Pulsation and evolutionary masses of classical Cepheids. I. Milky Way variables
我们调查了选定的银河系经典造父变星的样本与可用的距离和红化的估计的脉动模型提供的理论方案的框架内，计算与金属丰度Z=0.02，氦含量在Y=0.25至0.31的范围内，和各种选择的恒星质量和光度。在将基本模型的辐射热光变曲线转换为BVRIJK星等后，我们导出了脉动周期与恒星质量、平均（强度平均）绝对星等和脉动子颜色之间的解析关系。这些关系式与造父变星观测的绝对星等一起用来确定每个单独变量的“脉动”质量M_p。与典型（无对流核超射，无质量损失）模型给出的中心燃烧He的恒星结构的“演化”质量M_（e，can）的比较表明，M_p/M_（e，can）比值与造父变星周期相关，范围从logP=0.5时的0.8到logP=1.5时的1。我们讨论了不同的输入物理和/或假设对进化计算的影响，以及所采用的造父变星金属含量，距离和红化的不确定性。最后，我们发现，脉动的结果可以解释在造父变星阶段期间或之前的质量损失，其数额增加造父变星的原始质量减少。在13 M_（sun）附近消失，在4 M_（sun）附近增加到约20%。
2005-05-15 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
On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation. II. The Effect of Metallicity
已经观察到，在麦哲伦云中的造父变星在相同的光度下比银河系中的造父变星质量要低。Neilson & Lester（2008）的造父变星脉动驱动质量损失模型被应用于造父变星的理论模型，其金属丰度与银河系和大小麦哲伦云一致。利用周期光度关系的金属丰度修正对质量损失模型进行了分析，比较了低金属丰度造父变星和太阳金属丰度造父变星的质量损失率。据确定，质量损失可能是更大的低金属造父变星，违反直觉的辐射驱动估计。此外，理论造父变星模型的质量损失率被发现是$5\times 10^{-9}$的银河造父变星，$5\times 10^{-8}$的大麦云造父变星，和$2\times 10^{-7}M_\odot /yr$的小麦哲伦云造父变星。有人认为，对于周期小于20天的造父变星，质量损失随着金属丰度的降低而增加，并且质量损失在更长的时间内会降低。假设尘埃在造父变星的风中在一定距离处形成，计算模型的红外过量，发现由于质量损失，红外亮度大约大了一个数量级。红外星等进行了比较，最近公布的周期亮度关系作为我们的预测测试。
2008-09-16 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
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
Improving the mass determination of Galactic Cepheids
我们已经选择了一个样本的银河造父变星的半径，距离和光度参数的准确估计是可用的。基于新的周期-质量-半径（PMR）关系的脉动质量与基于光学和近红外色幅（CM）图的演化质量之间的比较表明，脉动质量平均比演化质量小10%。当前的脉动质量显示，在固定的半径，一个强烈减少的分散相比，发表在literato.The精度增加的脉动质量是由于这样一个事实，即我们预测的PMR关系的基础上的非线性，对流造父变星模型呈现较小的标准偏差比PMR关系的基础上线性模型。同时，我们的造父变星样本的经验半径通常精确到5%的水平。我们的演化质量测定是基于恒星模型，忽略了质量损失的影响，在他燃烧阶段。因此，脉动和演化质量之间的差异可能是内在的，并不一定意味着演化和/或非线性脉动模型的问题。边缘的证据之间的差异，从短到长周期造父变星的演化和脉动质量的趋势也进行了简要的讨论。我们的调查的主要发现是，长期存在的造父变星质量的差异，现在似乎解决了10%的水平，无论是典型的或轻度对流核心超冲进化模型。
2001-08-16 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models. XI. Effects of convection and chemical composition on the Period-Luminosity and Period-Wesenheit relations
