Seismology of beta Cephei stars: differentially-rotating models for interpreting the oscillation spectrum of nu-Eridani
介绍了一种分析仙王座β星的星震的方法，并将其应用于波江座ν星。该方法是基于旋转分裂的分析，其不对称性使用差分旋转的小行星地震模型。质量约为7.13 M_sun，年龄约为14.9 Myr的模型被发现更适合14个观测频率中的10个，这些频率被确定为基本径向模式和三个L=1三重态g，p和p。这些模式的分裂和不对称性恢复了文献中提供的那些，除了p。所有的非轴对称分量都由模型预测。此外，观测到的和预测的分裂不对称性的相反的迹象被发现。如果确认，这可能是一个非常有趣的信息来源的内部旋转配置文件，特别是在外部地区的恒星。一般来说，地震模型，其中包括一个描述页岩旋转产生的结果略好于均匀旋转模型相比。此外，我们表明，不对称性是相当依赖于过冲的对流核心，这使得本技术适合于测试描述的角动量重新分配和化学混合由于旋转引起的湍流的理论。
2008-11-10 astro-ph
Galactic Kinematics of Cepheids from Hipparcos Proper Motions
分析了220颗造父变星的依巴谷自行和有关的地基测光。银河系自转的影响非常清楚。Oort常数A = 14.82 +/- 0.84 km/s/kpc，B = -12.37 +/- 0.64 km/s/kpc，太阳自转角速度Ω_0 = 27.19 +/- 0.87 km/s/kpc。比较的值A与来自最近的径向速度的解决方案的值确认，在误差范围内，零点的PL和PLC的关系，直接来自依巴谷三角函数的相同的恒星。自行结果表明，银河系自转曲线在距银河系中心太阳距离处（dTheta/dR = -2.4 +/- 1.2 km/s/kpc）缓慢下降。太阳向北银河系极点运动的分量为+7.61 +/- 0.64 km/s。根据本文导出的增距标度，将以前径向速度研究中导出的银心距增大到R_0 = 8.5 +/-0.5kpc。
1997-06-30 astro-ph
Beta Cephei stars in the ASAS-3 data. II. 103 new Beta Cephei stars and a discussion of low-frequency modes
我们分析了ASAS-3光度计的明亮的早期型恒星的目标是找到新的仙王座β星。我们特别感兴趣的恒星，将有利于地震分析，即，恒星（i）有大量的激发模式，（ii）显示旋转分裂模式，（iii）是食双星系统的组成部分，（iv）有低频模式，也就是说，是混合的仙王座β/SPB星。我们的研究是用超过4100颗MK光谱类型为B5或更早的恒星的均匀样本进行的。对于这些恒星，通过傅立叶周期图分析了ASAS-3测光。我们已经发现了103颗仙王座β星，几乎是以前已知的这类恒星数量的两倍。在这些恒星中，有四颗是食双星的组成部分，七颗有频率相等或接近相等的模式。此外，我们还发现了五颗仙王座β星，它们表现出低频周期性变化，很可能是由于脉动造成的。因此，我们认为它们是候选的混合型仙王座β/SPB双星。所有这些恒星都可能对地震建模非常有用。此外，我们还在三颗O型恒星中发现了造父β型脉动，在HD 168050中发现了快速的周期变化。
2007-11-15 astro-ph
Discovery of magnetic fields in the beta Cephei star xi^1 CMa and in several Slowly Pulsating B stars
我们提出了一个样本的8个β造父星和26个慢脉动B星与FORS 1在VLT的磁调查的结果。在仙王座β星xi ^[1] CMa和13颗SPB星中检测到了几百高斯量级的微弱平均纵向磁场。恒星xi ^1 CMa成为仙王座β星中的第三颗磁星。在我们的研究之前，恒星zeta Cas是唯一已知的磁性SPB恒星。所有磁性SPB星，我们收集了几个磁场测量显示，随着时间的推移而变化的领域。在我们的小样本中，我们没有发现磁场的演化与恒星年龄之间的关系。我们的观察意味着，仙王座β星和SPB可以不再被认为是类的非磁振荡器，但仍有待研究的领域上的振荡特性的影响。
2006-04-12 astro-ph
