MOST detects SPBe pulsations in HD 127756 & HD 217543: Asteroseismic rotation rates independent of vsini
MOST（Microvariability and Oscillations of Stars）卫星发现了HD 127756（B1/B2 Vne）和HD 217543（B3 Vpe）恒星中的SPBe（慢脉动Be）振荡。对于HD 127756，从31天几乎连续的测光中识别出30个显著频率;对于HD 217543，从26天的数据中识别出多达40个显著频率。在这两种情况下，振荡落入三个不同的频率范围，与恒星模型一致。这些变化是由非径向g-模式（可能还有r-模式）引起的，这些模式被快速旋转扭曲，并被铁不透明凸起附近的不透明机制所激发。脉动模型和观测到的频率组的比较产生了每个恒星的旋转频率，独立于vsini。这些恒星的自转速率，以及先前由MOST发现的SPBe恒星HD 163868和$β$ CMi的自转速率，都接近它们的临界值。
2008-05-12 astro-ph
Fe-bump instability: the excitation of pulsations in subdwarf B and other low-mass stars
我们考虑了低质量B星的铁凸不透明度机制的径向和非径向振荡的激发。这些结果对于解释亚矮星B星、富氦亚矮星和极端氦星的脉动，包括EC 14026和PG 1716变星的脉动具有重要意义。我们证明，对于径向振荡，驱动机制变得有效，通过增加铁凸块不透明度和其他来源的不透明度之间的对比度。铁凸块不稳定边界的位置取决于在信封中的平均分子量，也对振荡的径向顺序。一个更蓝的不稳定边界提供了单独增加铁丰度，解释所观察到的EC 14026变量，并通过更高的径向阶振荡。我们发现，最冷的EC 14026变量可能会有所不同的基本径向模式，但最热的变量必须是更高的径向顺序。在考虑非径向振荡时，我们证明了在某些近正态组分（Z=0.02）的蓝水平支星中，可以激发出高径向阶和低球度（l<4）的g模。额外的铁增强将g模式不稳定区扩展到更高的有效温度，并且还产生p模式不稳定区。有足够的铁，p-模式和g-模式不稳定区重叠，允许一个小的区域，其中EC 14026和PG 1716型可变性可以同时激发。然而，与观测到的EC 14026和PG 1716之间的边界相比，它的位置大约低5000 K。
2006-06-26 astro-ph
Problems with the Pulsation Mode Selection Mechanism in the Lower Instability Strip (Observations and Therory)
我们研究了严重的分歧之间的预测和观测到的脉冲模式的盾牌座三角洲恒星的数量。被困在外壳的非径向模式的选择被认为是动能参数的基础上。4CVn星的l=1模与观测值符合得很好，但不完全一致。l=2模式的捕获较弱，使得模式选择的这个简单规则可以应用于l=1，并且可能不应用于l=2模式。
2002-03-27 astro-ph
The use of Petersen diagrams and period ratios in investigating the pulsational content of stars in the classical Instability Strip
本文简要评述了双模或多周期脉动星光度时间序列分析的几个方面。特别是，频率之间的比率被用来钉的情况下揭示的特点。除了Petersen图，我们还证明了周期比可以检测到有趣的对象。特别是，在OGLE-II数据库所载的高振幅三角盾上获得了新的结果。
2004-02-09 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
Turbulent Convection and pulsational Stability of Variable Stars I. Oscillations of Long-Period Variables
我们对M= 1.0Msun，L=3000 - 8000 Lsun，（X，Z）=（0.700，0.020），（0.735，0.005）的6个长周期变星模型进行了线性脉动稳定度观测。对流和振荡之间的动力学和热力学耦合处理通过使用非本地和时间依赖性对流的统计理论。结果表明，在忽略对流和振荡耦合的情况下，低温模型的基频和所有的低频泛音都是脉动不稳定的。当考虑耦合时，在H-R图上造父变星不稳定带的外侧确实存在一个“Mira”脉动不稳定区。Hayashi赛道附近最酷的模型是脉动稳定的。在高温下，基模首先变得不稳定，然后是第一泛音。对于较热的模型，某些第2 - 4次泛音可能变得不稳定。所有高于4阶（n > 4）的模式都是脉动稳定的。这种不稳定区在H-R图上的位置和宽度取决于恒星的质量、光度和金属丰度。
