The MACHO Project LMC Variable Star Inventory. VI. The Second-overtone Mode of Cepheid Pulsation From First/Second Overtone (FO/SO) Beat Cepheids
本文分析了45颗LMC FO/SO拍变星的测光结果，确定了SO型造父变星的光变曲线特征。我们预测单周期的SO造父变星将有近似正弦的光变曲线;我们只能在P <= 1.4天的时间内将SO造父变星与基本（F）和（FO）造父变星区分开来; SO分布将与LMC FO造父变星周期-光度关系的短周期边缘重叠（当两者都被绘制为光度周期的函数时）。我们还报告发现了一个造父变星SO候选天体，编号为：SIO *05：03：39.6 $-$ 70：04：32，光度周期为0.775961 +/- 0.000019天，仪器振幅为0.047 +/- 0.009等。
1998-08-24 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: Classical Cepheids and AGB Variables
这篇论文已被作者撤回。
2007-08-27 astro-ph
Calibration of the Distance Scale from Cepheids
我们已经使用了红外表面亮度技术，以获得一个新的绝对校准的造父变星PL关系在光学和近红外波段的改进数据的银河系恒星。红外表面亮度距离银河系变量是一致的直接干涉造父变星的距离测量，并与PL校准来自依巴谷天体附近的造父变星，但比这些测定更准确。我们发现，在所有的波段，银河系造父变星PL关系似乎略有，但显着陡峭的LMC造父变星所定义的相应关系。由于我们的LMC造父变星样本的斜率显然比小得多的银河系样本的斜率定义得更好，我们将LMC斜率拟合到我们的银河系校准造父变星样本（这只引入了很小的不确定性），以获得我们最终采用和改进的VIWJHK波段造父变星PL关系的绝对校准。比较两个星系中10天周期造父变星的绝对星等，它们只受到PL关系的不同银河系和LMC斜率的轻微影响，我们推导出所有这些带中LMC距离模的值，这些值可以在合理的假设下非常一致，红化定律和LMC造父变星的采用红化。这就产生了，作为我们目前对造父变星的最佳估计，LMC距离模数为18.55 ± 0.06。
2003-01-15 astro-ph
The near-IR Surface Brightness Method applied to six Cepheids in the young LMC cluster NGC1866
我们提出了新的近红外光变曲线的六个造父变星在年轻的蓝色LMC集群NGC 1866以及高精度径向速度曲线的10个造父变星在NGC 1866和NGC 2031中的两个。对于NGC 1866中具有新的J和K光变曲线的六颗造父变星，我们通过应用近红外表面亮度方法来确定距离和绝对星等。我们发现，正式的误差估计推导出的距离被低估了约两个因素。我们发现低金属丰度LMC造父变星的绝对星等与银河造父变星的近红外表面亮度（ISB）方法确定的周期亮度（PL）关系之间的绝对星等非常吻合，这表明低金属丰度和太阳金属丰度样品的PL关系的斜率可能与其他最近的发现非常相似。尽管如此，在大麦哲伦星云中观测到的基于OGLE的表观P-L关系的斜率与从银河系造父变星的ISB分析中得出的斜率之间似乎仍然存在显着的不一致，并通过对麦哲伦星云造父变星的推断，表明ISB方法本身可能存在内在问题。解决这个问题可以重申P-L关系作为主要的距离指标，适用于金属丰度显着不同的LMC值。
2005-06-06 astro-ph
A Direct Distance to the LMC Cepheid HV 12198 from the Infrared Surface Brightness Technique
我们报告的第一个应用程序的红外表面亮度技术的造父变星在大麦云，变量HV 12198在年轻的球状星团NGC 1866。从这一颗恒星，我们确定到星团的距离模数为18.42 ± 0.10（随机和系统不确定性）。当NGC 1866中更多造父变星成员的结果可用时，我们希望用这种技术得到到LMC的距离，精度为± 3- 4%，包括系统误差。
2000-03-15 astro-ph
Determination of the LMC distance modulus from the Classical Cepheid Period-Luminosity relation
大麦云云（LMC）的距离模是确定宇宙距离尺度的第一步。在本文中，它是从一个新的经典造父变星的周期-亮度（PL）关系的校准。我们的新的校准是通过应用LM方法-一种参数化方法，旨在获得光度校准天体测量信息-依巴谷数据的经典造父变星。得到的距离模数为$18.35^{m}\pm 0.13$。
1998-12-04 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
New Period-Luminosity and Period-Color Relations of Classical Cepheids: II. Cepheids in LMC
利用Udalski等人在OGLE巡天中测得的593颗造父变星的测光资料，加上其他来源的92颗长周期造父变星，分析了它们的P-C和P-L关系，以及在绝对星等不变的情况下，不稳定带的振幅、光变曲线形状和周期的变化。对于小于和大于10天的周期，P-C和P-L关系都有不同的斜率。在周期-振幅关系以及Simon和Lee提出的R_21和Phi_21的复合傅立叶组合中也可以看到10天时的突变。LMC造父变星在B、V、I色带上比银河系造父变星更蓝，部分原因是由于夫琅和费线的差异，部分原因是由于不稳定带的温度边界的实际差异。LMC带的温度在80 K和350 K之间，这取决于周期。因此，LMC和银河系中B、V、I的P-L关系的斜率和（必然）零点必须不同，事实上它们是不同的。LMC造父变星在log P=0.4（2天）时最亮0.5等，在log P=1.5（32天）时最暗0.2等。这些事实使造父变星作为精确距离指标的使用变得复杂，直到找到P-L和P-C关系的非普遍性的原因。非常大的数据库允许在2 < P < 40天和-2 > M_V >-5的范围内以恒定的周期和恒定的绝对星等绘制造父变星在不稳定带内不同位置的各种性质。(...)
