Why should we correct reported pulsation frequencies for stellar line-of-sight Doppler velocity shifts?
在开普勒和柯罗的时代，扩展的观测提供了恒星脉动频率的估计，达到了新的精度水平，经常超过$10^{4}$中少数部分的分数水平。这些高水平的精度现在原则上超过了人们可以忽略恒星相对于观测者的运动所引起的脉动频率的多普勒频移的程度。我们对这些多普勒频移进行了校正，并使用之前发表的脉动频率来证明该效应的重要性。我们建议，报告的脉动频率应定期校正恒星的视线速度多普勒频移，或者如果视线速度估计是不可用的，参考框架中的频率报告应清楚地说明。
2014-08-29 astro-ph.SR
Current problems in stellar pulsation theory
随着空间飞行任务的出现，过去十年在星震学和恒星物理学方面取得了重大进展。由于目前振荡光谱的丰富性和精确性，复杂的地震探测技术现在使我们能够精确地确定我们目前恒星结构和演化模型的局限性。然而，地震诊断的准确性取决于脉动模型的准确性。在类太阳振荡中，不准确性的主要来源来自近地表层，在那里振荡是非绝热的，并且与湍流对流强烈耦合。一些脉动恒星旋转得很快，在模拟它们的脉动时必须准确地考虑到这一点。在其他情况下，磁场或动态潮汐可能会发挥一定的作用。本文对星震学的成就和局限性作一综述。
2019-01-25 astro-ph.SR
The Role of Opacities in Stellar Pulsation
我们研究的恒星脉动的不透明度的作用，参考造父变星和RR天琴座，并检查增强不透明度的影响，在关键温度范围内的理论脉动光变曲线。最近的实验和理论工作提供了温度范围，这些工作表明铁不透明度被大大低估了。对于造父变星，我们发现增广不透明度在一定的周期范围内（约$\log P \approx 1$）有明显的影响，即使有一个退化的混合长度。我们也发现显着的影响，在理论模型的B-星整流器。
2018-06-08 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and 3D Convection. I. Numerical Methods and Adiabatic Test Cases
我们正在开发一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光和速度曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的2D计算被阻止这样做，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们通过定义我们的坐标系流算法来消除这个困难，要求球壳中的质量在整个脉动周期中保持恒定。我们进行绝热测试计算表明，大振幅的解决方案重复超过150个脉动周期。我们还验证了计算方法保存的峰值动能每周期，必须是真实的绝热脉动模型。
2011-02-09 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. II. Two-Dimensional Convection In Full Amplitude Radial Pulsation
我们开发了一个三维辐射流体动力学程序来模拟经典变星中对流和径向脉动的相互作用。一个关键目标是能够将这些模拟进行到全振幅，以便将它们与观察到的光变曲线进行比较。由于径向坐标系中的漂移，先前的多维计算被阻止达到全振幅，这是由于在脉动周期期间定义坐标系的径向移动的算法。我们已经通过定义我们的径向坐标流算法来消除这个困难，该算法要求球壳中的质量在整个脉动周期的每个时间步保持恒定。我们已经使用我们的新代码进行径向脉动和对流的相互作用的二维模拟。我们已经从我们的二维对流模拟的光变曲线与观测到的光变曲线之间进行了比较，发现我们的二维模拟光变曲线能够更好地匹配观测到的光变曲线形状附近的RR Lyrant不稳定带比光变曲线从以前的一维时间依赖性对流模型的红色边缘。
2013-06-05 astro-ph.SR
Self-Consistent Nonlinear Classical Cepheid Pulsations During Stellar Evolution with MESA
Yale University（耶鲁大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；State University of New York at Oswego（纽约州立大学奥斯威戈分校）
本文通过在MESA中引入涡旋粘滞阻尼，实现了对恒星演化的自洽非线性经典造父变星脉动的模拟，展示了MESA-star与MESA-RSP模块的物理一致性，并为未来研究提供了新的方法。
2026-03-16 astro-ph.SR
On the effect of turbulent anisotropy on pulsation stability of stars
在非定域含时恒星对流理论框架下，详细研究了湍流各向异性对恒星脉动稳定性的影响。结果表明，各向异性对g模和低阶（径向阶$n_\mathrm{r}<5$）p模的脉动稳定性没有显著影响。湍流各向异性的影响随着径向阶数的增加而增加。当忽略湍流各向异性时，低温星的大部分高阶（$n_\mathrm{r}>5$）p模都变得不稳定。幸运的是，在各向异性参数$c_3$的较宽范围内，恒星脉动稳定性对$c_3$的具体值并不敏感。因此可以说对流参数$c_3$的定标误差不会对恒星脉动稳定度的计算产生任何不确定性。
2018-08-29 astro-ph.SR
Properties of self-excited pulsations in 3D simulations of AGB stars and red supergiants
本研究利用CO5BOLD三维辐射流体动力学“盒中恒星”模拟，分析AGB星和红超巨星的自激脉动周期及其与恒星参数的关系，并提出质量估算公式。
2024-07-04 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of stars with initial mass 3 M_\odot on the asymptotic giant branch