Catalog of Galactic Beta Cephei Stars
我们提出了一个广泛的和最新的银河系仙王座β星的目录。该星表旨在全面概述所有已知的仙王座β星的观测特征。有93颗恒星被确认为仙王座β星。对于一些恒星，我们重新分析了已发表的数据或进行了自己的分析。61颗恒星被排除在最终的仙王座β星名单之外，77颗恒星被怀疑是仙王座β星。此外，还列出了一份经过严格挑选的确认的仙王座β恒星的脉动频率清单。我们将仙王座β星作为一个整体来分析，如它们的光谱类型、投影旋转速度、径向速度、脉动周期和银河系坐标的分布。我们确认，这些恒星的大多数是多周期的闪烁。我们发现，除了两个例外，具有高脉动振幅的仙王座β星是慢旋转。我们构建了一个理论的HR图，表明几乎所有的93个Beta Cephei恒星MS对象。讨论了仙王座β脉动的观测边界及其物理参数。我们证实，激发的脉动模式的频率接近径向基本模式，我们表明，恒星的质量分布峰值在12太阳质量。我们指出，理论上的不稳定带的仙王座β星既不是充满在冷端，也不是在热端，并试图解释这一观察。
2005-06-21 astro-ph
Third Order Effect of Rotation on Stellar Oscillations of a B Star
本文的目的是在Soufi等人（1998）提出的形式基础上，研究恒星角速度的三阶旋转对p和g模的影响。我们的最终目标是研究$β$造父星的振荡，这些恒星通常是快速旋转的恒星。我们的研究表明，Soufi等人（1998）提出的三阶微扰形式必须对方程中的一些遗漏项和一些印刷错误进行校正。作为研究仙王座$β$星的第一步，我们用数值计算的方法量化了自转对具有12~ $M_\odot$的自转零龄主序星振荡频率的影响。对于赤道速度为100~ $\rm km \, s^{-1}$的情况，发现$(l,m)=(2,2)$的二阶和三阶修正量，对于径向阶$n=6$，为0.01 $\%$的量级，而对于$n=14$，可达0.5 $\%$。
2010-08-12 astro-ph
Early-type variables in the Magellanic Clouds. I. Beta Cephei stars in the LMC bar
通过对大麦云云棒的OGLE-II时间序列测光进行全面分析，并辅之以来自AMIO数据库的类似数据，我们发现了三颗造父β型恒星。这是第一颗已知的河外仙王座β型恒星。三颗星中有两颗是多周期的。其中两颗恒星的质量约为10 Mo，而第三颗恒星的亮度约为2 mag，质量至少是其两倍。所有三个变量都位于或非常接近大规模和年轻的LMC协会（LH 41，59和81）。因此，这些变量很可能具有高于平均值的金属丰度。这将使我们的发现与H-R图中仙王座β不稳定带的形状和位置的理论预测相一致。在大麦哲伦星系中发现的仙王座β星数量较少，这是另一个观测证实，这些变量中驱动脉动的机制强烈依赖于金属丰度。后续的光谱测定的金属丰度发现的变量将提供一个很好的测试理论的脉动稳定性的大质量主序星。
2002-03-26 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: photometric observations and pulsational frequency analysis
我们对造父β星波江座Nu进行了多点测光活动。在148个晴朗的夜晚，用11台望远镜获得了600多小时的差分光电紫外线光度测量。我们的测量的频率分析表明，Nu Eri的可变性可以分解为23个正弦分量，其中8个对应于5 - 8 c/d之间的独立脉动频率。其中一些被安排在多重，这表明旋转的m-模式分裂的非径向脉动模式的原因。如果是这样，恒星的自转周期必须在30 - 60 d之间。在Nu Eri的光变曲线中，有一个信号的频率非常低，为0.432 c/d。它可以是高阶组合频率，或者更可能是独立脉动模式。在后一种情况下，Nu Eri既是一颗造父β星，又是一颗缓慢脉动的B（SPB）星。在过去的40年里，Nu Eri各个脉动模式的光度振幅似乎增加了约20%。恒星的主要组合频率的振幅也是如此。在后者中，我们只能确定和频，而不是差频，这表明，无论是最简单形式的光变曲线畸变还是共振模耦合都不是它们的单一原因。我们的比较星之一，波江座μ，原来是一个可变的主导时间尺度为1.62 d。我们相信，它要么是一个SPB星刚刚离开它的不稳定带，要么它的变化是旋转的起源。