尽管经典造父变星的相关性作为主要的距离指标，一个普遍的共识的依赖关系的周期光度（PL）的造父变星的化学成分尚未实现。从理论的角度来看，我们以前的调查能够重现一些经验测试的适当假设的氦金属相对富集，但这些结果依赖于特定的假设有关的质量-亮度关系和效率的对流传输的脉动信封。本文研究了混合长度参数l/Hp的假设值对脉动性质的影响，并解除了质量-亮度关系固定的假设。作为一个整体，我们表明，我们的脉动关系出现完全符合银河系和麦哲伦云造父变星的观测特性，支持预测的陡峭和明亮的PL关系时，从金属丰富的金属贫变量。此外，我们表明，预测的PW关系推断的距离同意最近测得的三角函数松弛，而他们建议的校正值的基础上的红外表面亮度技术，已经发现从一个独立的方法。最后，也脉动金属含量所建议的预测PW关系出现在统计协议与光谱[Fe/H]测量。
2007-07-06 astro-ph
On the pulsation mode identification of short-period Galactic Cepheids
我们提出了新的理论周期半径（PR）关系的第一泛音银河造父变星。目前的预测是基于几个序列的非线性，对流脉动模型在太阳的化学成分（Y=0.28，Z=0.02）和恒星质量范围从3.0到5.5 Mo。四个短周期银河造父变星的预测和经验半径之间的比较表明，QZ Nor和EV Sct脉动的基本模式，而北极星和SZ Tau脉动的第一泛音。这一发现支持的模式识别，依赖于直接和周期亮度（PL）之间的比较基于距离测定，但它是有点差异的模式识别的基础上傅立叶参数。事实上，我们发现，从我们的模型，基本和第一泛音消除器达到，从2.7到4 d的周期范围内，非常相似的phi_21值，使模式的歧视，从这个参数困难。我们的造父变星样本的本模式识别加强了他们的经验半径估计的准确性，以及预测的基本和第一泛音半径不显示的证据，在当前的不确定性的质量-亮度（ML）关系，在同一时期范围内的任何简并。因此，精确的半径测定是明确确定短周期造父变星脉动模式的一个很好的工具。
2001-03-29 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
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
Classical Cepheid pulsation models. VI. The Hertzsprung progression
我们提出了一个广泛的理论研究的结果的脉动行为的凸块造父变星。我们构建了几个序列的全振幅，非线性，对流模型，采用典型的化学成分的大麦云（LMC）造父变星（Y=0.25，Z=0.008）和恒星质量范围从6.55到7.45太阳质量。我们发现，理论上的光和速度曲线再现的HP，并确实接近蓝色的边缘，隆起位于沿下降的分支，朝着更长的周期，它首先穿过光度/速度最大值，然后它出现在沿上升的分支。特别是，我们发现HP中心的预测周期为11.24 ± 0.46 d，这个值与采用LMC造父变星光变曲线的傅立叶参数估计的经验值非常吻合。我们还发现，在HP中心的模型位于共振区，但不是在2：1共振线。有趣的是，预测凹凸造父变星的质量，质量-亮度（ML）关系的基础上，忽略了对流核心过冲，是在良好的协议与经验质量的银河造父变星估计采用巴德-韦塞林克方法。即使考虑到银河系和LMC造父变星之间的金属丰度差异，这一结果似乎解决了长期存在的碰撞质量差异问题。最后，一个冷的凹凸造父变星模型的动力学行为提供了一个简单的解释，一个不理解的经验证据。
2000-06-16 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
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
On the Deficiency of 8--10 Day Galactic Cepheids
银河系造父变星周期直方图在8到10天之间有一个强烈的下降，这违背了基于进化和线性脉动研究的解释。我们在这里表明，这种不足是由非线性基本脉动周期在这个周期范围内的不稳定性。这种不稳定性的强金属依赖性与麦哲伦云数据中没有相应的最小值是一致的。我们的研究结果还表明，银河系造父变星必须有一个大的金属分布。