利用恒星演化和非线性恒星脉动计算研究了Mira型变星的脉动周期变化。我们考虑了初始质量为3 Msol、星族I组成的恒星模型的演化序列。在渐近巨星分支的早期阶段的恒星的脉动被证明是由于基本模式的不稳定性。在演化的后期，当氦壳层源变得热不稳定时，恒星振荡要么以基模（对于恒星光度L < 5.4e3 Lsol）出现，要么以第一泛音（L > 7 e3 Lsol）出现。脉动的激发是由于氢电离区的卡帕机制。中等光度5.4e3 < L/Lsol <7 e3的恒星在径向振荡下是稳定的。脉动周期被确定为演变时间的函数，并且对前十次氦闪光的周期变化率\dot Π进行了评估。在氦闪和恒星光度最大值之间，周期变化率的绝对值最大（\dot/\approx \approx -0.01/年）。期间随利率变化|\dot抛光/抛光|在大约500年的时间里，每年发生> 1 e-3次，这几乎是氦闪光间隔的百分之一。
2016-05-12 astro-ph.SR
Modelling stellar convection and pulsation in multidimensions using the ANTARES code
ANTARES代码是为模拟各种情况下的天体物理流动而设计的，特别是在恒星物理学方面。在这里，我们描述扩展作为必要的模型的脉动和对流的相互作用，在经典的脉动星。这些扩展包括引入可沿径向移动的球形网格、网格细化的具体形式以及关于辐射转移的考虑。然后，我们提出的造父变星的基本参数，我们更密切地研究。对于该恒星，我们提供了一个简短的讨论模式的H+HeI和HeII对流区和脉动的相互作用中看到的pdV工作或大气结构。
2011-11-13 astro-ph.SR
Pulsation-triggered mass loss from AGB stars: the 60-day critical period
低质量和中等质量的恒星在演化的后期，红巨星分支（RGB）阶段喷射出大部分质量。它们强烈的恒星风的物理学仍然知之甚少。在标准模型中，恒星的脉动使大气层扩张，使得风能够通过对凝结的尘埃粒子的辐射压力而被驱动。在这里，我们调查风的开始，使用从依巴谷目录中提取的附近RGB恒星。我们发现，当恒星第一次达到60天的脉动周期时，尘埃的产生就急剧开始了。这大约与恒星过渡到第一泛音脉动模式的点重合。光谱能量分布的模型显示，此时恒星质量损失率突然增加，比现有的（色球驱动的）风增加约10倍。尘埃辐射与脉动周期和振幅都有很强的相关性，表明恒星脉动是强烈质量损失的主要触发因素，并决定了质量损失率。尘埃辐射与恒星光度没有很强的相关性，表明尘埃上的辐射压力对质量损失率的影响很小。RGB星通常不会产生尘埃，而由渐近巨星分支星产生的尘埃似乎很常见，并且可能在RGB尖端光度以上无处不在。我们的结论是强风开始于质量损失率的阶跃变化，并由恒星脉动触发。第二个快速的质量损失率增强建议当恒星过渡到基本的脉动模式，在一个周期约300天。
2016-05-09 astro-ph.SR
Pulsation modes in rapidly rotating stellar models based on the Self-Consistent Field method
内容：新的观测手段，如空间飞行任务CoRoT和开普勒以及地面网络，正在并将以前所未有的精度收集恒星脉动数据。在观测到脉动的恒星中，很大一部分是快速旋转的。目的：我们的目标是在快速旋转的恒星模型中识别脉动模式，以便能够解释来自此类恒星的星震数据。研究方法：Lignières等人（2006）和Reese等人（2006）开发的脉动代码被应用于基于自洽场（SCF）方法的恒星模型（Jackson等人2004，2005，MacGregor等人2007）。结果如下：SCF模型中的脉动模式遵循与均匀旋转多方模型中的脉动模式类似的行为，前提是旋转轮廓不太不同。脉动模式分为不同的类别，三个主要的是岛，混乱，和回音壁模式，这是旋转对应的模式与低，中，高的l- |m|值，分别。岛屿模式的频率遵循的渐近模式非常相似的多变模型。将此渐近公式扩展到更高的方位阶，揭示了作为m的函数的更微妙的行为，并提供了旋转脉动模式的平均平流的第一个估计。基于变分原理的进一步计算证实了这种估计，并提供了可用于反演方法的旋转核。当旋转轮廓变得高度微分时，在低方位角阶数下发现岛模式和回音壁模式变得越来越困难。在高方位阶，回音壁模式，在某些情况下，岛模式，重新出现。
2009-03-27 astro-ph.SR
Pulsation Period Change & Classical Cepheids: Probing the Details of Stellar Evolution
长期周期变化的测量探针实时恒星演化的经典造父变星，使这些测量强大的约束恒星演化模型，特别是当与干涉测量相结合。在这项工作中，我们提出了恒星演化模型和测量的周期变化率的两个银河造父变星：北极星和船底座，都是重要的造父变星锚定造父变星莱维特定律（周期光度关系）。结合先前测量的视差，干涉角直径和周期变化率，可以预测造父变星的质量损失和恒星质量。利用恒星演化模型，我们发现l Car的质量约为9 $M_\odot$，与恒星脉动模型一致，但没有经历增强的恒星质量损失。相反，北极星的周期变化率需要包括增强的质量损失率。我们讨论了这些不同的结果意味着造父变星的演化和造父变星不稳定带的质量损失机制。
2014-07-30 astro-ph.SR
Pulsational instability of pre-main sequence models from accreting protostars. I. Constraining the input physics for accretion with spectroscopic parameters and stellar pulsations
背景：主序前演化常通过选择经典的初始模型来简化。它们具有大的初始半径和足够的均匀收缩，使它们完全对流。与此相反，真正的恒星是在坍缩的分子云中作为小的原恒星种子诞生的，并通过吸积获得它们的最终质量。目的：我们的目标是约束吸积的原恒星种子与观测到的光谱参数和恒星脉动的年轻恒星物体和前主序星的输入物理。研究方法：我们进行了文献检索的光谱样本的年轻恒星的对象和前主序星，包括所有以前已知的恒星。脉动前主序星的样本量增加了分析TESS观测和CoRoT数据中的发现。我们采用MESA和GYRE计算了吸积原恒星种子在恒定吸积情况下的演化轨迹，随后的主序前演化，以及它们的脉动特性。然后将结果与观测结果进行比较，以约束输入物理。结果如下：我们讨论了16颗以前未知的脉动主序前恒星和候选星，它们是SPB，$δ$ Scuti，$γ$ Doradus或$δ$ Scuti - $γ$ Doradus混合型。我们发现，演化轨道的质量吸积率为$5\times10^{-6} M_\odot/{\rm yr}$和注入吸积能量的分数为$β=0.1$提供了最好的结果，在包络的光谱参数的前主序星在一个恒定的吸积方案。计算出的不稳定区域约束的大气边界条件爱丁顿灰色大气，我们讨论了未来的潜在的额外的约束，依赖于径向顺序的不稳定区域。我们提出了一个可能的候选人脉动的M型年轻恒星的对象。