2004-07-06 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: Classical Cepheids, AGB Variables, and the 9 Million Star Color-Magnitude Diagram
这篇论文已经被撤回了
2007-08-26 astro-ph
Cepheid variables in the LMC cluster NGC 1866. I. New BVRI CCD photometry
本文报道了大麦云星云中年轻的富星系团NGC 1866中一组七颗造父变星的BV（RI）c CCD测光数据。测光是作为一个程序的一部分，以确定准确的距离，这些造父变星的红外表面亮度技术的手段，并改善LMC造父变星数据库建设造父变星PL和PLC的关系。使用新的数据与文献中的数据一起，我们已经确定了所有变量的改善期。对于五个基模反射器，光变曲线现在具有优良的质量，一旦这些变量的完整的红外线曲线和径向速度曲线可用，将导致精确的距离和半径确定。
2000-03-16 astro-ph
Cepheids in the LMC: Results from the MACHO Project
在22个LMC领域的CANOO项目调查的大约1500造父变星已被校准和分析。在本文中，我们报告了改进的周期比共73拍造父变星，并提供了第一次看的傅立叶分解参数单周期和双周期造父变星。我们还注意到一个不寻常的振幅变化的振荡器。
1996-10-23 astro-ph
The LMC distance modulus from Hipparcos RR Lyrae and classical Cepheid data
LM方法旨在利用依巴谷数据获得亮度校准，并应用于推导天琴座RR和经典造父变星的亮度校准。从这些校准的距离大麦云（LMC）的估计。两次校准所提供的距离模量非常一致，为18.3米，而之前使用依巴谷数据进行的几次校准在两种类型的恒星之间提供了不一致的结果。这一结果表明，哈勃常数的值应为H_0 = 79 km s-1 Mpc-1。
1998-05-15 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: I. Beat Cepheids - Conclusive Evidence for the Excitation of the Second Overtone in Classical Cepheids
本文报道了利用美国天文台测光计划数据库在大麦云星云（LMC）中发现的45颗拍造父变星。同时在两个径向模式脉动的变量被证明是干净地打破成两个周期比组，提供了第一个明确的证据，第二泛音确实是激发在真正的造父变星。30颗恒星以基频和第一泛音模式（F/1H，周期比在0.72附近）跳动，15颗恒星以第一和第二泛音模式（1H/2 H，周期比在0.80附近）跳动。F/1H周期比系统地高于已知的银河系拍造父变星，表明金属丰度的依赖性，其意义与理论一致。发现LMC中的拍造父变星在基本周期小于1.25天时选择1H/2 H模态。对于基本周期小于2.5天的恒星，造父变星在两种模式下激发的比例约为20%.我们无法确认任何一个提议的击败造父变星候选者，这些候选者与我们从Andreasen（1987）和Andreasen \& Petersen（1987）的调查中获得的样本相同。我们还提出了发现者图表，并发现几个拍造父变星在或附近的LMC集群。
1994-11-16 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity Relation at Mid-Infrared Wavelengths: I. First-Epoch LMC Data
首次给出了大麦云（LMC）造父变星的中红外周期-光度关系。70颗造父变星的单历元观测结果是从斯皮策IRAC观测中提取的3.6、4.5、5.8和8.0微米的观测结果，这些观测结果是在大麦哲伦星系的SAGE（测量星系演化的代理人）成像调查期间偶然获得的。所有四个中红外PL关系在6 - 88天的周期范围内具有几乎相同的斜率，对于所有四个这些波长，具有仅+/-0.16 mag的与周期无关的小散射。我们强调，差分红化是没有显着贡献的观察到的散射，鉴于近两个数量级的减少灵敏度的中红外消光相比，光学。未来的观测，填补了这些造父变星的光变曲线，应该会明显减少剩余的散射。仅这些属性就表明，中红外PL关系将提供一种实用的方法，大大提高造父变星到附近星系距离的准确性。
2008-01-15 astro-ph
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