1997-07-27 astro-ph
The anomalous Cepheid XZ Ceti
Ceti XZ是银河系中唯一已知的异常造父变星。作为最近和最明亮的此类变星，对鲸鱼座XZ的详细研究可能会揭示异常造父变星的行为，其代表大多在外部星系中被发现。获得了CCD测光和径向速度观测结果。通过傅立叶分析确定了脉动的实际周期和幅值。本文利用哈佛大学档案底片和已发表的测光资料，用O-C图方法研究了脉动周期的长时标行为。XZ Ceti在几个方面不同于普通的经典造父变星。其最奇特的特征是光变曲线的周期间变化。径向速度相曲线也不稳定。脉动周期在各种时间尺度上都有很强的变化，包括很短的时间尺度。从光度和径向速度观测确定的振幅比表明，这个造父变星执行泛音脉动，在我们的银河系，BL Boo（V19在球状星团NGC 5466）的其他已知的异常造父变星一致。持续的观测是必要的，以研究偏离规律，以确定其时间尺度，以及确认鲸鱼座XZ的二元性，并研究其在观察到的特殊行为中的作用。
2006-09-05 astro-ph
The effects of blending on the light curve shape of Cepheids
简要分析了造父变星光变曲线形状的影响，即通常用于描述的傅立叶参数，恒星图像与其他近距离恒星的混合。结论是，在合理的误差范围内，影响一般是小的，傅立叶分解被证实是一个有用的工具，脉动模式的歧视。已经发现，在一个狭窄的周期范围内对应于已知的共振中心之间的脉动模式的相位差的影响很大。
2002-06-13 astro-ph
Observations of the pulsation of the Cepheid l Car with the Sydney University Stellar Interferometer
用悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）在696 nm波长下对造父变星南车进行了观测，得到了它的平均角直径和角脉动幅度。由此得到的平均边缘变暗角直径为2.990+-0.017质量（即+-0.6%），最大到最小振幅为0.560+-0.018质量，相当于平均恒星直径的18.7+-0.6%。仔细注意了不确定性，包括测量中的不确定性、所采用的校准器角直径、零基线能见度平方的预测值以及系统效应。在696 nm处没有发现拱星包层的证据。干涉测量的结果已结合径向位移的恒星大气来自选定的径向速度数据从文献中确定的距离和平均直径的l车。距离被确定为525 ± 26秒差距，平均半径为169 ± 8 R（太阳）。与公布的距离和平均半径值的比较显示出很好的一致性，特别是当一个共同的比例因子从观测到的径向速度脉动速度的恒星大气（P-因子）被使用。
2008-12-28 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
TYC 1031 01262 1: The First Known Galactic Eclipsing Binary with a Type II Cepheid Component
我们提出的发现和CCD观测的第一个食双星的II型造父变星的组成部分在我们的银河系。它的脉动和轨道周期分别为4.1523和51.38天，也就是说它是已知造父变星双星中轨道周期最短的系统。脉动控制着亮度的变化。日食被认为是日偏食。EB-亚型食光曲线允许相信双星的组成部分是非球形的。
2007-05-09 astro-ph
On the Theoretical Period-Luminosity Relation of Cepheids
根据恒星演化和脉动计算，推导出造父变星的理论周期光度关系。有关的关系，以及在不稳定带的脉动“常数”Q的恒定性的金属依赖性的问题进行了讨论。我们发现没有显着的金属丰度依赖的斜率或零点的周期光度关系。然而，Q值在整个不稳定带中，在有效温度和光度上都是变化的;另一方面，它对金属丰度的依赖是微不足道的。
1998-01-26 astro-ph
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
Cepheid models based on self-consistent stellar evolution and pulsation calculations: the right answer?