2021-07-15 astro-ph.SR
The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss
上下文造父变星的质量差异是理解经典造父变星的一个长期挑战，其中使用恒星演化和恒星脉动计算的理论质量估计被发现相差约10 - 20%。目标。我们研究的作用，脉冲驱动的质量损失在造父变星阶段的演变，作为一个可能的解决方案，这种质量差异。方法.我们计算了恒星演化模型与造父变星质量损失处方和各种数量的对流核心过冲。使用这些模型确定质量损失对质量差异的贡献，结果。脉动驱动的质量损失被发现捕获造父变星的演化不稳定带，使他们失去约5 - 10%的总质量时，适度的对流核心过冲，一个数额与其他恒星的观察一致，包括在恒星模型。结论.我们发现，适度的对流核心过冲和脉动驱动的质量损失相结合，可以解决造父变星的质量差异。
2011-04-08 astro-ph.SR
Non-Radial Pulsations and Large-Scale Structure in Stellar Winds
几乎所有的早型星在其紫外谱线上都有离散吸收成分。这可以归因于同向旋转相互作用区（CIRs）：大规模的螺旋形结构，扫过恒星风。我们使用宙斯流体动力学代码来模拟CIR。在这个模型中，CIR是由恒星表面的“斑点”引起的。通过辐射加速，这些斑点在恒星风物质中产生快速流。在快流和慢流碰撞的地方，形成CIR。通过改变斑点的参数，我们定量地拟合在HD 64760中观察到的DAC。我们工作的一个重要结果是，这些斑点的旋转速度与恒星表面的旋转速度不同。CIR的原因并不固定在表面上，这一事实消除了许多潜在的解释。唯一剩下的解释是，CIR是由于一些非径向脉动的干涉图案。
2009-02-10 astro-ph.SR
Direct diagnostics of forming massive stars: stellar pulsation and periodic variability of maser sources
6.7 GHz甲醇脉泽辐射是大质量恒星形成的一种示踪物，有时会在几个10-100天内显示出神秘的周期性通量变化。在这封信中，我们提出，这种周期性变化可以用大质量原恒星的脉动来解释，这些原恒星在以Mdot > 10^-3 Msun/yr的速率快速吸积的情况下生长。我们的恒星演化计算预言，大质量原恒星具有极大的半径，最大可超过100 Rsun，本文用线性稳定性分析的方法研究了这种膨胀原恒星的脉动稳定性。我们发现，原恒星成为脉动不稳定的几个10-100天的各种周期，取决于不同的吸积率。考虑到恒星在脉动不稳定时的光度也依赖于吸积率，我们导出了周期-光度关系log（L/Lsun）= 4.62 + 0.98log（P/100天），这个关系可以用未来的观测加以检验。我们的模型进一步表明，脉动大质量原恒星的半径和质量也应该取决于周期。这将有可能推断出这种原恒星的性质和吸积率与观察周期。测量脉泽周期可以直接诊断吸积大质量原恒星的结构，这些原恒星深深嵌入致密气体中，无法通过其他观测方法获得。
2013-04-18 astro-ph.SR
Interaction Between Convection and Pulsation
本文回顾了我们目前对恒星对流动力学模型的理解。几个半解析的含时对流模型已经提出了脉动的一维恒星结构与不同的配方如何对流湍流速度场耦合的全球恒星振荡。在这篇综述中，我们把重点放在两个，广泛使用的，随时间变化的对流公式估计脉动特性的一维恒星模型。脉动星的应用与振荡特性的结果，如对流动力学对振荡频率的影响，或脉动模式的稳定性，在经典的振荡器和恒星支持太阳型振荡。
2016-01-15 astro-ph.SR
Timing of stellar pulsations to search for sub-stellar companions beyond the main sequence
恒星的大部分时间都在主序星（MS）上度过。但它们最实质性的变化发生在MS阶段之外，要么在MS前阶段之前，要么在MS后阶段之后。由于动力学过程的复杂多变，非MS星行星系统的演化与MS星行星系统有很大的不同。这项工作的重点是在后MS系统中寻找亚恒星伴星146，并确定其宿主恒星的演化状态，特别是亚矮星B星（sdB星）。正则模型涉及到双星演化来解释sdB星的存在。单一sdBs的形成情景更具争议性。除了两个氦白矮星的合并或其他明显的单一sdB星的合并过程外，另一种形成途径涉及行星系统。在红巨星阶段，恒星会与巨行星形成一个共同的包层，导致包层的丢失。因此，sdB恒星是测试行星如何生存并影响恒星演化后期阶段的实验室。sdB星的快速脉动可以用来检测从脉动最大值的预期到达时间的周期性变化的亚恒星同伴。这种计时方法对远距离的同伴特别敏感，并与其他系外行星探测方法互补。因此，计时方法开辟了一个新的参数范围内的主机恒星，并有助于了解单个sdBs的形成过程。在这项工作中，我实施，测试和应用的脉动时序分析，以寻找亚恒星的同伴在进化后期阶段的恒星系统。该方法已经在文献中建立，但是没有达到能够自动处理高节奏数据的长时间序列的程度，即，来自太空的观测
2020-09-03 astro-ph.SR
Pulsation and Mass Loss Across the HR Diagram: From OB stars to Cepheids to Red Supergiants
脉动和质量损失是恒星中常见的现象，是理解恒星演化和结构的重要组成部分，特别是对于大质量恒星。越来越多的证据表明，脉动也可以驱动和增强大质量恒星的质量损失，脉动驱动的质量损失对恒星演化很重要。在这篇综述中，我将讨论在理解大质量主序星、经典造父变星和红超巨星中脉动驱动的质量损失方面的最新进展，并提出一些挑战。
2013-09-25 astro-ph.SR
RR Lyrae Pulsation Theory