1997-10-05 astro-ph
New nonadiabatic pulsation computations on full PG1159 evolutionary models: the theoretical GW Vir instability strip revisited
我们重新审视理论上的不稳定域的脉动PG 1159星（GW Vir变量）。我们进行了广泛的g-模式的稳定性分析的PG 1159演化模型的恒星质量范围从0.530至0.741 Mo的完整的演化阶段，其祖先从ZAMS，通过热脉冲AGB和再一次阶段的域的PG 1159星已被认为是。我们发现PG 1159恒星的脉动是由卡帕机制激发的，这是由于碳和氧的部分电离，并且在表面层和驱动区域之间不需要成分梯度，这与以前的研究非常一致。我们表明，第一次，在高光度的不稳定带的红边的存在。我们发现所有的GW Vir星都位于我们理论上的不稳定带内。我们的研究结果表明，观察到的和预测的范围内的个别恒星的不稳定周期的定性良好的协议。最后，我们发现，一般的地震质量（来自周期间隔）的GW Vir星是有点不同的质量，结合光谱学的演化轨迹。在热脉冲AGB阶段和/或在核心氦燃烧阶段和早期AGB的演变过程中的改进可能有助于减轻持续的差异。
2006-07-03 astro-ph
Mean ZZ Ceti pulsation period gauges stellar temperature
鲸鱼座ZZ星的平均脉动周期随着有效温度的降低而增加，当我们从不稳定带的蓝色到红色边缘穿过时。平均周期和光谱温度之间的这种良好的相关性表明，平均周期可以作为一种工具来测量恒星的相对温度，而不依赖于光谱。测量鲸鱼座ZZ恒星的脉动周期是一个简单的，独立于模型的，直接的过程，而不是光谱测定其温度。确定鲸鱼座ZZ星光谱温度的内部不确定度至少为200K，是不稳定带宽度1350K的15%。确定平均周期的不确定性主要来自脉动谱中的振幅调制，91%的鲸鱼座ZZ星小于100 s，小于1300 s不稳定带宽度的8%。原则上，这意味着对于90%的鲸鱼座ZZ星，在确定鲸鱼座ZZ星在不稳定带内的位置时，利用鲸鱼座ZZ星的平均周期作为温度指标而不是传统的光谱学，平均不确定性降低了2倍。目前，我们只是声称，ZZ鲸鱼座恒星的相对温度，通过使用平均脉动周期得到的肯定是一样好，也许约15%，优于光谱。
2006-12-15 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
The effect of different opacity data and chemical element mixture on the Petersen diagram
彼得森图是一种常用的工具，以约束模型参数，如金属度的径向双模双稳态。在该图中，径向第一泛音与基模的周期比P_1/P_0相对于基模的周期绘制。周期比对恒星的化学成分和自转速度都很敏感。在本研究中，我们计算恒星脉动模型来证明径向周期比的不透明度数据（OPAL和OP表）的敏感性，我们还研究了不同的重元素相对丰度的影响。我们的结论是，与观察到的周期比的比较可以成功地用于测试的不透明度数据。
2007-11-02 astro-ph
An Attempt to Pin Down the Instability Domain of Long-Period Variables
利用大麦云云和银河系中的Miras和半正则变星的周期光度关系，确定了它们在Hertzsprung-Russell图中的不稳定区域。我们利用相当大的宽度，在给定的周期光度的关系分配质量的观测到的长周期变量使用恒星模型的渐近巨星分支和非绝热脉动计算。我们研究了Hertzsprung-Russell图上不稳定区位置对化学丰度的敏感性。对银河系和大麦哲伦星系变星，讨论了沿AGB长周期变星的质量函数。最后，我们有助于争议的脉动模式的米拉和贷款支持的观点，即大多数的米拉变量，脉动的基本模式更有可能。
1999-07-21 astro-ph
Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae
超新星SN 2006 gy的亮度超过了超新星的10倍，这对传统的观点提出了挑战，即恒星核心的坍缩是大质量恒星形成超新星的唯一机制。在这里，我们报告说，现代宇宙中最明亮的超新星是由大质量恒星喷出的物质壳层之间的碰撞产生的，这些恒星经历了由电子-正电子对产生的内部不稳定性。这种“对不稳定性”导致爆炸性的燃烧，不足以使恒星脱离束缚，但却使包层的太阳质量减少了许多。在第一次爆炸后，剩余的核心收缩并寻找稳定的燃烧状态。当下一次爆炸发生时，几个太阳质量的物质再次被喷射出来，与先前的喷射物相撞。这次碰撞可以辐射出1 E50尔格的光，大约是普通超新星的十倍。我们的模型与SN 2006 gy观测到的光变曲线吻合得很好，并且还表明一些大质量恒星可以产生不止一次类似超新星的爆发。
2007-10-17 astro-ph
Neutron Star Pulsations and Instabilities
引力辐射（GR）驱动了某些旋转恒星模式的不稳定性。这种不稳定性在r模的情况下是足够强的，导致它们的振幅在快速旋转的中子星中以几十秒的时间尺度增长。如果这些模式的无量纲振幅增长到1阶，这些模式发射的GR会以一定的速率从恒星上移除角动量，使恒星在大约一年内旋转到相对较小的角速度。这里给出了一个教学水平的讨论GR不稳定性的旋转恒星的机制，在r-模式的相关属性，以及我们目前的理解的耗散机制，往往会抑制这种不稳定性的中子星。年轻的中子星，和较老的系统，如低质量的x射线双星的GR驱动的不稳定性的天体物理意义进行了讨论。最近的工作的r-模式的非线性演化。
2001-01-09 astro-ph
The pulsational behaviour of variable stars in the lower part of the instability strip
经典不稳定带的下部和周围的主序星被大量的脉动变星占据。在过去的几年里，布雷拉天文台的恒星组做出了巨大的努力，收集了大量的光度和光谱数据的Delta Sct星，更多的类。在本文中，我将介绍我们的方法，这项研究。在2.1节中，我指出高振幅Delta Sct星的光变曲线可以用傅立叶分解以一种综合的、强有力的方式来描述。2.2节介绍了一些有趣的情况，即某些双模光子的特殊光变曲线和V974 Oph的多周期性。关于小振幅Delta Sct星，第3节讨论了可以从测光和（高分辨率）光谱学中提取的结果;强调了将这两种技术结合到协同方法中的重要性。作为最后一步，在第4节中给出了Gamma Dor星上的一个天体;丰富的脉动内容使这些恒星非常类似于Delta Sct变星。
1999-05-03 astro-ph
Pulsations induced by deuterium-burning in young brown dwarfs
非常低质量的恒星和褐矮星在其演化的初始阶段会经历由中心氘燃烧激发的脉动不稳定性。我们提出的演化和非绝热线性稳定性模型的结果表明存在不稳定的基本模式。0.1 Msun恒星的脉动周期在~5 hr之间变化，而0.02 M $_\odot$褐矮星的脉动周期在~1 hr之间变化。结果是相当不敏感的模型的输入物理的变化。我们在HR和c-m图中显示了不稳定带的位置，并讨论了在附近恒星形成区中观测寻找年轻恒星的方法。
2005-02-09 astro-ph
Pulsation-Initiated Mass Loss in Luminous Blue Variables: A Parameter Study
亮蓝变星（LBV）的特征是半周期性的增强质量损失或爆发。这些爆发的原因至今仍是一个谜。一种解释是，它们是由大气中的卡帕效应脉动引发的，这种脉动是由所谓的“铁球”（T ~ 200，000 K）附近温度下光度增加引起的，在那里铁的不透明度突然增加。由于对流开始时的滞后，这种光度可以建立，直到它超过爱丁顿极限局部，播种脉动，并可能从恒星驱动一些质量。我们提出了一些初步的结果，从一个参数的研究，重点是触发正常的S-Dor型（而不是极端的eta-Car型）爆发所需的条件。我们发现，随着Y的增加或Z的减少，脉动振幅减小，爆发般的行为，指示一个大的，突然增加的光球速度，变得像可能的。
2008-05-06 astro-ph
Probable nonradial g-mode pulsation in early A-type stars
为了探测非径向脉动信号，对早期A型星的谱线轮廓变化进行了测量。HR 6139的光谱类型为A2V，估计T_eff=8800 K，显示出明显的谱线轮廓变化，这可以用双g模振荡来解释。这一特征和已知的光度变化与在慢脉动B型星中观察到的相似。然而HR 6139比这类变星不稳定带的冷边界要冷得多，而且比盾牌座三角洲不稳定带的蓝边要热。有迹象表明，其他四个物体也存在微小的变化，其性质尚不清楚。
2005-11-16 astro-ph