我们已经计算了恒星的恒星演化模型的造父变星（$3<m/\Msol<12$）的质量范围内的不同金属丰度代表的银河系和麦哲伦云人口。将恒星演化计算与线性非绝热稳定性分析相结合，得到自洽的质量-周期-光度关系。分析了周期-光度关系作为金属丰度的函数，并与麦哲伦云中最近的EROS观测结果进行了比较。该模型再现了观测到的SMC和LMC的不稳定带的宽度。我们确定一个统计的P-L关系，考虑到演化的时间尺度和质量分布的萨尔彼得质量函数。发现与Sasselov等人（1997）确定的SMC PL关系非常一致。这些模型再现了最近由EROS合作组（Bauer 1997; Bauer et al. 1998）发现的$P\sim 2.5$日附近P-L关系斜率的变化，从而从恒星演化的角度解释了这一特征。然而，对于LMC造父变星，仍然存在一些差异。这些模型也与由ARSO和EROS合作观察到的Beat造父变星非常一致。我们发现，大多数1H/2 H拍造父变星还没有点燃中央氦燃烧;他们只是朝着红巨星分支的主序列发展。
1998-04-06 astro-ph
Double-mode classical Cepheid models - revisited
多年来，经典制冷机双模态脉动的建模一直是一个具有挑战性的问题。湍流对流脉动流体编码列入最终导致稳定的双模模型。然而，它从来没有分析，湍流对流的因素是至关重要的。我们表明，在计算模型中显示的双模式行为的结果，从不正确的假设中采用的一些脉动hydrocodes，即从忽略对流稳定层的浮力。这导致了显着的湍流能量，从而在深，对流稳定层的模型强涡粘性阻尼。由此产生的基本和第一泛音振幅的差分减少有利于双模式脉动的发生。一旦对流稳定区域的浮力被考虑在内（因为他们应该），没有稳定的双模式behaviors. The问题的建模经典的双模式的行为仍然开放。
2008-09-11 astro-ph
Classical Cepheid Pulsation Models: IX. New Input Physics
我们构建了几个系列的经典造父变星包层模型在太阳化学成分（$Y=0.28, Z=0.02$）的线性和非线性流体动力学模型预测的脉动性质的输入物理的依赖关系。为了研究状态方程（EOS）的依赖性，我们进行了几个数值实验，使用简化的分析EOS最初开发的Stellingwerf和最近的分析EOS开发的Irwin。目前的研究结果表明，脉动幅度以及拓扑结构的不稳定带轻微地依赖于所采用的状态方程。我们还研究了理论模型预测的质量-光度（ML）关系和空间分辨率的氢和氦部分电离区的可观测量的依赖性。我们发现，这些物理和数值假设对非线性模型的影响很小。特别是，新模型和旧模型在不稳定带的位置以及温度宽度上的差异平均小于200 K。然而，空间分辨率在某种程度上影响脉动特性。新的精细模型预测了赫茨普龙级数中心的一段时间（$P_{HP}=9.65$ $-$ 9.84天），这与基于光变曲线（$P_{HP}=10.0\pm 0.5$天; \citealt{mbm92}）和径向速度曲线（$P_{HP}=9.95\pm 0.05$天; \citealt{mall00}）的经验数据相当吻合，并改进了Bono、Castellani和Marconi（2000，以下简称为BCM 00）先前的预测。
2003-08-27 astro-ph
Frequency analysis of Cepheids in the Large Magellanic Cloud. New types of classical Cepheid pulsators
我们已经进行了详细的系统搜索的多周期性在人口I造父变星的大麦云云。在这个过程中，我们首次发现了几种新的造父变星脉动行为。我们发现两个三模造父变星在前三个径向泛频中同时脉动。在9%的第一泛音造父变星中，我们探测到了微弱但分辨良好的次级周期。它们要么非常接近主脉动频率，要么以高得多的频率出现，特征周期比为0.60-0.64。在这两种情况下，次级周期必须对应于非径向振荡模式。这一结果对恒星脉动理论提出了重大挑战，该理论预测造父变星中不应该存在这种模式。非径向模式也被发现在三个基本/第一泛音双模造父变星，但没有这样的振荡已被检测到在单模造父变星脉动的基本模式。在19%的双模造父变星脉动的前两个径向泛音（FO/SO型），我们已经检测到一个Blazhko型的振幅和相位的周期性调制。这两种模式都有一个共同的周期，总是超过700天。这两个振幅的变化是相互关联的，并且一个振幅的最大值总是与另一个振幅的最小值重合。我们比较了观测调制FO/SO造父变星与预测的理论模型的Blazhko效应，表明目前最流行的模型不能解释这些恒星的属性。我们提出，在FO/SO造父变星的Blazhko效应可以解释为一个非定常的共振相互作用的径向模式与另一个，也许是非径向，振荡模式。