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: The Discovery of RV Tauri stars and New Type II Cepheids in the LMC
我们报告在大麦云星云中发现了金牛座RV星。在光度和颜色曲线上，金牛座RV型恒星似乎是II型造父变星的直接延伸。一个单一的周期-光度-颜色关系被认为是描述II型造父变星和金牛座RV星在LMC。我们推导出关系式：$V_{\circ} = 17.89 (\pm 0.20) - 2.95 (\pm 0.12) \log_{10}P + 5.49 (\pm 0.35) \bar{(V-R)_{\circ}}$，适用于周期范围为$0.9 < \log_{10}P < 1.75$的II型造父变星和金牛座RV星。假设到大麦云的距离模为18.5，绝对光度的关系式为：$M_{V} = -0.61 (\pm 0.20) - 2.95 (\pm 0.12) \log_{10}P + 5.49 (\pm 0.35) \bar{(V-R)_{\circ}}$。
1997-08-05 astro-ph
Cepheid Period-Radius and Period-Luminosity Relations and the Distance to the LMC
我们用红外Barnes-Evans表面亮度技术计算了34颗造父变星的半径和距离。从两个版本的技术获得的半径和距离结果非常一致。28个变量的半径被用来确定周期-半径关系。这种关系被发现有一个较小的分散比在以前的研究中，是相同的周期半径关系发现的Laney和Stobie从一个完全独立的方法，这一事实提供了有说服力的证据表明，造父变星的周期半径关系，现在确定在一个非常高的置信水平。我们利用精确的红外距离确定了造父变星银河系样品中V、I、J、H和K通带的周期光度关系。我们从更新的LMC造父变星样本中获得这些关系的改进斜率，并采用这些斜率来获得PL关系的精确绝对校准。通过将这些关系与LMC造父变星定义的关系进行比较，我们得出了每个通带中LMC距离模量的惊人一致和精确的值，其平均值为DM（LMC）= 18.46 +- 0.02。我们的研究结果表明，红外Barnes-Evans技术是非常不敏感的造父变星的金属丰度和采用红化，因此，一个非常强大的工具来获得精确的距离附近的星系直接应用的技术，其造父变星变量，而不是通过比较PL关系的不同星系，这引入了更多的敏感性，金属丰度和吸收的修正，通常是难以确定的。
1997-10-15 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
The extra-galactic Cepheid distance scale from LMC and Galactic period-luminosity relations
本文利用HST关键计划（KP）和Sandage-Tammann-Saha（STS）小组观测到的一些邻近星系对造父变星的距离进行了重新校准。我们在我们的分析中使用了很多KP方法，但应用了新的技术，基于傅立叶方法来估计已公布的造父变星数据的平均星等。我们还应用不同的校准PL关系来估计造父变星的距离，并研究了距离模量对所采用的校准PL关系的敏感性。我们重新确定OGLE LMC PL关系使用一个更保守的方法，并研究使用银河系PL关系的距离尺度上的效果。对于KP星系，我们发现很好的协议，平均差异为-0.002和0.075等。当分别使用LMC和Galaxy作为校准PL关系时。然而，造父变星到STS星系的距离较短，为-0.178mag. -0.108mag.当分别使用LMC和Galaxy PL关系时，再次平均。我们还计算了这些星系的距离使用PL关系在最大光，发现非常好的协议与平均光PL距离。然而，在校正金属丰度效应之后，使用两组校准PL关系获得的距离模量之间的差异变得可以忽略不计。这表明LMC和银河系中的造父变星确实遵循不同的PL关系，至少在目标星系的中值周期。
2003-09-08 astro-ph
The Detailed Forms of the LMC Cepheid PL and PLC Relations
LMC Cepheid PL和PLC关系的线性可能的偏差进行了研究。研究了OGLE和OOO项目的两个数据集。基于线性回归残差的非参数检验表明，两种PL关系都不是线性的。如果允许颜色依赖性，则发现OOO PL关系更显著地偏离线性，而OGLE PL关系与线性一致。这些发现通过将“广义加性模型”（非参数回归函数）拟合到两个数据集来证实。颜色的依赖性被证明是非线性的，在这两个数据集，显然是在这种情况下的C4O造父变星。它还表明，有周期和颜色之间的相互作用的功能在CNOO数据。
2007-06-12 astro-ph
EROS: Short period Cepheids in the bar of the LMC.