天琴座RR型星作为距离指示星和恒星星族示踪星具有重要的作用。在这种情况下，准确的脉动模型的建设是至关重要的，以了解所观察到的性质，并限制这些脉动恒星的内部参数。自20世纪中叶以来，人们已经知道了驱动天琴座RR型星脉动的物理机制，并且在过去的几十年中，人们在构建越来越精细的脉动模型方面做了许多努力。特别是，非线性脉动模型，包括一个非本地的时间依赖的对流处理，如最初在洛斯阿拉莫斯在七十年代开发的，使我们能够重现所有相关的径向脉动观测值，并建立精确的关系和方法来约束恒星的内在属性和这些变量的距离。本文将介绍通过这类模式获得的RR型Lyonian脉动的最新结果，并讨论一些仍有争议的问题。
2009-09-04 astro-ph.SR
Modelling Quasi-Periodic Pulsations in Solar and Stellar Flares
太阳耀斑发射在所有的EM波段和太阳高能粒子的通量密度的变化被检测到。太阳耀斑和恒星耀斑产生的电磁辐射通常表现出明显的振荡模式，其特征周期从几分之一秒到几分钟不等。这些振荡被称为准周期脉动（QPP），以强调它们通常包含明显的振幅和周期调制。本文综述了太阳耀斑和恒星耀斑中的准周期脉动现象。特别是，我们专注于可能的物理机制，重点是产生周期性的结果范围的基础物理。这些物理机制包括MHD振荡、自振荡机制、振荡重联/重联反转、波驱动重联、双回路聚结、MHD流动过稳定性、等效LCR轮廓机制和热力学循环。我们还提供了目前文献中发表的所有QPP事件的直方图。QPPs的出现对解释和理解耀斑中的基本过程（如磁能释放和粒子加速）提出了额外的限制。因此，为了建立太阳耀斑和恒星耀斑的综合模型，对QPP的充分了解至关重要。
2018-02-12 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: an overview of recent results
准周期性脉动（或QPP）是耀斑发射的周期性强度变化，跨越所有波长带。在本文中，我们回顾了自Nakariakov和Melnikov（2009）对这一主题进行回顾以来的观测和建模成就。近年来，人们已经清楚地认识到，QPP是太阳耀斑的一个固有特征，因为几乎所有的耀斑都表现出QPP。此外，现已确定QPP通常显示多个周期。我们还审查可能的机制产生QPP。到目前为止，还无法最终确定QPP的触发机制或原因。缺乏这种识别目前阻碍了可能的耀斑等离子体参数的地震学推断。恒星耀斑中的QPP已经被发现了很长一段时间，开普勒任务的高质量数据允许更系统地研究QPP。然而，恒星QPP的时间尺度与太阳耀斑的时间尺度是相同还是不同，还没有得到结论性的证明。
2016-09-09 astro-ph.SR
Calibration of the convective parameters in stellar pulsation hydrocodes
尽管由于计算性能的快速增长，出现了二维和三维模型，但用于模拟径向恒星脉动的数值水文代码仍然应用没有任何实际大气的一维恒星包络模型，其中一个显着的改进是包含湍流对流。然而，湍流对流是在产生脉动的电离区附近的固有多维物理过程。这些过程的一维描述只能根据涉及几个未确定的无量纲参数的简化理论考虑来近似。在这项工作中，我们面对两个一维数值代码，即布达佩斯-佛罗里达代码（BpF）和MESA径向恒星脉动模块（RSP），与径向速度观测的几个非调制RRab星的M3球状星团和指定的待定对流参数的测量数据为两个代码独立。我们的测定表明，一些参数依赖于有效温度，这是第一次在这项工作中建立的依赖关系，我们也发现了一些参数之间的简并。这一过程作为副产品的建议，最近广泛使用的研究人员通过MESA包的公开可用的RSP代码的参数。这项工作是准备工作的一部分，以建立一个理论框架，以便在一维模型结果的基础上取得进展，将它们与多维模型结合起来，进一步详细分析物理过程。
2023-03-21 astro-ph.SR
Similarities and differences between solar and stellar flare pulsation processes
University of Palermo（巴勒莫大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所-巴勒莫天文台）
本文比较了太阳与恒星耀斑脉动过程的相似性与差异，揭示了两者在磁学机制上的共同点及尺度差异。
2026-02-03 astro-ph.SR
À Propos Strange Pulsations of Blue Massive Stars
本文利用动力学模式的 MESA，通过将演化时间步长缩小至脉动周期的一小部分，在非热平衡的完整恒星演化模型中模拟并分析蓝色大质量恒星的类奇异模态径向非线性脉动。
2025-09-30 astro-ph.SR
Constraints of a pulsation frequency on stellar parameters in the eclipsing spectroscopic binary system: V577 Oph
我们提出了一个初步的光谱分析的二进制系统V577 Oph，在2007年夏天观察到的2.6米NOT望远镜在拉帕尔马。我们已经获得了时间序列光谱观测，这表明明确的双星运动以及径向速度的变化，由于脉动的主星。通过模拟径向速度，我们确定了系统的完整轨道解，得到M_A sin^3 i = 1.562 +/- 0.012 M_solar和M_B sin^3 i = 1.461 +/- 0.020 M_solar。根据测光法估计的倾角得出的初始质量为1.6太阳质量。使用此导出的质量和已知的脉动频率，我们可以对系统的年龄施加1 Gyr的下限，并约束振荡模式的参数。我们表明，随着光谱的进一步分析（提取大气参数），更严格的约束可以施加的年龄，金属丰度和模式参数。这项工作强调的权力，一个单一的脉动频率可以约束恒星参数的食双星系统。
2010-11-12 astro-ph.SR
Turbulent convection and pulsation stability of stars - I. Basic equations for calculations of stellar structure and oscillations