Preparing the COROT space mission: incidence and characterisation of pulsation in the Lower Instability Strip
通过追求的目标，找到新的变量在COROT领域的观点，我们的特点是一个样本的恒星位于较低的部分的不稳定带。我们的样本是由属于太阳附近的磁盘人口的恒星组成。我们发现，23%的恒星显示多周期光变高达几个mmag的振幅。uvbyBeta光度测定法确定了不稳定带中间的大部分变量，高分辨率光谱学确定它们的vsin i>100 km/s。与整个银河系中的delta Sct星相比，显示出略有不同的特征，即，大多数δ Sct星具有0.05等的红（b-y）_0指数和较低的vsin i值。对疏散星团NGC 6633的进一步研究证实了同样的变化率，即，大约20%。δ Sct星的各种脉动行为（包括不寻常的物体，如蓝边以外的变星或快速旋转的高振幅振荡器）使它们成为COROT使用的非常强大的星震工具。在明亮的恒星中相当常见，δ Sct星是从太空进行光学观测的合适目标。
2003-04-23 astro-ph
Pulsation of the Delta Scuti star Theta2 Tau: New multisite photometry and modelling of instability
报道了Theta 2 Tau的多站点光度活动的结果。这个双星系统由不稳定带内的演化恒星和主序星A组成。第12次盾牌座三角洲网络活动包括在四个天文台获得的152小时高精度测光。这导致在10.8至14.6 c/d范围内的11个脉动频率的推导。这些频率证实了以前的地球（1982-1986年）以及卫星（2000年）测光的结果，虽然振幅在几年的时间尺度上的变化。我们发现，至少有两个高频率（26.18和26.73 c/d）也存在于θ 2 τ。参数给出，这些高频率起源于主序伴侣，而不是组合频率，fi+fj，从小学。检查了初级和次级组件的模型，以确定径向和非径向振荡的不稳定性。Teff > 8000 K的热模型在观测频率范围内都是稳定的。理论和观察到的频率范围之间的最佳拟合是通过Teff约等于7800 K（或略高）的模型实现的，与光度校准一致。不稳定性范围跨越两个或三个径向阶数，径向模式的范围为p4至p6。主序后模型（有或没有过冲）是首选的主要，但不能排除过冲的主序模型。对于亮度较低的次级分量，不稳定性范围较宽，从p2到p8跨越5到7个径向阶。观察到的频率位于径向模式p5至p6附近。这些结果的主要不确定性是由一个简单的处理在氢电离区的对流通量。
2002-04-17 astro-ph
Automated Nonlinear Stellar Pulsation Calculations: Applications to RR Lyrae stars. The Slope of the Fundamental Blue Edge and the First RRd Model Survey
我们描述了一种方法，使我们能够遵循的脉动行为的RR天琴座模型一致，自动沿其演变轨迹在整个不稳定带。它是基于强大的振幅方程形式主义，并诉诸于一个明智的组合的数值流体动力学模拟，分析信号的时间序列分析，和振幅方程。一个大规模的调查，然后在RR Lyr不稳定带的非线性脉动，模式选择机制划定整个参数空间的相关区域。我们获得并检查两个区域的滞后，脉动状态取决于方向的演变轨迹，即一个区域的基本（RRab）或第一泛音（RRc）脉动和一个区域的基本（RRab）或双模（RRd）脉动。稳定的双模（DM或RRd）脉动发生的区域非常狭窄，很难在天体物理参数（L，M，T_eff，X，Z）空间中找到流体动力学模拟，但我们系统和有效的方法使我们能够以前所未有的细节来研究它们。它表明，通过同时考虑模式选择和水平分支演化的影响，我们可以自然地解决现存的难题之一，涉及的拓扑结构的理论和观察到的不稳定带，即基本的蓝色边缘的斜率。模式选择和恒星演化效应之间的相互作用的重要性也证明了双模RR天琴座的属性。最后，首次讨论了双模态RR Lyr模式的Petersen图。
2004-06-16 astro-ph
New Results on Pulsating OB Stars
直到最近，驱动$β$ ~Cep和其他早期型恒星振荡的物理机制一直是个谜。这一突破是随着新的OPAL和OP不透明度数据的发表而出现的。用新的不透明度模型计算表明，脉动是由熟悉的$κ$机制驱动的，作用于$T \approx 2 \times 10^5$ K的金属不透明度凸块。该机制在不稳定带的上部激发了低阶$p$ -和$g$ -模，在不稳定带的下部激发了高阶$g$ -模。理论计算的不稳定区域与观测到的$β$ ~Cep和SPB星的不稳定区域符合得很好。在这篇评论中，我提出这些最近的理论结果，并讨论其后果，我们的理解B星脉动。
