性质进行了研究，在最大，平均和最小的光。与银河系模型一样，在最大光照下，光球位于LMC模型的HIF旁边。然而，在最小光照下发现非常不同的行为。长周期（P> 10天）的LMC模型表明，在最低光照下，光球与HIF脱离，这与银河系模型相似;而短周期（P<10天）的LMC模型表明，光球位于HIF附近。我们还使用更新的LMC数据，得出经验PC和AC关系在这些阶段。我们的数值模型与我们的理论和观测数据基本一致，尽管我们在论文中讨论了一些警告。我们应用的想法的HIF光球相互作用来解释最近的建议，LMC的周期光度（PL）和PC的关系是非线性的，在一个接近10天的周期休息。我们的经验PC和PL的关系也被发现是非线性的F-检验。我们的解释依赖于Saha电离方程的性质，HIF光球相互作用和这种相互作用的方式与脉动和金属丰度的相位变化，产生所观察到的造父变星PC和PL关系的变化。
2006-03-14 astro-ph
Infrared Emission from Interstellar Dust. III. The Small Magellanic Cloud
采用无定形硅酸盐和碳质颗粒的混合物模拟了小麦哲伦云（SMC）中星际尘埃的红外（IR）发射，其中包括多环芳烃（PAH）分子。(1)结果表明，该尘埃模型是能够再现光谱能量分布从近红外到远红外的整个SMC酒吧区，提供的PAH丰度在SMC酒吧区是非常低的。(2)SMCB 1#1分子云的红外光谱也可以通过我们的尘埃模型再现，前提是PAH丰度相对于整体SMC Bar增加。SMCB 1#1中的多环芳烃占SMC C丰度的约3%，而SMC Bar中的多环芳烃含量<0.4%。(3)如果PAH混合物具有与最适合银河系PAH混合物的谱带强度不同的固有IR谱带强度，则SMCB 1#1的光谱最佳再现。多环芳烃红外波段强度的变化意味着不同的多环芳烃混合物，可能是不同金属含量或环境条件的结果。其他的可能性，如超氢化的多环芳烃和软化的星光光谱也进行了讨论。
2002-04-11 astro-ph
On the Cepheid Metallicity Dichotomy
借助于恒星大气模型，我们用OGLE B，V，I测光法计算了麦哲伦云造父变星的铁丰度[Fe/H]。我们发现，在这两个云的平均金属丰度的第一泛变量低于基本的（由~0.2和~0.3德克斯在LMC和SMC，分别）。因此，整体[Fe/H]和光度之间存在相关性;低光度的恒星往往也具有较低的金属量。这些金属丰度的依赖关系是一致的，来自两种类型的双模造父变星脉动理论。这种二分法的另一个支持来自演化理论，它要求蓝环低光度恒星的金属丰度低于高光度恒星。我们还评论使用周期光度颜色关系，以获得更准确的金属丰度的可能性。
2008-02-28 astro-ph
DIRECT Distances to Nearby Galaxies Using Detached Eclipsing Binaries and Cepheids. III. Variables in the Field M31C
我们进行了一个长期的项目，DIRECT，以获得直接距离的两个重要的星系在宇宙学距离阶梯- M31和M33 -使用分离食双星（DEBs）和造父变星。虽然很少见，也很难检测到，但DEB为我们提供了确定这些距离的可能性，准确度超过5%。为了检测DEB而获得的广泛测光为我们提供了造父变星的良好光变曲线。这些对于平行项目导出M31和M33中造父变星的直接Baade-Wesselink距离至关重要。对于造父变星和食双星，距离估计将不需要任何中间步骤。作为DIRECT项目的第一步，在1996年9月至1997年10月期间，我们获得了95个完整/部分的F。L.惠普尔天文台的1.2米望远镜和36个完整的夜晚在达特茅斯-麻省理工学院的1.3米望远镜搜索DEB和新的造父变星在M31和M33星系。本文是系列的第三篇，介绍了在M31 C [（α，δ）=（11.10，41.42）deg，J2000.0}]区域发现的变星星表，其中大部分是新发现的。我们已经发现了115颗变星：12颗食联星、35颗造父变星和68颗其他周期、可能的长周期或非周期变星。变量的目录，以及它们的测光和发现图表，可以通过匿名FTP和万维网获得。可应要求提供整套CCD框架。
1999-01-23 astro-ph
A photometric and spectroscopic study of the brightest northern Cepheids. III. A high-resolution view of Cepheid atmospheres