本文从流体力学方程出发，遵循经典的Alfredold湍流处理方法，建立了一组平均流的流体力学方程和一组湍流速度和温度脉动自相关和互相关的动力学方程。这两组方程的结合，得到了一个完整的、自洽的数学表达式，为计算恒星的结构和振荡做好了准备。本文简要介绍了湍流对流的非定域性和各向异性，并对算法中的三个对流参数（$c_1$、$c_2$和$c_3$）进行了定义和标定。利用非局部对流理论，通过数值解揭示了对流包络的结构和非绝热线性振荡的主要特征。对模型中对流参数和脉动不稳定性的选择作了大量的研究，结果表明：在大范围的对流参数（$c_1$，$c_2$和$c_3$）范围内，脉动稳定性的主要性质保持不变。
2018-08-29 astro-ph.SR
Stellar pulsations of solar-like oscillators with CoRoT and Kepler
今天，由于CoRoT和开普勒空间任务提供的观测，星震学正在进入黄金时代。特别是，我们将在理解类太阳振荡星的结构和演化方面取得重大进展。这些恒星具有由近表面对流随机激发的声学模式。由于这两个任务已经提供的观测结果，我们已经探测到几百颗恒星在主序星中显示出类似太阳的振荡，在红巨星分支中有几千颗。在这里，我给一个概述的最重要的结果，从两个任务的恒星物理学和潜在的使用asteroseismology的特点恒星窝藏行星的现状。
2010-12-31 astro-ph.SR
Survey for δ Sct components in eclipsing binaries and new correlations between pulsation frequency and fundamental stellar characteristics
获得了68个食双星系统的CCD观测结果，这些食双星系统是包含Scuti δ分量的候选者。它们的光变曲线使用PERIOD 04软件分析可能的脉动行为。对于系统QY Aql、CZ Aqr、TY Cap、WY Cet、UW Cyg、HL Dra、HZ Dra、AU Lac、CL Lyn和IO UMa，由于检测到脉动组分，观察到完整的光变曲线。除QY Aql和IO UMa外，其余都用现代天文软件进行了分析，以确定它们的几何和脉动特征。利用WY Cet和UW Cyg的光谱观测资料估算了它们的主要成分的光谱类，而对HZ Dra则测量了其主要成分的径向速度。对CZ Aqr、TY Cap、WY Cet和UW Cyg等具有特殊轨道周期变化的系统进行了O-C图分析，目的是获得这些系统的综合图像。更新了包括一颗Scuti δ伴星在内的74颗密近双星的星表。此外，轨道和脉动周期之间的连接，以及这些系统的演化状态和主导脉动频率之间的相关性，进行了讨论。
2014-04-10 astro-ph.SR
Radial Stellar Pulsation and Three-Dimensional Convection. IV. Full Amplitude Three-Dimensional Solutions
对几种横跨不稳定带的全振幅RR型天琴座星模型进行了三维流体动力学模拟。三维性质的计算允许对流处理，而不参考现象学的方法，如当地的混合长度理论。具体而言，时间依赖性的相互作用的大尺度涡和径向脉动的守恒律控制，而较小的对流涡的影响模拟涡粘性模型。这些计算的光振幅与我们之前在不稳定带中间的二维计算非常相似，但在红色边缘附近，基本蓝色边缘以及我们计算的第一泛音模型的光振幅略低。径向脉动和对流能量传输之间的时间相关相互作用在三维中与在二维中基本相同。在二维和三维模拟之间的光变曲线之间存在一些差异，特别是在减少光的过程中。的差异，无论是数字和物理的原因进行了探讨。
2014-12-17 astro-ph.SR
High-cadence spectroscopy of M-dwarfs - II. Searching for stellar pulsations with HARPS
恒星振荡出现在整个赫兹-罗素图上。最近的理论研究支持它们也存在于M矮星的大气中。这些研究预测它们的周期短，从20分钟到3小时。我们的Cool Tiny Beats（CTB）计划旨在首次发现这些振荡。为了实现这一目标，CTB利用HARPS-ESO和HARPS-N高精度光谱仪的径向速度数据探索了M矮星的短时间域。在这里，我们提出了两个最长期稳定的目标，迄今为止观察到的CTB，GJ~588和GJ~699（即巴纳德星）的结果。在这项工作的第一部分中，我们详细介绍了几个仪器效应的校正。这些校正在搜索亚夜间信号时特别相关。结果表明，在预测的M矮星脉动范围内没有显着的信号。然而，我们估计振幅大于$\sim0.5\,\mathrm{m\,s}^{-1}$的恒星脉动可以用我们的观测以90%的完整性被检测到。这个结果，连同在周期图中检测到的功率区域的过量，打开了未分辨的非常低振幅脉动信号的可能性。需要下一代更精确的仪器来检测这种振荡。然而，由于分析样本的尺寸很短，探测具有较大振幅的脉动M矮星的可能性是可行的。这就需要全面完成CTB调查。
2017-05-12 astro-ph.SR
Pulsations and planets: the asteroseismology-extrasolar-planet connection
在高精度测光时间序列观测分支中，星震学和太阳系外行星科学的学科有系统地重叠。除其他外，光变曲线可用于测量由于振荡引起的恒星固有变化，以及发现和表征那些在其宿主恒星前面过境的太阳系外行星，周期性地导致观测到的亮度的浅下降。这两个领域最终得出恒星和行星物体的基本参数，允许在恒星和行星系统形成和演化的整体背景下研究例如各类脉动恒星的物理学或各种行星系统。这两种方法通常还需要广泛的光谱跟踪，以充分探索正在调查的过程的动态特性。在特别有趣的情况下，结合观测到的脉动和行星的特征，可以通过结合互补信息来高度完整地描述系统的组成部分。因此，相关空间飞行任务的规划在科学方面趋于一致，而在科学方面，最初主要是仪器和技术方面的巧合。无论是太空还是地面，一种特定类型的恒星脉动本身都可以以创新的方式用于搜索太阳系外行星。从这个额外的方法在接口的恒星脉动研究和系外行星狩猎在超越主流地区的结果。
2010-05-19 astro-ph.SR
$δ$ Scuti pulsations in the bright Pleiades eclipsing binary HD 23642