2008-09-04 astro-ph
The Cepheid Phase Lag Revisited
我们计算了经典造父变星模型序列在线性和非线性区域的径向速度曲线和光变曲线$ΔΦ_1= ϕ^{V_r}_1 - ϕ^{mag}_1$之间的相位滞后。非线性相位滞后通常低于线性相位滞后，除了它们位于其上方的高周期模型，当然对于两者合并的低脉动幅度。计算的相位滞后与正常振幅造父变星的观测数据符合得很好。金属丰度对相位滞后的影响不大，而质光关系和湍流对流模型参数（含时混合长度）主要影响模态选择和周期，反映在周期- $ΔΦ_1$图上。我们讨论了潜在的应用，这可观察到的脉动模式的判别式，并作为超低振幅（ESTA）脉动的测试。
2007-06-06 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
Detection of Beat Cepheids in M33 and Their Use as a Probe of the M33 Metallicity Distribution
我们对深CFHT M33变率调查数据库的分析发现了5个以基波和第一泛音模式脉动的Beat造父变星（BC）。借助于恒星脉动理论和由演化轨迹导出的质量-光度（M-L）关系，我们可以用{ \it only}精确地确定这些恒星的金属丰度Z。从这些造父变星的M33星系中心距离和它们的“脉动”金属丰度推断出的[O/H]金属丰度梯度为-0.16 dex/kpc，与从H II区、早期B超巨星和行星状星云确定的标准光谱金属丰度梯度非常一致。因此，拍造父变星可以提供一个额外的，独立的探测银河系金属丰度分布。
2006-10-25 astro-ph
Cepheids in external galaxies. I. The maser-host galaxy NGC 4258 and the metallicity dependence of P-L and P-W relations
我们对NGC 4258、麦哲伦云和银河系中的造父变星进行了详细的分析，以验证基于大量非线性对流脉动模型的理论方案的可靠性。我们从合成的BVI幅度的reflectors推导出Weseneirs函数，我们表明，预测的周期Weseneirs（PW）关系的金属丰度的影响的符号和程度的变化，根据所采用的通带。这些P-W关系适用于测量的BVI星等的NGC 4258，麦哲伦和银河造父变星在文献中提供。我们发现，麦哲伦和银河造父变星同意预测的P-W关系的金属依赖性。关于NGC 4258造父变星，结果强烈依赖于银盘上采用的金属丰度梯度。最近的星云氧丰度支持一个较浅的梯度，并提供了一个金属丰度的依赖，同意与当前的脉动预测。此外，比较造父变星距离的基础上，VI级的距离估计的基础上修订TRGB方法的外部星系，对银河造父变星的HST三角视差，并在麦哲伦星云食双星似乎有利于金属丰度修正预测的脉动模型。的周期-Weseneirs和周期-亮度关系的金属量依赖的符号和程度的变化，根据所采用的通带。因此，基于不同方法和/或波段的距离不应取平均值。使用河外造父变星来限制金属丰度效应需要新的精确和广泛的星云氧测量。
2008-05-12 astro-ph
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
Nonlinear Beat Cepheid Models
造父变星行为的数值流体动力学模型一直是一个长期的探索，其中纯辐射模型失败得很惨。我们发现，拍脉动自然发生时，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。这里出现判别式D，其符号决定在模型中是否可以发生单模或双模脉动，并且该D仅取决于基本模式和第一泛音模式之间的非线性耦合系数的值。对于辐射模型D总是被发现是负的，但是对于足够强的湍流对流，它的符号反转。
1998-05-19 astro-ph
Asteroseismology of Cepheids