本文对大麦云云条中的87个造父变星在490 nm处的光变曲线进行了傅里叶分析。测光是通过EROS计划获得的，该计划的主要目的是在星系晕中寻找重子暗物质。高质量的测光和良好的相位覆盖使我们能够获得精确的傅里叶分解的光曲线。因此，我们确认，所谓的s-Cepheids是泛音调制器，并代表约30 $\%$的我们的样本，而经典的Cepheids是基本调制器。我们已经确定了一些功能的振幅比和相位差与周期的曲线图。这些特征通常与不同脉动模式之间的共振有关。如果我们接受傅立叶分解技术应用于光变曲线产生共振中心的位置，那么对于基频共振子，LMC造父变星中的共振似乎与银河造父变星中的共振周期相同，而对于泛音共振子，它们似乎周期较短。
1995-03-27 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
Period Changes of the LMC Cepheids Determined from the Harvard, OGLE and ASAS Data
在过去的几十年里，对大麦云星云中造父变星的观测，使我们能够寻找演化周期的变化。在我们的378颗恒星样本中，没有一颗造父变星停止跳动。此外，它们中没有一个显示出可以指示模式切换的大的周期变化。然而，对于log P> 0.9的造父变星，我们发现了显着的周期变化，无论是积极的还是消极的。观测到的周期变化和理论预测之间的比较表明，与某些模型（Bono等人，2000年）的一致性适中，与其他模型（Alibert等人，1999年）的差异很大。这两个模型之间的巨大差异可能是由于核心氦燃烧阶段的恒星演化对输入物理的微小变化非常敏感，正如Lauterborn，Refsdal和Weigert（1971）所发现的那样。
2001-11-27 astro-ph
A new calibration of Galactic Cepheid Period-Luminosity relations from B to K bands, and a comparison to LMC PL relations
造父变星周期-光度关系的普适性一直在讨论中，因为金属丰度效应被认为在截距值中起作用，最近，这些关系的斜率。本研究的目标是校准银河系的PL关系在不同的光度带（从B到K）和比较的结果，在LMC的良好建立的PL关系。我们使用一组59校准星，其中的距离是使用五种不同的距离指标测量：哈勃太空望远镜和修订依巴谷天体，红外表面亮度和干涉Baade-Wesselink天体，和经典的零年龄主序列拟合造父变星属于疏散星团或OB星协会。详细讨论了吸收修正和投影因子。我们发现LMC和我们的银河系之间的PL关系的斜率没有显着差异。我们的结论是造父变星PL关系具有普遍的斜率，在所有的光度带，不依赖于所研究的星系（至少对于大麦哲伦星系和银河系）。在本工作中没有讨论可能的零点随金属含量的变化，但从我们的数据可以推断出LMC距离模量的上限为18.50。
2007-09-20 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
The distance to the LMC cluster NGC 1866; clues from the cluster Cepheid population
最近的研究旨在估计到年轻的LMC星团NGC 1866的距离，利用了LMC周围区域的红团星，以及经验和理论的主序拟合方法，发现了区域和星团的距离明显不同，后者在距离模上接近Δ（DM）\sim 0.20 mag.本文重新考虑了NGC 1866的造父变星星族，试图解释这种差异.结合BVI的各种测光数据和单历元的2 MASS JHK测光，得到了造父变星团的光致发光关系。通过比较LMC和团PL与无红化Wesenchmark指数的关系，确定了团与LMC主体之间的距离（0.04兆的距离模量，该集群更远），其耦合到LMC盘的几何形状的模型，提供的Δ（DM）范围在0.0和-0.11马格之间。同时比较BVI中星团和LMC场的PL关系，给出了星团红化的估计，其结果是E（B-V）= 0.12 \pm 0.02。这一决定是高于在所有以前的研究中使用的典型值0.06 mag，但我们表明，这是不矛盾的独立估计的重新分析。用这种新的红化方法得到的聚类主序拟合距离为DM = 18.58 \pm 0.08，与DM = 18.53 \pm 0.07（随机）^{+0.02}_{-0.05}（系统）的红聚类值和对Δ（DM）的造父变星约束完全相容。
2003-08-29 astro-ph
Investigations of the Non-Linear LMC Cepheid Period-Luminosity Relation with Testimator and Schwarz Information Criterion Methods
在本文中，我们研究的线性和非线性的大麦云（LMC）造父变星的周期光度（P-L）的关系，使用两种统计方法以前没有应用到这个问题：testimetry方法和施瓦茨信息准则（SIC）。首次将该方法推广到多阶段，证明了该方法是无偏的，且估计斜率的方差小于线性回归理论估计的标准斜率。施瓦茨信息准则（也称为贝叶斯信息准则）比赤池信息准则更保守，倾向于选择低阶模型。通过使用模拟数据集，我们验证了这些统计技术可以用来检测内在的线性和/或非线性的P-L关系。这些方法，然后应用到独立的LMC造父变星数据集的OGLE项目和OOO项目，分别。我们的结果意味着，有一个变化的斜率在较长的周期范围内的所有数据集。这强烈支持先前的结果，从独立的统计检验，观察到的LMC P-L关系是非线性的，在/约10天的中断期。