我们宣布在HD 23642中发现了脉动，这是昂宿星团中唯一明亮的食系统，基于凌日系外行星调查卫星（TESS）的光变曲线。我们测量了46个脉动频率，并将其归因于二级分量中的三角洲盾牌脉动。我们发现了四个l=1的双峰，其中三个具有与恒星旋转速率一致的频率分裂。偶极模振幅比与高恒星倾角一致，恒星自转周期与轨道周期一致。总之，这些都表明次级星系的自旋轴与轨道轴对齐。我们还确定了精确的有效温度和光谱光比，并使用后者来确定系统的物理特性以及TESS数据和公布的径向速度。我们测量的距离与盖亚视差一致的系统，和年龄为170 +/- 20百万年的基础上比较理论恒星演化模型。
2023-01-12 astro-ph.SR
Spectroscopic monitoring of the Herbig Ae star HD 104237. II. Non-radial pulsations, mode analysis and fundamental stellar parameters
Herbig Ae/Be星是中等质量的前主序星（PMS），具有强烈的活动和强烈的星风，其起源在现有的年轻恒星恒星演化理论模型框架中尚未得到理解。早期Herbig Ae恒星的演化轨迹穿过最近发现的PMS不稳定带。这些恒星中的许多都表现出盾牌座δ型的脉动。HD 104237是一颗著名的赫比格Ae脉动恒星。在这篇文章中，我们重新调查了一个广泛的高分辨率准连续光谱数据集，以寻找非常微弱的迹象，非径向脉动的线轮廓。为此，我们对HD 104237的等效光球（LSD）剖面的动力学谱进行了研究。对整个剖面进行了二维傅立叶分析（F2 D），并使用时间序列分析工具Period 04和SigSpec研究了线中心深度的时间变化。我们提出了一个模式识别对应的检测到的主频。我们执行一个新的准确的测定的基本恒星参数，鉴于即将到来的asteroseismic建模。在对这颗恒星的研究基础上，我们对1999年4月22日至25日夜间光谱所对应的LSD剖面的动力学谱进行了分析，证实了HD 104237中存在多个低l度振荡模，并首次直接探测到该恒星的非径向脉动模：通过傅立叶2D方法识别主模F1，其具有包括在1和2之间的l度值，图案变化的对称性指示方位角阶数为+1或-1。对基本恒星参数的详细研究得出Teff、log g和铁丰度分别为8550 +/-150 K、3.9 +/- 0.3和-4.38 +/- 0.19（即[Fe/H…
2011-08-03 astro-ph.SR
Internal rapid rotation and its implications for stellar structure and pulsations
大质量和中等质量恒星在天体物理学中起着至关重要的作用。事实上，大质量恒星是重元素的主要生产者，在其短暂的生命结束时以超新星形式爆炸，并且可能是伽马射线暴的祖先。中等质量的恒星，虽然不一定会爆炸成超新星，但也显示出类似的现象，数量要多得多，并且有一些最丰富的脉动光谱。理解这些恒星的关键是理解快速旋转对其结构和演化的影响。这些效应包括可以立即观察到的离心变形和重力暗化，以及长期效应，如剪切湍流引起的旋转混合，这些效应延长了恒星的寿命，改变了化学产率，并在其寿命结束时影响恒星残骸。为了了解这些影响，过去几年来已经和正在开发一些模型。这些模型导致越来越复杂的预测，需要通过观察来检验。一个特别有希望的限制来源是地震观测，因为这些观测可能会导致有关其内部结构的详细信息。然而，在提取这些信息之前，需要克服一些理论和观测障碍，其中最重要的是模式识别。目前的会议记录描述了最近的进展，在模拟这些恒星，并显示如何提高理解他们的脉动，即频率模式，模式振动，线轮廓的变化，和模式的激励，可能有助于破译地震观测。
2015-02-05 astro-ph.SR
Pulsation periods reveal tension between theoretical and empirical radii for classical Cepheids in eclipsing binary systems
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文中心，波兰科学院）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）
研究发现用食双星造父变星约束恒星模型时，基于脉动周期与半径的拟合解存在张力，建议用脉动周期而非半径，并需研究大振幅脉动星半径的非线性效应。
2026-08-12 astro-ph.SR
Overtone Pulsations Revisited
在RR~天琴座变星和造父变星中观察到的基模光曲线和一阶泛音光曲线的形状有特征性的不同。恒星的物理起源的形态差异没有很好的记录和主题似乎不是学生的恒星变化的基础课程的一部分。为了改善这种情况，本文分析了用MESA最新的数值计算工具RSP计算径向脉动的流体动力学模拟。确定了影响光变曲线的恒星物理过程，并与基于单区模型实验的解释进行了对比。遇到的第一泛音振荡器运动光变曲线，模仿那些基本模式变量作为一个警告，光变曲线形态本身是不是一个可靠的路径，正确分类脉动变量;博览会结束了一个简短的讨论，这些模式的限制可能会强加在理解的起源异常造父变星。
2019-09-23 astro-ph.SR
Improved implementation of dust-driven winds and dust formation in models of AGB evolution: Effects of pulsation and gas-pressure forcing
质量损失是恒星演化模型中的一个重要组成部分，因为它在很大程度上决定了恒星生命后期的演化速度。在这方面，来自AGB星的尘埃驱动的外流特别重要。在恒星演化模型中包括AGB尘埃的形成也需要这些外流的模型。由于AGB星表现出大幅度的脉动，依赖于时间的辐射流体动力学（RHD）的基础上的模型是必要的，以捕捉所有重要的物理方面的尘埃形成。然而，这在恒星演化模型中是无法实现的。在这里，提出了一个平均流模型，其中包括修正目前正在使用的AGB演变模型与尘埃形成的稳态模型。
2017-10-12 astro-ph.SR
Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 astro-ph.SR
The One-Zone Model of Cepheid's Pulsations by Zhevakin, Reconsidered