我们提出了新的高分辨率（R=40000）光谱观测的18个明亮的北方造父变星进行了大卫邓拉普天文台，在1997年。测量结果主要是对论文I中的测量结果进行了扩展，增加了三颗星（AW Per，SV Vul，T Mon）。在5900 A和6660 A区间获得了光谱。提出了用互相关技术和平分线技术确定的新径向速度。我们发现系统的光谱和CORAVEL型测量之间的差异大到1-3公里/秒，在某些阶段。我们对依巴谷卫星发现的CK Cam进行了Baade-Wesselink分析。得到的半径为31+/-1 Ro，这与Gieren等人（1999）最近提出的周期-半径关系非常吻合。观测件的证据可能的速度梯度影响个别线的配置文件进行了研究。金属线的半高宽与速度差类似，表现出非常典型的相位依赖性，说明了大气中的全球压缩效应。最小线宽总是发生在最大半径附近，而最大半高宽与最小半径之前的速度反转有关。三个第一泛音调制器并不遵循一般的趋势：在SU Cas和SZ Tau中，最大的FWHM发生在最小半径之后，在膨胀期间，而在V1334 Cyg中，只有勉强可见的FWHM变化。简要讨论了天鹅座V1334亮黄色伴星的可能性。所观察到的线轮廓的不对称性可以部分地与速度梯度，这也是由不同的激励电位的个别线速度之间的差异支持。
1999-12-21 astro-ph
Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. III.First results for the outer disc
作为我们以前研究银盘4-10 kpc径向丰度分布的工作的继续，本文给出了外盘（RG > 10 kpc）金属丰度的第一个结果。基于高分辨率光谱获得的19个遥远的造父变星，我们采样的银河距离从10至12千秒差距。结合我们以前对银盘内部和中部的工作结果，目前的数据使人们能够研究在一个大的基线径向丰度分布的结构。特别是，我们发现铁以及一些其他元素的径向丰度分布的不连续性的迹象。在银河系中心距离RG = 10千秒差距处可以看到这种不连续。这一发现支持了Twarog等人（1997）早先报告的结果。
2002-08-02 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
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
Determination of Cepheid parameters by light-curve template-fitting
我们描述了通过将主成分分析（PCA）应用于高质量数据的训练集来对规则变星的光变曲线进行建模的技术，并将得到的光变曲线模板拟合到稀疏和有噪声的光度学中以获得诸如周期、平均星等的参数。PCA方法使我们能够有效地表示每个变量的多波段光变曲线形状，并因此将样本的平均行为定量地描述为周期的平滑变化函数以及围绕该平均值的变化范围。在本文中，我们特别关注的效用，这种方法用于分析HST造父变星光度，并提出模拟，说明了我们的PCA模板拟合方法的优点。这些是：精确的参数确定，包括光变曲线形状信息;同时拟合多个通带;定量误差分析;客观拒绝具有非Cepheid类光变曲线或具有潜在周期别名的变量。我们还使用PCA来确认造父变星的光变曲线形状是系统的不同（在同一时期）之间的银河系（MW）和大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC，SMC），并考虑是否光变曲线形状因此可能被用来估计造父变星样本的平均金属丰度，从而允许金属丰度校正适用于派生的距离估计。
2005-09-24 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
An Investigation of Be/X-ray Pulsars with OGLE-III Data
我们研究了八个SMC Be/X射线谱仪的OGLE-III数据的五个季节，没有其他的调查数据。我们已经确定了四个这样的双星系统的轨道周期，其中一个还显示出非径向脉动。SMC X-2的光学鉴定被重新考虑，但没有发现任何两个可能的候选人的周期。
2006-05-16 astro-ph
Temperature Differences in the Cepheid Instability Strip Require Differences in the Period-Luminosity Relation in Slope and Zero Point