2005-01-13 astro-ph
Abundance analysis of prime B-type targets for asteroseismology I. Nitrogen excess in slowly-rotating beta Cephei stars
我们提出了一个详细的NLTE丰度研究的结果，九个β仙王座恒星，所有这些都是理论建模的主要目标：伽玛Peg，δ Cet，nu Eri，β CMa，xi 1 CMa，V836 Cen，V2052 Oph，β Cep和DD（12）Lac。考虑以下化学元素：He、C、N、O、Mg、Al、Si、S和Fe。我们的丰度分析是基于大量的时间分辨，高分辨率的光谱，在大多数情况下，涵盖了整个振荡周期的恒星。在四颗恒星中，氮被发现增加了0.6 dex，其中三颗在地震或线剖面变化研究中对赤道旋转速度ΩR有严格的限制：β Cep（ΩR~26 km/s），V2052 Oph（ΩR~56 km/s），δ Cet（ΩR < 28 km/s）和xi 1 CMa（ΩR sin i < 10 km/s）。在这种基本上未进化的缓慢旋转物体的表面存在核心加工材料，这是目前包括旋转在内的进化模型所无法预测的。我们提请注意的事实是，在这个子样本中的三颗恒星有一个检测到的磁场，并简要讨论了最近的理论工作，指出发生在仙王座β星的扩散效应可能能够改变氮表面丰度。另一方面，在误差范围内，所有其他化学元素的丰度与在太阳附近发现的OB矮星的值没有区别。尽管在某些物体中观察到温和的氮过剩，因此，我们没有发现证据表明，在所研究的仙王座β星的光球金属含量显着较高的非脉动B型恒星的类似特性相比。
2006-07-12 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
delta Ceti is not monoperiodic: seismic modeling of a beta Cephei star from MOST spacebased photometry
仙王座β星的鲸鱼座δ星被认为是该类中为数不多的单周期变星之一。尽管（或者也许是因为）它的振荡谱明显简单，但识别这颗恒星的脉动模式并以地震方式限制其物理参数一直是具有挑战性和争议性的。宽频带时间分辨测光的δ Ceti跨度18.7天，占空比约为65%，由MOST（恒星的微变和振荡）卫星获得-MOST获得的第一次科学观测-揭示了恒星实际上是多周期的。除了众所周知的主频f1 = 6.205886/d之外，我们还在MOST数据中发现了它的一次谐波2f 1和其他三个频率（f2 = 3.737/d，f3 = 3.673/d和f4 = 0.318/d），所有这些频率都以S/N > 4检测到。回顾过去，档案谱线剖面数据中也存在f2，但信噪比较低。我们提出的地震模型，其模式完全匹配的频率f1和f2。只有一个模型属于恒星观测到的表面重力和测光和光谱学的有效温度的误差箱的共同部分。在该模型中，f1是径向（l = 0）第一泛音，f2是g2（l = 2，m = 0）模式。这个模型的质量为10.2+/-0.2 Msun，年龄为17.9+/-0.3百万年，使鲸鱼座δ星成为一颗演化的仙王座β星。如果f2和f3是同一个g2模的旋转分裂分量，那么恒星的赤道自转速度要么是27.6 km/s，要么是这个值的一半。考虑到它的vsini约为1 km/s，这意味着我们看到的是接近极点的delta Ceti。
2006-02-02 astro-ph
Kinematics of young stars. II. Galactic spiral structure
年轻的恒星速度场分析的银河系模型，其中考虑到太阳运动，差分银河系旋转和旋臂运动学。我们使用两个样本的依巴谷数据，一个包含O-和B-型星，另一个由造父变星。我们的方法的鲁棒性进行了测试，通过仔细的运动学模拟。我们的研究结果表明，银河系的旋转曲线与经典值的$A$奥尔特常数的O和B星样本（$A^{\mathrm{OB}} =$ 13.7-13.8公里秒$^{-1}$千分位秒$^{-1}$）和更高的值造父变星（$A^{\mathrm{Cep}} =$ 14.9-16.9公里秒$^{-1}$千分位秒$^{-1}$，取决于宇宙距离尺度的选择）。二阶项被发现是小的，兼容的零值。残差的研究表明，需要一个$K$ -长期日心距离为4千秒差距，获得一个值$K = -$（1-3）公里秒$^{-1}$千秒差距$^{-1}$。从O星和B星以及造父变星的螺旋结构中得到的结果显示出很好的一致性。太阳位于螺旋扰动势（$ψ_\odot =$ 284-20 $\degr$）的最小值附近，并且非常靠近共转圈。发现螺旋图案的角旋转速度为$Ω_{\mathrm{p}} \approx 30$ km s $^{-1}$ kpc $^{-1}$。