本文考虑了非绝热径向恒星脉动的单区模型。与Zhevakin最初的工作相反，三α过程是研究中恒星内部的基本热核聚变反应。该模型有四个无量纲数。对于真正的造父变星，这些无量纲数的大小估计。研究发现，辐射约束和热核能量产生的无量纲数都小于1，即在所研究的模型中，纯流体动力学效应占主导地位。在这种情况下，模型系统简化为众所周知的Bhatnagar和Kothari方程，该方程描述了绝热径向脉动。但该方程的解并不具有造父变星实际曲线的许多特征（如光度曲线关于中周期点的不对称性）。因此，所考虑的模型不能令人满意地描述造父变星的脉动。本文简要地讨论了构造一个适当简化的恒星脉动模型的问题。
2014-09-30 astro-ph.SR
K2 space photometry reveals rotational modulation and stellar pulsations in chemically peculiar A and B stars
磁热恒星的物理学以及大尺度磁场如何影响它们的内部性质在很大程度上是未知的。很少有研究将磁脉动星的高质量观察和建模（称为磁星震学）结合起来，主要是因为缺乏检测到的具有已确认且特征良好的大规模磁场的恒星脉动。我们的目标是利用K2空间任务的测光技术，对化学性质特殊的候选磁星的旋转和脉动的观测特征进行分析。因此，我们确定了最佳的候选目标地面，光学偏振光谱后续观测，以确认存在的大规模磁场。我们采用定制的还原和去趋势工具将K2光度法处理成优化的光变曲线，以进行变异性分析。我们在56个化学奇特的A和B星中寻找由表面丰度不均匀性引起的旋转调制的周期性光度特征。此外，我们寻找内在的变化所造成的脉动（相干或其他）在这些恒星的振幅谱。测定了38颗化学奇特星的自转周期，其中16颗是首次测定的。我们确认发现的高泛音roAp脉动模式在HD 177765，并找到一个额外的3 Ap和Bp星，显示证据的高泛音压力模式中发现的roAp星的形式可能的奈奎斯特混叠频率在其振幅谱。此外，我们还发现了6颗化学性质奇特的恒星，它们显示出由重力或压力脉动模式引起的内在变化的证据。在化学性质特殊的恒星中发现了不可忽略的一部分脉动，使这些恒星成为光谱偏振运动的高优先级目标。
2018-05-11 astro-ph.SR
Elusive helium stars in the gap between subdwarfs and Wolf-Rayet stars~II. Nonlinear pulsations of stripped helium stars
本文首次揭示2至7倍太阳质量剥离氦星因氦电离κ机制产生非线性径向脉动，给出不稳定区域、振幅周期规律及银河系中约1000颗此类天体的估算。
2025-04-09 astro-ph.SR
Challenges in Cepheid Evolution and Pulsation Modeling
本文综述造父变星演化与脉动建模的质量差异、输入物理不确定性及观测检验，并利用 MESA 与 RSP 分析模型物理变化。
2023-07-23 astro-ph.SR
Timing by Stellar Pulsations as an Exoplanet Discovery Method
脉动恒星的稳定振荡可以作为精确的计时器，可以监测系外行星的影响。一个外部的伴星引力牵引着主星，导致脉动到达时间的周期性变化。这种方法对探测最热脉动恒星周围的亚恒星伴星最为敏感，特别是像白矮星和热亚矮星这样的致密残骸，以及盾牌座变星（A星）。然而，它适用于任何具有足够稳定振荡的脉动星。必须注意确保脉动到达时间的变化不是由恒星的内在变化引起的;来自系外行星的外部光旅行时间效应同样影响所有的脉动模式。随着更多的长基线测光活动上线，这种方法正在产生新的亚恒星同伴探测。
2017-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variability and stellar pulsation incidence in Am/Fm stars using TESS and Gaia data
DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；Astrophysics Group, Keele University（基尔大学天体物理组）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Instytut Astronomiczny, Uniwersytet Wrocławski（弗罗茨瓦夫大学天文研究所）
本研究利用TESS和Gaia数据分析Am/Fm星的脉动特性，发现51%的恒星无变异性，25%为脉动Am/Fm星，17%显示二元性或自转调制，7%为食双星，脉动类型包括γ Doradus、δ Scuti及混合型，揭示Am/Fm星的脉动行为多样性。
2024-08-21 astro-ph.SR
Significance testing for quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares
太阳和恒星耀斑中准周期脉动（QPP）的稳健检测一直是最近争论的话题。鉴于此，我们采用了Vaughan（2005）描述的方法来帮助在耀斑时间序列数据中搜索QPP。该方法识别功率谱中统计上显著的周期信号，并适当地考虑了红噪声以及与数据相关的不确定性。我们展示了如何可以进一步开发的方法，用于与重组功率谱，使我们能够检测QPP的信号是分散在一个以上的频率箱。这些方法的优点是在创建功率谱之前不需要使数据去趋势。实例中给出的方法已被应用到合成数据，以及真正的耀斑时间序列数据与候选QPP从野边山射电日像仪。这些结果表明，尽管QPP具有瞬态性质，但只要背景趋势不太陡峭，就可以在功率谱中的显著水平上看到对应于QPP的峰值，而无需对原始时间序列数据进行任何形式的去趋势或其他处理。
2017-03-21 astro-ph.SR
V456 Cyg: An eclipsing binary with tidally perturbed g-mode pulsations