1995-05-12 astro-ph
On the excitation of PG1159-type pulsations
稳定性的偶极和四极非径向振荡模式的模型恒星，经历了晚氦壳闪光的方式白矮星冷却域。计算的不稳定域与观测到的行星状星云的热变星和GW Vir双星进行了比较。
2005-04-22 astro-ph
Pulsational Instabilities in Accreting White Dwarfs
激变变星（CV）群体拥有各种各样的施主星和吸积白矮星（WD）。预计WD质量的范围，从低质量的氦核WD，到以前以足够高的速率吸积的大质量WD，以使氢稳定燃烧。此外，根据施主恒星的演化程度，预计吸积物质中的氦富集范围很广。我们调查的有效温度范围（$T_{\rm eff}$）的g模式是不稳定的，这种多样性的影响。临界$T_{\rm eff}$（低于该临界值时，模式不稳定）（“蓝边”）取决于表面重力$g$和He丰度$Y$。氢/第一氦电离不稳定带对$g$比$Y$更敏感。我们发现，（对于太阳成分包层），相对于基准WD质量$0.6 M_\odot$，$0.4 M_\odot$ He核WD的蓝边向下移动了$\approx 1000 {\rm K}$，而大质量$\approx 1.2 M_\odot$ WD的蓝边向上移动了$\approx 2000 {\rm K}$。第二个氦电离不稳定带对$g$和$Y$都有很强的依赖性。令人惊讶的是，相对于太阳能，仅将$Y$增加10%就会在$15,000 {\rm K}$附近产生一个不稳定带。因此，在$Y\ga 0.4$演化的施主星周期间隔以下的CV可能在孤立的DA和DB变星之外有一个“中间”不稳定带。这种“中间”不稳定带也发生在低质量的He WD与太阳能成分信封。在纯氢ZZ Ceti不稳定带中，具有$T_{\rm eff}$的CV中缺乏脉动也很容易解释。
2006-04-13 astro-ph
The Instability Strip for Pre--Main-Sequence Stars
本文通过线性和非线性计算研究了前主序星的脉动性质。平衡模型取自从原恒星出生线到ZAMS的模型，质量范围为1至4个太阳质量。非线性分析使我们能够在HR图中定义PMS星的不稳定带。这些模型用于约束年轻恒星的内部结构和测试演化模型。我们比较我们的结果与观测的最佳情况下的脉动年轻的恒星，HR~5999，我们还确定了可能的候选人之间的脉动变化已知赫比格Ae/Be星位于或接近不稳定带边界。
1998-09-21 astro-ph
Pulsating or not? A search for hidden pulsations below the red edge of the ZZ instability strip
鲸鱼座ZZ不稳定带的红边位置在观测上被定义为最低温度，在此温度下，具有富氢大气（DA）的白矮星会呈现出周期性的亮度变化。这种通量变化的截止究竟是由于脉动的停止，还是仅仅由于对流区对任何变化的衰减，使它们不可见，目前还不清楚。后者是一种理论上的可能性，因为随着有效温度的降低，出射通量变化成为内部通量变化幅度的一个越来越小的部分。与通量变化相反，与脉动相关的速度变化的可见性被认为不会受到类似的影响。因此，模型暗示，如果它仍然在脉动，那么就在观测到的红边之下的白矮星应该会显示出速度的变化。为了测试这种可能性，我们使用了三颗DA白矮星的时间分辨光谱，它们没有显示出光度变化，但它们的温度只略低于最冷的鲸鱼座ZZ变星。我们发现，我们的三个目标都没有表现出显着的周期性速度变化，并设置95%的置信限的振幅为3.0，5.2和8.8公里/秒。因此，对于我们的三个对象中的两个，我们可以排除在冷白矮星蒸发器ZZ Psc中观察到的最强模式的速度变化高达5.4 km/s。为了验证我们的程序，我们还检查了一个已知的ZZ Ceti，HL Tau 76的类似数据。应用来自光变曲线的外部信息，我们检测到该物体的显著速度变化，振幅高达4 km/s，使其成为第三个测量速度变化的DAV。（节略）
2002-06-05 astro-ph
Updated pulsation models for BL Herculis stars