2007-04-26 astro-ph
The Hubble Constant from Type Ia Supernova Calibrated with the Linear and Non-Linear Cepheid Period-Luminosity Relation
众所周知，用造父变星距离标定的Ia型超新星的峰值亮度可以用来确定哈勃常数。造父变星到主星系的距离通常是由大麦云（LMC）造父变星的周期光度（PL）关系得到的。然而，最近的实证研究提供的证据表明，LMC PL关系不是线性的。在这封信中，我们确定哈勃常数使用线性和非线性LMC造父变星PL关系作为校准关系到四个星系的主机Ia型超新星。我们的结果表明，所获得的哈勃常数的值是相似的。然而，当使用线性LMC PL关系时，必须将$\sim0.03$ mag.的典型误差（正交）添加到哈勃常数的系统误差中，假设LMC PL关系确实是非线性的。在精密宇宙学时代，这对于最小化哈勃常数的总误差是很重要的。由线性和非线性LMC PL关系标定的哈勃常数分别为H_0 = 74.92+-2.28（随机）+-5.06（系统）km/s/Mpc和H_0 = 74.37+-2.27（随机）+-4.92（系统）km/s/Mpc。利用银河系光致发光关系计算的哈勃常数也将在这封信的最后一节进行简要讨论和介绍。
2006-03-23 astro-ph
Infrared photometry of Cepheids in the LMC clusters NGC 1866 and NGC 2031
造父变星在大麦哲伦星云的近红外研究利用了这些波长下降低的光变曲线振幅和金属丰度依赖性。这项工作提出了这样的测光两个年轻的集群已知包含相当大的造父变星人口：NGC 1866和NGC 2031。我们的目标是确定光变曲线和周期光度（PL）的关系，在近红外，以评估集群和现场的反射器之间的相似性，并检查当前的脉动模型的预测能力。光变曲线由两个星团造父变星的多波长宽带J、H、Ks测光得到，周期由光学测光确定。造父变星的平均幅度被用来构建PL关系在近红外。PL平面中的属性进行比较，在LMC领域造父变星的行为和最近的脉动模型的预测，规范和overluminous。集群和领域造父变星是同质的，并列入集群造父变星的领域样本很好地扩展了PL关系。PL关系的斜率在整个周期范围内是恒定的，并且不显示-至少在所采用的IR波段中-一些作者报道的在P ~ 10 d处的斜率的中断。与脉动模型的预测比较，可以估计NGC 1866和NGC 2031的距离模量。这两个集群被发现躺在基本上相同的距离。对K滤光片的理论模型进行拟合，若采用正则模型，则（m-M）_0 = 18.62 ± 0.10;若采用过光模型，则（m-M）_0 = 18.42 ± 0.10。在此基础上，对团簇与LMC内部结构的关系提出了一些看法。
2006-10-16 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
Cepheids as Distance Indicators: Some Current Problems
一般审查的造父变星距离尺度的校准，特别是它的使用中确定H0。重点放在使用造父变星尺度的星系校准的优势，而不是依赖于通过距离LMC。然后，可以使用大麦哲伦云数据来测试这种尺度上可能的金属丰度效应。
2001-10-16 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
Direct Distances to Cepheids in the Large Magellanic Cloud: Evidence for a Universal Slope of the Period-Luminosity Relation up to Solar Abundance
我们已经应用红外表面亮度（ISB）技术来获得距离13造父变星在LMC的跨度从3到42天的周期范围。从这些距离计算出的变量的绝对量，我们发现，LMC造父变星在V，I，W，J和K波段定义了紧密的周期-光度关系，这些关系与用相同技术得出的相应的银河系PL关系非常吻合，并且比OGLE-II项目在V，I和W波段观察到的LMC PL关系明显陡峭，以及J. P. son等人在J和K.我们发现LMC造父变星的倾斜校正的真距离模量显示出对周期的显著依赖性，这暗示了与恒星周期有关的ISB技术中的系统误差。我们认为最有可能的罪魁祸首是将径向速度转换为脉动速度的p因子;我们的数据意味着p因子的周期依赖性比以前认为的要陡得多，并且我们从我们的数据中得出p=1.58（+/-0.02）-0.15（+/-0.05）logP作为最佳拟合，零点与银河系疏散星团造父变星有关。使用这个修正的p因子定律，LMC造父变星距离模量的周期依赖性消失，同时银河系和LMC PL关系彼此一致，并且与直接观察到的LMC PL关系一致，在1 sigma不确定性内。我们的主要结论是，以前，陡峭的银河系PL关系是由错误的校准的p-因子法，现在有证据表明，造父变星PL关系的斜率是独立的金属丰度太阳金属丰度，在光学和近红外波段。