2001-03-14 astro-ph
Asteroseismological studies of three Beta Cephei stars: IL Vel, V433 Car and KZ Mus
我们已经获得了127和150小时之间的时间分辨多色测光的三个Beta Cephei恒星IL Vel，V433车和KZ Mus在四个月的时间跨度从两个天文台。这三个物体都是多周期的，至少有三种脉动模式。模式识别从相对的颜色幅度进行。对于IL Vel的两个最高振幅模（均为l=1）和KZ Mus的三个最强模（l= 2，0和1），我们得到了明确的结果，但对于V433 Car没有得到任何结果。光谱显示后一颗恒星是一个快速旋转的恒星（v sin i = 240 km/s），而另外两颗恒星的v sin i则是中等的（分别为65和47 km/s）。我们用华沙-新泽西恒星演化和脉动程序进行了模型计算。我们发现IL Vel在其主序演化轨迹的后半部分是一个约12 Msun的天体。它的两个偶极模很可能是ZAMS上起源为p1的模式的旋转分裂分量;其中一个模式是m=0。V433 Car被认为是一颗刚刚进入仙王座β不稳定带的未演化的13 Msun恒星。KZ Mus的质量似乎较小（约12.7 Msun），而且演化程度更高，它的径向模式可能是基本模式。在这种情况下，它的四极模将是起源为g1的模，而它的偶极模将是p1。建议模式识别缓慢旋转的造父β星光度的颜色振幅的基础上是可靠的，我们估计，3%的相对精度的振幅是足够的明确的标识。由于理论和观测结果的一致性，我们认为多周期慢转的仙王座β星的星震学研究前景是好的。
2003-02-06 astro-ph
On the H$α$ emission from the $β$ Cephei system
Be星的特征是氢线间歇性的发射，是已知的快速旋转体。这种快速旋转是形成开普勒圆盘的必要条件，而开普勒圆盘又会产生辐射。然而，脉动的，磁性的B1 IV恒星$β$仙王座是一个非常缓慢的旋转体，仍然显示出H $α$发射事件，就像其他Be恒星一样，与当前的理论相矛盾。我们调查的假设，H $α$发射源于光谱未解决的同伴$β$ Cep。这两个未分辨的成分的光谱在6350- 6850 nm的范围内被光谱天文测量技术分离，使用的是位于拉帕尔马的北欧光学望远镜的ALFOSC获得的11个长缝光谱。我们发现H $α$的发射与$β$ Cep的主星无关，而是由于它的3.4等较暗的伴星。这种伴随现象已经通过散斑技术解决了，但传统的光谱学仍然无法解决。发射范围从大约$-$ 400到+400 km s $^{-1}$。在其90年轨道上的伴星很可能是一颗光谱类型在B6-8附近的经典Be星。通过确定它的Be星伴星是H $α$发射行为的起源，慢旋转体$β$ Cep的Be状态背后的谜团已经得到解决。
2006-10-06 astro-ph
Water vapor on supergiants. The 12 micron TEXES spectra of mu Cephei
最近的几篇论文认为红巨星和超巨星周围有温暖的、半分离的分子层，这一概念被称为MOL球。光谱分析和干涉测量分析经常证实这一总体情况。在这里，我们提供了超巨星仙王座μ 12微米处水蒸气纯旋转线的高分辨率光谱数据。这颗恒星经常被用来测试超巨星周围分子层的概念。考虑到在恒星周围的局部热力学平衡（MOLsphere）中预测了等温的光学厚水汽层，我们预计12微米的线将处于发射状态，或者至少处于吸收状态，但会被恒星周围分子层的发射填满。然而，我们的数据显示相反的情况;我们发现了明确的吸收。因此，我们的数据并不容易适合建议的等温MOLsphere方案。因此，12微米的谱线对MOL球的概念和早期M超巨星光谱中的水的性质提出了新的、强有力的限制。我们还发现，吸收甚至比从一个标准的，球对称的模型光球没有任何周围的层计算更强。然而，代表冷外层的冷模型光球层能够再现这些线，但该模型没有考虑6微米处的水蒸气排放。因此，仙王座上的水蒸气似乎缺乏一个统一的模型。似乎确实有必要在这些超巨星的整个复杂性中模拟其底层光球。强烈的水汽谱线清楚地揭示了经典大气模型的不足之处。