星族II脉动变星作为距离指示器和古老恒星星族性质的示踪剂都发挥着相关的作用。在本文中，我们提出了一个更新和均匀脉动的情况下，为广泛的恒星参数的BL赫星，即典型的，星群II造父变星周期短于8天。为了这个目的，我们采用了一个非线性对流流体力学代码评估的稳定性和全振幅行为的一组广泛的BL Her脉动模型。各种假设的质量，光度和金属含量与最近的进化处方一致，采用。我们得到的理论不稳定带的基本和第一泛频振荡器，并提出了一个详细的图集的光/径向速度曲线。导出了不稳定带的边界、绝对星等与周期、质量和颜色的关系以及基本的周期-振幅关系，最后给出了BL Her的理论周期-半径关系，发现它与Burki & Meylan的经验关系符合得很好，并且与短周期的天琴座RR型星的理论一致。
2007-01-09 astro-ph
The incidence of nonradial pulsation in the lambda Bootis stars
我们已经完成了一个高分辨率，高信号噪声，光谱调查的北部成员的奇特λ Boo星，以调查的频率的非径向脉动（NRP）在这些金属缺乏的恒星。在观测到的18个天体中，有9个显示出NRP的确凿证据，这表明脉动不稳定性是lambda Boo类天体中的一种常见现象。
1998-05-18 astro-ph
Comparative seismology of pre- and main sequence stars in the instability strip
本文用线性非绝热分析方法研究了1.8 M $_{\odot}$恒星模型的脉动性质，包括主序收缩的最后阶段到早期氢燃烧阶段。结果证实，前主序星（pms），跨越经典不稳定带的方式向主序星是脉动不稳定的经典不透明度机制。对于不稳定带下部的PMS和主层序类型的模型，发现不稳定频率范围大致相同。一些非径向不稳定模式对恒星内部的深层结构非常敏感。它表明，PMS和主序阶段之间的歧视是可能的，使用在低频范围内的振荡频率分布的差异。
2001-04-19 astro-ph
The Delta Scuti star FG Vir. IV. Mode identifications and pulsation modelling
本文探讨了模式识别，并提出了FG Vir，其中24个频率已被检测到的脉动模型。频率间隔的直方图示出了与相邻的径向阶数和旋转分裂相识别的峰。通过比较观测到的$v$和$y$变化之间的光度相位滞后与计算值，推导出八种模式的脉动$\ell$值。在12.72 c/d处的主脉动模式可以用$\ell$ = 1来识别，而12.15 c/d模式是径向基波。这些结果与Viskum等人（1998）发表的鉴定结果一致。基于观测模态识别和依巴谷距离，在12.15 c/d处的模态是径向基模的约束下，计算了新的模型。它表明，与标准的不透明度，在适当的T_eff，log L和log g范围内的模型不能重现的识别在文献中的23.40 c/d作为第三径向泛音。然而，我们表明，观测$\ell$ = 1（而不是径向）的识别是同样可能的。为FG Vir计算了大量的脉动模型。所观察到的频率和模式识别和脉动模型之间的比较导致的平均密度为<rho>/<rho_sun>= 0.156 +- 0.002取决于不透明度和化学成分的选择和对流核心的可能的过冲。该模型还正确地预测了观察到的9和34 c/d之间的不稳定区域。估计了转动耦合对脉动频率的影响。
1998-11-20 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
HST/STIS observations of sdBV stars: testing diffusion and pulsation theory
本文给出了5颗热亚矮星B（sdB）中阶梯紫外光谱丰度分析的初步结果。这些恒星已被确认为水平分支极端的核心氦燃烧物体。约5%的sdB显示短周期声学模式振荡。模型预测，这些振荡是由于铁族元素的电离引起的不透明度凸起。必须通过重力沉降和辐射悬浮之间的扩散平衡来维持必要的金属丰度。然而，高分辨率的光谱分析表明，我们不能区分脉动和非脉动的sdBs的基础上的表面铁丰度。因此，我们获得了HST/STIS观测的3个闪烁体和2个非闪烁体在近紫外和远紫外测量的表面丰度的元素，是无法从地面上观察到的。我们研究的总体目标是通过寻找这些表面丰度之间的显着差异来测试扩散和脉动计算。
2003-09-02 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
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
The Beta Cephei instability domain for the new solar composition and with new OP opacities