2005-03-29 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
Distances to six Cepheids in the LMC cluster NGC1866 from the near-IR surface-brightness method
利用近红外表面亮度技术计算了大麦云星云中年轻星团NGC 1866中六颗造父变星的距离。有六颗恒星在完全相同的距离，我们可以直接测量方法的内在不确定性。我们发现标准差为0.11等，比误差估计大两到三倍，更符合Barnes等人（2005）的贝叶斯统计分析估计。使用所有六个距离估计值，我们确定未加权平均聚类距离为18.30+-0.05。观测结果表明，NGC 1866与LMC主体的距离接近。如果我们使用Gieren等人（2005）提出的p因子对周期的更强依赖性，我们发现距离为18.50 ± 0.05（内部误差），银河系和MC造父变星的PL关系非常一致。
2005-10-06 astro-ph
The Luminosities and Distance Scales of Type II Cepheid and RR Lyrae variables
红外和光学绝对星等是由修正的依巴谷星等和脉动星等分别导出的。根据2MASS资料，给出了142个RR型Lyrics变星的相位校正JHK图。在经典的造父变星模数（18.39）下，与LMC RR天琴座相比，RR天琴座本身过于明亮，与加泰罗尼亚和科尔特斯的预测一致。V553 Cen和SW Tau与基于相同LMC模数的零点的球状星团II型造父变星的松永PL（K）关系的平均偏差仅为0.02等。直接比较这两颗恒星与II型造父变星在大麦哲伦星云和银河隆起的位置，得到大麦哲伦星云的模数为18.37 \pm 0.09，到银河中心的距离为7.64 \pm 0.21 kpc。Kappa Pav可以是二进制的。V553 Cen和SW Tau的研究表明，在可见光波长下，场星的PL关系比球状星团的PL关系更宽。
2008-03-04 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
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: XII. Three Cepheid Variables in Eclipsing Binaries
本文提出了一种求解包含造父变星的食双星系统的光变曲线的方法，并给出了大麦云云中三颗食造父变星的光变曲线解。构造了一个几何模型，其中的组成星被假定为球形和圆形轨道上。紧急系统流量计算作为时间的函数，与温度和造父变星的半径处理自洽的内在变化。拟合所采用的模型光度观测，将数据从多个带通，产生一个单一的参数集最好地描述系统。这个方法被应用到三个食造父变星系统从CANOO项目LMC数据库：CANOO ID的6.6454.5，78.6338.24和81.8997.87。每个系统的轨道周期和倾角以及每个恒星的相对半径、颜色和边缘变暗系数都得到了最佳拟合值。还得到了造父变星的脉动周期和固有颜色变化的参数化，并直接测量了每个造父变星的径向脉动幅度。发现系统6.6454.5包含一个4.97天的造父变星，它不能被明确地归类为I型或II型，还有一个意外的更亮的伴星。系统78.6338.24由一个17.7天的W Vir Class II型造父变星和一个更小、更暗的伴星组成。系统81.8997.87包含一颗中等质量、2.03天泛音的造父变星，以及一颗较暗的红巨星次级变星。
2002-03-13 astro-ph
The Cepheid Period-Luminosity relation and the maser distance to NGC 4258
Newman等人（2001）在最近的一篇描述螺旋星系NGC 4258中造父变星的HST观测的论文中报告说，为银河系外距离尺度的关键项目修订的校准和方法得出该星系的真实距离模为29.40+-0.09等，对应于7.6+-0.3 Mpc的公制距离。这个造父变星的距离，18.50等是大麦哲伦星云的真实距离模数，并不明显大于7.2+-0.5 Mpc，这个值是Herrnstein等人（1999）从水脉泽源轨道运动的纯粹几何考虑确定的。然而，如果考虑到NGC 4258和LMC之间的金属丰度差异D[O/H]~0.35，那么关键项目方法得出的金属丰度校正值为29.47 ± 0.09等，LMC为18.50等，即造父变星距离为7.8 ± 0.3 Mpc，与脉泽测定值相差1.2 sigma。在本文中，我们表明，金属修正造父变星的距离测定，建议脉动模型，可能会提供一个自然的方式达到造父变星和脉泽之间的距离NGC 4258的各种LMC距离测定密切一致。
2001-10-24 astro-ph
Testing the nonlinearity of the BVIcJHKs period-luminosity relations for the Large Magellanic Cloud Cepheids