2006-03-15 astro-ph
Asteroseismology with the WIRE satellite. I. Combining Ground- and Space-based Photometry of the Delta Scuti Star Epsilon Cephei
我们分析了来自WIRE卫星上的星跟踪器的天蝎座δ星的地面多色Stromgren测光和单滤光片测光。地面数据集由164天收集的16个夜晚的数据组成，而卫星数据在14天内几乎连续覆盖恒星。卫星数据的频谱窗口和噪声水平优于地面数据，该数据集用于定位频率。然而，我们可以使用地面数据来提高频率的准确性，因为时间基线要长得多。我们在WIRE数据集中检测到26个振荡频率，但在地面数据中只能清楚地看到其中的一些。我们已经使用了多色地面测光，以确定Stromgren的b-y颜色和y过滤器的振幅和相位差，试图确定的径向程度的振荡频率。我们的结论是，振幅和相位的精度是不足以约束的理论模型的仙王座。我们没有发现旋转分裂的证据，也没有发现在WIRE数据集中检测到的频率之间存在很大的分离。为了能够识别的方法，我们已经申请了三角盾星的振荡频率，这是至关重要的，以获得更完整的覆盖范围，从多个网站的活动，具有较长的时间基线和多个过滤器。这在为未来的卫星任务（如COROT和KEPLER）规划测光和分光地面支持时非常重要。
2006-10-18 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star 12 (DD) Lacertae: photometric observations, pulsational frequency analysis and mode identification
我们报告了一个多站点测光活动的仙王座β星12蝎虎座。在190个夜晚，用9台望远镜获得了750小时的高质量差分光电Stromgren、Johnson和Geneva时间序列测光。我们的频率分析结果在光变曲线中检测到23个正弦信号。其中11个对应于独立的脉动模式，其余的是组合频率。我们发现一些缓慢的非周期性变化，如似乎存在于几个仙王座β星。我们根据颜色测光进行模式识别，明确地推导出五个最强模式的球形度l，并为较弱模式提供对l的约束。我们发现0 <= 1 <= 4的模式的混合。特别是，我们证明了先前怀疑的旋转分裂三重态内的模式12紫胶组成的模式不同的l;他们的等频率分裂，因此必须是偶然的。我们在光变曲线中检测到的周期信号之一被认为是通过2：1共振的非线性模式耦合激发到可见振幅的线性稳定模式。我们还发现了一个低频信号的光的变化，其物理性质是不清楚的，它可能是一个父或子模式共振耦合。其余的组合频率与简单的光变曲线畸变一致。12 Lac的激发脉动频率的范围可能足够大，以致于它不能被标准模型再现。我们怀疑这颗恒星在脉动驱动区有更大的金属丰度，这一假设也能够解释大麦哲伦星系中存在的造父β星。
2005-10-11 astro-ph
Photometric studies of three multiperiodic Beta Cephei stars: Beta CMa, 15 CMa and KZ Mus
我们对造父β星Beta和15 CMa以及KZ Mus进行了单站和多站测光。对于CMa内的两颗恒星，我们获得了270 h的Stromgren紫外光和Johnson V紫外光的测量，而KZ Mus获得了150 h的时间分辨Stromgren紫外光光度。这三颗恒星都是多周期变星，有三个周期变星，它们的光度值都是150 h。我们还对它们的光度值进行了测量。结果表明，这三颗恒星的光度值都是多周期变星，它们的光度值都是多周期变星。（Beta CMa）和四种（15 CMa，KZ Mus）独立脉动模式。其中两个15CMa的模式频率是新发现的，其中一个已知的模式在过去33年中显示出振幅变化。总之，这充分解释了文献中报道的明星的各种行为。模式识别的振幅比在不同的通带的装置建议一个径向模式的每一个明星。此外，β CMa有一个主导的l=2模式，而它的第三模式是非径向的未知l。15 CMa的非径向模，l <= 3，形成了一个几乎相等分裂的三重态，如果是物理的，这意味着我们看到的恒星的倾角大于55度。KZ Mus的最强非径向模是l=2，其次是径向模和偶极模。它最弱的已知模式是非径向的，l未知，确认了之前对恒星脉动的模式识别。15 CMa最强模式的相位光变曲线的下降分支比上升分支更陡。在上升到最大光的过程中出现了静止现象。考虑到这种非径向模式的低光度振幅，这乍一看是令人惊讶的，但它可以通过模式的视角来解释。