本文用图解和代数方法证明了造父变星周期光度关系的斜率和零点与HR图中造父变星不稳定带的斜率和零点是刚性耦合的。图形演示使用一个任意的（玩具）脊线的不稳定带，而代数演示使用的脉动方程，观测到的P-L关系的银河系和大麦哲伦星系的预测温度零点和斜率的不稳定带。预测和测量的不稳定带斜率之间的协议认为，所观察到的银河系和LMC之间的P-L差异是真实的。通过比较银河系造父变星、NGC 3351和NGC 4321、M31、LMC、SMC、IC 1613、NGC 3109和六分仪A+B的组合数据，证明了不同星系P-L斜率不同的直接证据。银河系、NGC 3351、NGC 4321和M31的P-L斜率几乎相同，并且是样本中最陡的。P-L斜率按所列顺序随金属丰度单调下降，表明P-L关系在不同星系中并不相同，这使得它们在校准河外距离标度时的使用变得复杂。
2008-03-26 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
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
FUSE Observations of Interstellar Gas toward the SMC Star Sk 108
我们讨论了位于小麦哲伦云主“棒”东北部的沃尔夫-拉叶双星Sk 108的FUSE光谱中发现的星际吸收线。光谱覆盖波长范围988 - 1187埃，分辨率约为12，000，信噪比为20 - 40。我们使用更高分辨率的近紫外光谱和光谱的详细成分信息来模拟类似分布的物种的远紫外线。朝向Sk 108的银河系和SMC气体似乎主要是中性的，尽管SMC气体的很大一部分是电离的。在银河系和SMC气体中，P II、S II和Ar I的柱密度基本上与太阳相对于N（Zn II）的比率一致; N I的柱密度仍然有些不确定。分子氢存在于银河系气体中，其性质类似于低平均密度银河系视线中以及朝向其他几颗LMC和SMC恒星的银河系气体中发现的性质。我们报告了一个尝试性的检测的H_2在SMC气体J = 1和3，与旋转水平的人口一致的激发温度为1000 K的顺序-类似的H_2在弥漫的银河系气体中发现zeta Pup。来自N III、S III和Fe III的强吸收揭示了一个重要的电离成分，特别是在SMC中; O VI存在，但相对较弱，特别是在银河系气体中。的N（C IV）/N（O VI）的比例有所不同的SMC-这表明，几个过程可能有助于观察到的高离子丰度。
2001-02-15 astro-ph
The influence of chemical composition on the properties of Cepheid stars. II-The iron content
造父变星的周期-光度（PL）关系无疑是我们所掌握的确定河外距离尺度的最有力的工具之一。虽然在过去的几年里，在观测和理论方面都取得了重大进展，但关于化学成分对PL关系的影响的争论仍然没有解决。为了评估恒星铁含量对V带和K带PL关系的影响，我们分别将Freedman等人（2001）和Freedson等人（2004）的标准PL关系中的V带和K带残差与[Fe/H]关联起来。我们使用直接测量的铁丰度的68银河系和麦哲伦造父变星的FEROS和UVES高分辨率和高信噪比的光谱。我们发现银河系样本（32颗恒星）的平均铁丰度（[Fe/H]）约为太阳（σ = 0.10），大麦云（LMC）样本（22颗恒星）为-0.33 dex（σ = 0.13），小麦哲伦云（SMC）样本（14颗恒星）为-0.75 dex（σ = 0.08）。我们对麦哲伦造父变星的丰度测量使迄今为止在高分辨率下研究的恒星数量增加了一倍。的金属丰度影响的V波段造父变星PL关系和富金属造父变星出现系统比贫金属的微弱。这些发现既不依赖于银河造父变星的距离尺度，也不依赖于大麦哲伦星系的距离模数。目前的数据不允许我们得出一个坚定的结论，关于K-波段PL关系的金属丰度的依赖。新的银河系距离表明影响很小，而旧的则支持边际效应。
2008-07-09 astro-ph
AGB stars in the Magellanic Clouds. III. The rate of star formation across the SMC
本文比较了由DENIS和2 MASS数据得到的小麦哲伦云渐近巨星分支星的Ks星等分布与理论分布。理论KS星等分布已经构建了最新的恒星演化计算低，中等质量的恒星，特别是热脉冲渐近巨星分支星。富碳和富氧恒星的星等分布的单独拟合使我们能够限制整个星系的金属丰度分布及其恒星形成率。小麦哲伦星云的恒星平均年龄为7-9 Gyr，但在其外围存在较老的恒星，而在其伴星大麦云星系的方向存在较年轻的恒星。金属丰度分布追踪到一个环状结构，比星系内部区域更富含金属。论文I中讨论的C/M比只有在下面的恒星星族是中等年龄时才能作为金属丰度分布的示踪。
2006-02-22 astro-ph