最近的一些工作表明，大麦云（LMC）造父变星的周期-光度（PL）关系表现出一个有争议的非线性特征，其周期为10天。因此，本研究报告的目的是测试LMC造父变星在BVIcJHKs波段以及Wesenstrom函数中PL关系的线性/非线性。我们表明，简单地比较长周期和短周期的斜率，以及它们的相关d标准差，导致严格的更大的错误率比应用严格的统计检验，如F检验。我们对目前发表的LMC Cepheid数据进行了各种统计检验。这些统计检验包括F-检验、检验性检验和Schwarz信息准则（SIC）方法。这些统计检验的结果强烈地表明，LMC PL关系在BVIcJH波段是非线性的，而在Ks波段和Wesenstrom函数中是线性的。利用最大光周期色关系和多相位关系的性质，我们认为非线性PL关系不是由消光误差引起的。
2007-10-26 astro-ph
Multi-colour PL-relations of Cepheids in the Hipparcos catalogue and the distance to the LMC
我们分析了依巴谷星表中236颗造父变星的样本，使用V，I，K中的“约化松弛”方法和无红化的“Wesenheit指数”。我们将我们的样本与Feast & Catchpole（1997）和Lanoix et al.（1999）所考虑的样本进行比较。我们强调两个系统的影响，影响到LMC的距离的重要性：银河PL关系和金属丰度修正的斜率。为了评估这些不同的影响，我们提出了27个距离模数（DM）的LMC，基于三种不同的颜色（V，I，K），三种不同的斜率，和三种不同的金属丰度校正。基于视差数据的到LMC的DM可以总结如下。基于V和I的PL关系和Wesenheit指数，DM为18.60 \pm 0.11（\pm 0.08斜率）（^{+0.08}_{-0.15}金属丰度），这是我们目前的最佳估计值。基于K的PL关系，DM为18.52 \pm 0.18$（\pm 0.03斜率）（\pm 0.06金属度）（^{+0.10}_{-0}采样偏倚}）。随机误差主要是由于依巴谷天体的给定精度和相应样本中造父变星的数量。括号中的项表示可能的系统不确定性，这是由于银河PL关系的斜率、金属丰度修正以及K波段中恒星数量有限造成的。Sandage等人（1999年）最近的研究表明，金属丰度对较短距离的影响可能比这里所指出的要小。
2000-02-16 astro-ph
The Linearity of the Wesenheit function for the Large Magellanic Cloud Cepheids
有强有力的证据表明，大麦云（LMC）造父变星的周期-光度（PL）关系在10天左右的周期出现了一个转折。由于LMC PL关系广泛用于距离尺度研究，LMC PL关系的非线性可能会影响基于此LMC校准关系的结果。在本文中，我们表明可以通过使用Wesenheit函数获取造父变星距离来解决这个问题。这是因为韦森函数是线性的，尽管最近的数据表明，构成韦森函数的PL和周期-颜色（PC）关系不是线性的。我们测试的线性Wesenstrom函数，并找到有力的证据表明，LMC Wesenstrom函数确实是线性的。这是因为当构造Wesenwehr函数时，PL和PC关系的非线性被抵消。我们讨论这一结果的背景下，距离尺度的应用。我们还比较了由线性和破缺LMC PL关系构造的mu_0=mu_V-R（mu_V-mu_I）（等价于Wesenstrom函数）得到的距离模，发现距离模的典型差别为~ +-0.03mag。因此，破碎的LMC PL关系不会严重影响当前的距离尺度应用。本文还讨论了用方程mu_0=mu_V-R（mu_V-mu_I）计算的随机误差，并指出随机误差的计算存在一个相关项。如果忽略该相关项，则计算出的随机误差将更大。
2005-04-08 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
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
Cepheid Standard Candles
多亏了HST，现在有许多具有造父变星距离的星系，这些星系为校准次级距离指标提供了主要平台。我回顾了最近的进展，我们的理解造父变星的标准烛光性能，特别强调在HST研究中使用的技术。由造父变星在大麦哲伦星云中定义的PL关系被证明是优秀的，尽管到大麦哲伦星云的距离，决定零点，仍然是相当有争议的。这种LMC关系与使用依巴谷距离或巴德-韦塞林克距离的星系校准是一致的。然而，在银河系疏散星团中观察到的造父变星的PL图暗示了主序拟合距离的年龄依赖性，类似于依巴谷视差距离的星团。观测和理论研究表明，造父变星性质的金属丰度依赖性并不大，但足够重要，应该加以考虑。然而，目标星系通常与校准星系具有相似的金属丰度，这一事实表明金属丰度修正不会对哈勃常数的估计产生重大影响。不完全偏差也会影响造父变星样本，但通常最好通过对周期施加保守的下限来处理。
1998-12-18 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. VI. Double-Mode Cepheids in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个样本的76个双模造父变星检测在4.5平方度的区域中的LMC的中心部分。其中19颗恒星的振动模式为基模和第一泛音，57颗天体的振动模式为第一和第二泛音。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${V-I}$色指数的分布。