2006-03-28 astro-ph
An asteroseismic study of the beta Cephei star beta Canis Majoris
我们提出了一个详细的分析结果的452地面高分辨率高S/N光谱测量分布在4.5年的大犬座β的目的是确定这颗星的脉动特性，并使用它们来获得地震的恒星参数的限制。我们用傅立叶方法测定了Si Ⅲ 4553埃谱线的脉动频率。我们通过考虑度l的光度标识来识别模式的m值。为此，我们使用的矩量法连同振幅和相位的变化，整个线的轮廓。所识别的模式的频率被用于对恒星结构的地震解释。我们确认了在以前的光度数据集中已经检测到的三个脉动频率的存在：f_1 = 3.9793 c/d（46.057 microHz），f_2 = 3.9995 c/d（46.291 microHz）和f_3 = 4.1832 c/d（48.417 microHz）。对于具有最高振幅的两个模式，我们明确地识别（l_1，m_1）=（2，2）和（l_2，m_2）=（0，0）。对于第三种模式识别，除了m_3 > 0之外，我们不能得出任何结论。我们还推导出该恒星的赤道自转速度为31 +/- 5 Km/s。我们证明了模f_1必须接近于一个可避免的交叉。通过使用f_1和f_2的地震模拟获得了β CMa的质量（13.5 +/- 0.5 Msun）、年龄（12.4 +/- 0.7 Myr）和核心超调量（0.20 +/- 0.05 H_P）的约束条件。
2006-07-12 astro-ph
Water in Emission in the ISO Spectrum of the Early M Supergiant Star mu Cephei
我们报告了在红外空间天文台（ISO）上的短波长光谱仪（SWS）观测到的M2超巨星atar mu Cep（M2 Ia）的光谱中检测到水的发射，现在作为ISO档案发布。发射首先出现在6微米区域（nu 2基波），然后在40微米区域（纯旋转线），尽管相当强的尘埃发射。发射特征的强度比与光学薄气体发射的强度比相差甚远。相反，我们可以通过一个光学厚的水球来再现观测到的主要发射特征，水球的内径约为两个恒星半径（1300 Rsun），Tex = 1500 K，Ncol（H2O）= 3.0 E +20/cm 2。该模型还考虑了近红外（1.4、1.9和2.7微米）中的H2O吸收带。在发射水的检测提供了强有力的限制水的性质，在早期的M超巨星，特别是它的起源在外层大气中被证实对其他模型，如大对流单体模型。我们最终确认，早期M超巨星是由一个巨大的光学厚球温暖的水蒸气，这可能是被称为MOLsphere简单。因此，M型超巨星的外层大气应该具有复杂的分层和/或混合结构，至少有三个主要组成部分，包括温暖的MOL层（T约1.0E+3 K）、已知的热色球层（T约1.0E+4K）和冷膨胀的气尘包层（T约1.0E+2K）。
2000-08-03 astro-ph
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani -- IV. The 2003-4 multisite photometric campaign and the combined 2002-4 data