造父变星的重要性在天文学的许多领域都是众所周知的。第二节介绍了傅里叶分解，一种定量描述脉动星光变曲线的工具。第3节说明了观测结果是如何在新旧数据的基础上逐步建立起来的;收集新数据只是为了澄清一些有争议的问题。由于造父变星之间存在不同的脉动模式，因此需要寻找独立的确认。为了做到这一点，我们将最小二乘法应用于双模造父变星。通过对它们的脉动内容进行非常满意的描述（第4节），我们可以证实，在P<8d的造父变星之间，它们既是基频变星又是第一泛音变星（第5节）。双模造父变星光变曲线中小振幅交叉耦合项和高次谐波的检测使我们能够量化高阶项的性质，从而发现其他特性（第6节），这对于完成共振效应的场景和测试一些理论模型非常有用（第7节）。因此，我们可以从星震学的角度来研究造父变星，因为寻找共振效应就像探测它们的内部一样。
1999-03-22 astro-ph
Classical Cepheids as Age Indicators
理论周期年龄和周期年龄颜色的关系，不同的化学成分最近已经得到了使用更新的均匀的一套进化和脉动模型。我们将这些关系应用于麦哲伦星云中的造父变星，以限制这些矮星系最近的恒星形成历史。最后，我们还比较了经典造父变星与年轻星团和恒星形成区的径向分布。
2005-10-03 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
Welcome back, Polaris the Cepheid
近100年来，北极星的4天脉动幅度一直在减小。我们提出了新的结果，显示了显着增加的幅度的基础上4.5年的连续监测从地面和两个卫星任务。
2008-10-24 astro-ph
Metallicity Dependence of the Cepheid Calibration
我们指出，银河系造父变星的绝对星等，这已被用于本地校准造父变星的周期光度关系，显示出一个意想不到的大金属丰度效应。这表明造父变星的周期光度关系有很大的金属丰度依赖性，比恒星脉动模型中预期的要大得多，或者到星团的未红化距离包含由于忽略金属丰度效应而产生的大系统误差。这种效应可能会在使用造父变星PL关系估计的到LMC的距离中引入-0.4到+0.1等的不确定性。
1997-07-21 astro-ph
Study of the effect of metallicity on the amplitudes of Cepheids
基于大约200颗银河系经典造父变星的基本模式脉动，给出了光度和径向速度振幅对金属丰度的依赖关系的结果。还研究了造父变星[Fe/H]值的银河系分布。我们发现光度振幅比$A_\mathrm{I}/A_\mathrm{V}$与金属丰度无关。观测到的这个比值对脉动周期的依赖性与理论预测不一致。
2007-05-15 astro-ph
Blazhko Effect in Double Mode Cepheids
对LMC造父变星多周期性的系统调查（Moskalik，Kolaczkowski & Mizerski 2004，2006）导致了几种新形式的脉动行为的发现。其中之一是在许多一次/二次泛音（FO/SO）双模造父变星中观察到的周期性振幅和相位调制。在本文中，我们提出了详细的讨论这一新发现的现象，基于一个组合的OGLE+ OOO样本的双模放大器。
2008-07-03 astro-ph
Pulsation and orbit of AU Pegasi
飞马座AU是一颗脉动星，在一个光谱双星系统中，轨道周期为53.26天。在1960 ~ 1990年期间，观测到脉动周期值有一个非常快的周期增长，但在最近15年的观测中，脉动周期值为2.411天。傅立叶分析在ASAS项目期间获得的光度数据和1994-2005年期间在孔科利天文台的Piszkesteto山站获得的光度数据表明，飞马座天文单位同时以两种模式脉动，两种模式的频率之比为0.706，这是双模经典造父变星的常见值。对在强周期增长时期获得的其他测光观测结果的仔细分析也表明存在第二种模式。这可能表明这颗恒星不是II型造父变星，尽管它位于银河系中。
2007-05-16 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
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
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