2001-01-19 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 Distances to Open Clusters from Main-Sequence Fitting. IV. Galactic Cepheids, the LMC, and the Local Distance Scale
本文导出了七个包含造父变星的银河系疏散星团的基本性质，并建立了它们的周期光度（P-L）关系。对于我们的集群主序星拟合，我们延长以前的海厄兹为基础的经验色温校正，以更热的恒星作为模板的昴宿星。我们使用BVI_{C} JHK_{s}数据来测试红化规律，并包括金属丰度的影响，以执行一个更全面的研究，我们的集群比以前的努力。我们得到的全消光与选择消光的比值R_V与预期的一致。假设LMC P-L斜率，<M_V>对于10天周期的造父变星，我们发现= -3.93 +/- 0.07（统计学）+/- 0.14（系统学），这通常比以前的研究要暗。我们的结果是一致的，最近的HST和依巴谷视差的研究时，使用Wesenchantmagnitude W（VI）。红化和金属丰度的不确定性是V波段P-L关系的主要误差来源，但采用更深的光学和近红外团簇测光可以获得更高的精度。我们得到NGC 4258、LMC和M33的距离分别为（m-M）_0 = 29.28 +/- 0.10、18.34 +/- 0.06和24.55 +/- 0.28，在P-L关系中附加系统误差为0.16等。与NGC 4258的距离与水脉泽的几何距离[Δ（m-M）_0 = 0.01 +/-0.24]符合得很好，而与食双星的距离[Δ（m-M）_0 = 0.37 +/-0.34]不太一致;我们的LMC距离比HST关键项目中采用的距离略短，这正式意味着哈勃…
2007-11-26 astro-ph
Cepheids in the Magellanic Clouds
在过去的几年里，麦哲伦星云一直是几个主要的变星巡天的目标。这些巡天的结果现在已经可以得到，很明显，大麦哲伦星云和小麦哲伦星云变星研究的复兴将由此产生。在这篇评论中，我将描述这些调查的结果，并回顾可能通过进一步工作来回答的问题。关于结果，我将集中在LMC的AMIO项目数据，包括拍造父变星，发现统计，模式识别，光变曲线的傅立叶分解，以及LMC和银河系样本之间的差异。
1995-03-25 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
EROS VARIABLE STARS : FUNDAMENTAL-MODE AND FIRST OVERTONE CEPHEIDS IN THE BAR OF THE LARGE MAGELLANIC CLOUD
本文给出了大麦哲伦星云中97颗造父变星在490 nm波段的CCD相位合并光变曲线。测光是作为法国EROS项目的一部分获得的，具有出色的相位覆盖率，可以准确地分解为傅立叶分量。我们确定为“正弦”或S-造父变星的周期小于5.5 D和小的二次谐波分量的恒星。这些恒星组成$\sim$ 30%的我们的样本和大多数形成一个序列$\sim$ 1等亮于LMC经典造父变星的周期光度图。它们通常也更蓝，并且具有较低振幅的光变曲线。我们推断，s-Cepheids是第一泛频调制器，因为当它们的周期被转换为预期的基模值时，它们服从与经典Cepheids的共同周期-光度-颜色关系。这也证实了造父变星周期-光度-颜色关系中颜色项的真实性。此外，经典造父变星不稳定带的蓝边与Chiosi等人（1993）的Hertzsprung-Russell图和周期光度图对基模的理论计算相吻合，但我们发现我们观测到的s-Cepheid比Chiosi等人的更亮更蓝。第一次泛音的预测。我们确定了一些功能，我们的明星的傅立叶分量振幅比和相位差的绘图。这些特征已经被识别为不同脉动模式之间的共振。在LMC中，我们发现这些特征似乎发生在非常类似于银河系经典造父变星的时期，但在不同的时期s-Cepheids。我们发现了一个双模造父变星的LMC，$P({\rm first overtone})/P({\rm fundamental}) = 0.7…
1995-05-14 astro-ph
Ultra-Low Amplitude Cepheids in the Large Magellanic Cloud
LMC场77位于附近的造父变星不稳定带的OMO变量进行了重新检查。在144颗被我们确认为造父变星的变星中，我们发现14颗在红波段的傅立叶振幅<0.05等，其中7颗振幅<0.006等：我们将后一组恒星称为超低振幅造父变星。这些对象的可变性进行了验证，通过比较的红与蓝的光变曲线，并与相应的OGLE LMC恒星。造父变星的出现符合理论。我们还发现了两个低振幅变星，它们的周期比同视星等的F型造父变星的周期小5- 6倍。我们认为这些天体是在表面模式下经历脉动的造父变星，它们属于一类新的奇异造父变星（或表面模式造父变星），Buchler等人（1997）预测了它们的存在。
2005-08-26 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