第二次多地点测光活动专门为努埃里报告。对于Nu Eri，新数据的分析增加了四个独立的频率到之前从2002-3数据中得出的九个频率，三个在7.20到7.93 c/d的范围内，一个低的，等于0.614 c/d。结合新的和旧的数据，得到两个独立的频率，分别为6.7322和6.2236 c/d。总的来说，振荡谱是由12个高频和两个低频。后者的u振幅大约是v和y振幅的两倍，这是高径向阶g模式的特征。因此，根据第一次活动的数据提出的建议，即Nu Eri既是一颗仙王座β星，也是一颗SPB星，得到了证实。12个高频中的9个形成三个三联体，其中两个是新的。三重态代表旋转分裂的l=1模式，尽管在最小振幅的情况下，这可能会受到质疑。平均分离和不对称的三胞胎的准确性足以与模型进行有意义的比较。第一颗比较星Mu Eri是一颗SPB变星，它的振荡谱由六个频率组成，其中三个频率的周期是等距离的。这颗恒星也被发现是一颗食变星。这次日食是一次凌日，很可能是全食，二次日食比一次日食暗几个量级，而且系统距离很远。第二颗比较星，夕二日，被证实是一颗盾牌座δ变星。在第一次活动数据中已经看到的频率10.8742 c/d上，增加了另一个频率，等于17.2524 c/d。
2005-04-11 astro-ph
The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)
我们利用甚长基线列阵观测了三角座星系（M33）的角自转和自行，观测了该星系两侧的两个H2O脉泽。通过将角旋转速率与倾角和旋转速度进行比较，我们获得了730 +/- 168千秒差距的距离。这个距离与最近的造父变星距离测量结果一致。M33相对于银河系的速度为190 +/- 59 km/s。这些测量为确定本星系群、M31、M33和银河系的质量和暗物质晕的动力学模型提供了一种新的方法。
2005-03-02 astro-ph
An Extreme Case of a Misaligned Highly Flattened Wind in the Wolf-Rayet Binary CX Cephei
CX Cep（WR 151）是WR+O双星（WN 5 + O 5V），是银河系中已知周期第二短的双星。为了研究星周物质分布，更好地约束WR星的轨道参数和质量损失率，我们获得了系统的宽带和多波段（即UBVRI）线偏振观测。我们对锁相偏振调制的分析证实了系统的高轨道倾角（即$i=65^o$）。利用Lewis等人（1993）的轨道解，我们分别得到了O星和WR星的$33.9 M_{\odot}$和$23.9 M_{\odot}$的质量，这与它们的光谱类型一致。一个简单的偏振模型占有限的恒星尺寸的影响，使我们能够推导出质量损失率的WR星$0.3-0.5\times10^{-5} M_{\odot}/yr$。这一结果与模型的输入参数显著无关，并有利于WR分量的早期光谱类型（即WN 4）。最后，使用我们的多波段观测，我们拟合并从我们的数据中减去星际偏振。由此产生的$3-4%$的恒定内禀极化与轨道平面（即$θ_{CIP}=26^o$与$Ω=75^o$）不一致，是WR星观测到的最高内禀极化。这种错位指向旋转（或磁）的不对称性的起源，并矛盾的最新的大质量恒星的演化模型（Meynet & Maeder 2003），预测球对称风在WR阶段（即$CIP=0%$）。
2005-07-26 astro-ph
Dynamics of the circumstellar gas in the Herbig Ae stars BF Orionis, SV Cephei, WW Vulpeculae and XY Persei
本文给出了中等质量前主序星BF Ori、SV Cep、WW Wul和XY Per的高分辨率（λ/ Delta_lambda = 49000）阶梯光栅光谱。光谱覆盖3800-5900埃的范围，并以月和日的时间尺度监测恒星。所有的光谱显示了大量的巴耳末和金属线与可变的蓝移和红移的吸收功能叠加到光球恒星光谱。合成Kurucz模型用于估计恒星的旋转速度，有效温度和重力。从每个观测光谱中减去最佳光球模型，以确定由于星周气体引起的可变吸收特征;这些特征的特征在于它们的速度v，色散速度Δ v和剩余吸收R_max。在每个光谱中检测到的吸收成分可以按其相似的径向速度进行分组，并被解释为在大多数情况下具有类似太阳的化学成分的气体团块的动态演化的特征。这种下降和流出的气体具有类似的属性，在UX Ori观测到的拱星气体，强调需要详细的理论模型，可能在磁层吸积的情况下，了解赫比格Ae（HAe）恒星的复杂环境。WW Vul是不寻常的，因为除了具有与其他恒星相似的性质的下落和流出气体外，它还显示出金属线的瞬态吸收特征，而氢线没有明显的对应物。原则上，这可能表明WW Vul周围存在金属含量增强的CS气体云。然而，这种富含金属的气体成分的存在需要通过进一步的观察和更定量的分析来证实。
2004-02-25 astro-ph