最近对太阳化学成分的修订（Asplund、Grevesse和Sauval，2005年）的特点是C、N、O、Ne、Ar丰度减少了约40%，Fe和其他一些金属丰度减少了20%。我们测试了这些修改对仙王座β模型不稳定性的影响。对于不透明度，使用了来自不透明度项目（Seaton 2005）的最新OP数据。我们表明，在赫兹-罗素图中的仙王座β不稳定域，当计算与新的数据为Z=0.012（修订的太阳值），是非常相似的不稳定域计算较早使用OPAL不透明度的老太阳组成Z=0.02。几乎所有观测到的仙王座β变星都位于不稳定区域内。两种效应导致了新数据的不稳定性增强：（1）OP情况下的金属不透明度凸起比OPAL情况下的金属不透明度凸起在恒星中的位置略深，这导致了更有效的驱动;（2）在固定的Z值下，新的Fe族丰度高于旧的Fe族丰度，因为Z值主要由C、N、0和Ne的丰度决定。
2007-03-28 astro-ph
Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG1159 star HE 1429-1209
我们对最近在ESO SPY巡天中发现的PG 1159型恒星HE 1429-1209进行了时间序列测光。我们发现该恒星是一个周期为919 s的低振幅（约0.05等）非径向g模振荡器。HE 1429-1209是已知最热的后AGB恒星之一（Teff=160000 K），它与已知的增亮星RX J2117.1+3412一起，凭经验定义了高光度下HRD中GW Vir不稳定带的蓝色边缘。
2004-09-10 astro-ph
On the stability of very massive primordial stars
分析了无金属的超大质量恒星（$Z$ = 0; $M = 120 - 500 \msol$）的稳定性，并与富金属恒星进行了比较。这样的零金属恒星对于主序星上的核动力径向脉动是不稳定的，但是这些不稳定性的增长时间尺度比富含金属的恒星要长得多。由于它们在脱离ZAMS后很快稳定下来，脉动可能没有足够的时间来驱动Z = 0恒星的明显质量损失。对于将脉动能量转化为质量损失的效率的合理假设，我们发现，即使对于所考虑的较大质量，恒星也可能在不损失大部分质量的情况下死亡。我们发现在$Z\sim 2\E{-4} - 2\E{-3}$的脉冲不稳定性的$ε$ -和$κ$ -机制之间的过渡。对于大多数富含金属的恒星，$κ$ -机制产生的$e$ -折叠时间要短得多，表明存在很强的不稳定性。因此，我们强调了在早期宇宙中诞生的超大质量恒星和今天可能诞生的恒星之间的稳定性和演化后期阶段的根本差异。
2000-12-01 astro-ph
Kappa-Mechanism Excitation of Retrograde Mixed Modes in B-Type Stars
研究了旋转B型星中逆行混合模的稳定性。结果发现，这些模式是容易受到卡帕机制激发，由于铁不透明度颠簸在log T ~ 5.3。的背景下的脉动的SPB和Be星的研究结果进行了讨论。
2005-11-15 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
Solar-like oscillations in Delta Scuti stars
位于经典不稳定带红色边缘附近的盾牌座三角洲恒星的模型计算表明，与位于不稳定带外部的较冷模型相比，类似太阳的振荡幅度更大。在我们的盾牌座三角洲模型中，类似太阳的振幅被发现足够大，可以用地面仪器探测到，只要它们可以与不透明度驱动的大振幅脉动区分开来。在同一颗恒星中同时观测不透明度驱动和随机激发模式是有好处的。我们预计，在计划中的小行星地震空间飞行任务，如法国的COROT（对流旋转和行星凌日）飞行任务中，可能会探测到它们。我们建议已知的三角洲盾牌星作为这些即将到来的太空任务的目标选择的潜在候选人。
2002-08-30 astro-ph
Mode Switching Time Scales in the Classical Variable Stars
在不稳定带的边缘附近，恒星演化的速率大于脉动振幅的增长速率，当恒星进行脉动模式转换时，情况也是如此。因此，恒星演化控制着不稳定带边缘的脉动和不稳定带内部的模式转换。在软分岔中，开关时间尺度是脉动模态增长率和恒星演化率的逆调和平均。在一个硬分叉的切换时间可以大大长于热的时间尺度，这是典型的顺序为100个周期的造父变星和RR天琴座。我们讨论了一些观测的后果，特别是缺乏低振幅的不稳定带的边缘。
2002-04-15 astro-ph nlin.SI physics.flu-dyn