上下文正在进行的凌日系外行星勘测卫星（TESS）太空任务观测到了许多著名的明亮恒星。对于其中几个，这些新数据揭示了以前未观察到的变化，例如近距离双星中的潮汐扰动脉动。目的。使用新检测到的重力模式（g模式）脉动V456天鹅座，我们的目标是确定全球的短周期食双星的恒星属性，并评估这些脉动和潮汐之间的相互作用。方法.我们建立了双星轨道模型，并使用TESS测光和已发表的光谱学确定了组成星的物理性质。然后，我们测量脉动频率的残差的光变曲线拟合使用迭代预白化，并分析它们，以确定全球的asteroseismic恒星参数。我们评估的脉动参数作为轨道相位的函数。结果我们发现，脉动属于天鹅座V456的第二个组成部分，这颗恒星可能有一个统一的径向旋转轮廓，同步（$ν_{\rm rot} = 1.113(14) \rm d^{-1}$）与双轨道（$ν_{\rm orb} = 1.122091(8) \rm d^{-1}$）。所观察到的g模式被放大了几乎三倍，在恒星半球面临的主要。我们提出的证据表明，这是由潮汐扰动的脉动，模式耦合受到强烈影响。结论. V456 Cyg是继$π^5$ Ori之后，第二个发现潮汐扰动高阶g模脉动的天体。这为潮汐g模式星震学开辟了新的机会，因为它展示了g模式和潮汐相互作用的另一条途径。
2022-01-14 astro-ph.SR
Pulsational instability of yellow hypergiants
研究了星族I（X=0.7，Y=0.02）大质量恒星在氦核后主序星引力收缩期间对径向振荡的不稳定性。初始恒星质量在65 M_ \odot ~ 90 M_ \odot之间。在自激恒星振荡的流体动力学计算中，我们假设脉动恒星包层中的能量传递是由于辐射热传导和对流。对流换热是在含时湍流对流理论的框架下处理的。在恒星核氢耗尽后外层的演化膨胀过程中，当Mzams= 65 M_（\odot）和Mzams= 90 M_（\odot）的有效温度分别为Teff > 6700 K和Teff > 7200 K时，恒星对径向振荡是不稳定的。脉动不稳定性是由于氦电离区中的κ机制，并且在较低的有效温度下，由于对流显著增加，振荡衰减。在这一演化阶段，径向脉动周期的上限不超过200天。当Mzams= 65 M_ \odot和Mzams= 90 M_ \odot的有效温度分别为Teff > 7300 K和Teff > 7600 K时，超巨星的径向振荡在外层演化收缩过程中恢复。初始的径向振荡是由于第一泛音的不稳定性，在较高的有效温度下（Mzams= 65 M_ \odot时Teff > 7700 K，Mzams= 90 M_ \odot时Teff > 8200 K）发生向基模脉动的转变。演化中的蓝黄超巨星径向振荡周期的上限不超过130天。因此，黄超巨星在其演化阶段的主要部分是稳定的，不受径向恒星脉动的影响。
2011-02-18 astro-ph.SR
Unveiling $δ$ Scuti and $γ$ Doradus Hybrid Pulsation of HD 53166 and HD 53349 Plus Rich Frequencies in HD 52788 -- Catalogs of 70552 $δ$ Sct and 8080 $γ$ Dor
本研究发现两颗恒星的δ Scuti与γ Doradus混合脉动，揭示HD 52788的126个脉动频率，还构建了两类恒星的综合交叉证认星表，为恒星演化与脉动模型检验提供了珍贵样本。
2023-07-22 astro-ph.SR
Evolution and pulsation period change in the Large Magellanic Cloud Cepheids
通过对初始化学成分X=0.7，Z=0.008，初始质量为5 M_ \odot <= Mzams <= 9 M_PDMATHABMM，脉动周期为2.2 ~ 29天的恒星演化和非线性恒星脉动的一致性计算，得到了大麦哲伦造父变星脉动周期变化率的理论估计.造父变星流体动力学模型对应热核氦燃烧的演化阶段。在HR图不稳定带的演化过程中，造父变星的脉动周期对于基模和第一泛音都是演化时间的二次函数。初始质量Mzams >= 7 M_（\odot）的造父变星以基本模式脉动，周期变化率\dot在不稳定带的两个交叉点上几乎变化为2倍。在周期-周期变化率图中，周期和\dot的值集中在条内，它们的斜率和半宽度取决于HR图中的运动方向和脉动模式。对于基模振荡，在不稳定带的第一次和第二次交叉处，带的半宽分别为δ \log \dot = 0.35和δ \log \dot = 0.2。计算结果与近700个LMC造父变星的观测结果进行了比较。在\dot的观测不确定度范围内，周期变化率对脉动周期的理论依赖关系与观测符合得很好。
2013-07-23 astro-ph.SR
Pulsations of rapidly rotating stars: II. Realistic modelling for intermediate-mass stars
非常高精度的地震空间飞行任务，如CoRoT和开普勒提供了测试恒星内部传输过程建模的手段。对于某些恒星，例如$δ$ Scuti星、$γ$ Doradus星和Be星，观测到的脉动光谱会因旋转而改变，以至于无法进行任何有意义的解释。我们的目的是为了能够解释从这样的恒星的asteroseismic数据的真实的恒星模型的声脉动谱。二维振荡代码ACOR，它把旋转在一个非微扰的方式，被用来研究高度扭曲的恒星演化模型的脉动谱。恒星的2D模型是通过自洽的方法获得的，该方法在演化的任何阶段，以及对于任何类型的旋转定律，后验地扭曲球平均恒星模型。在一个非常密集的频谱中计算了四种模式，其中包括岛模式。证实了岛模谱的规律性，并给出了一组新的量子数，利用这些量子数可以建立埃歇勒图。首次在快速旋转模式中计算了重力声混合模式。
2015-05-05 astro-ph.SR
Pulsation-driven mass loss from massive stars behind stellar mergers in metal-poor dense clusters
最近发现的高红移（z > 6）超大质量黑洞（SMBH）有利于原星系中大质量种子黑洞的形成。一种可能的情况是在致密的星团中通过失控的恒星碰撞形成~ 1 e3 - 1 e4 Msun的大质量恒星，留下大质量的BH而没有显著的质量损失。我们研究了零龄主序星（ZAMS）质量Mzams/Msun = 300-3000和金属丰度Z/Zsun = 0-0.1的大质量恒星的脉动不稳定性，并讨论了脉动驱动的质量损失是否阻止了大质量BH的形成。在MS阶段，由ε机制激发的脉动不稳定性在~ 1 e3 yr内增长。随着恒星质量和金属丰度的增加，质量损失率增加到<1 e-3 Msun/yr。在红超巨星（RSG）阶段，不稳定性主要由氢电离区的κ机制激发，在10年内增长较快，其质量损失率几乎与金属丰度无关，分布在1 e-3- 1 e-2 Msun/yr之间。进行恒星结构的计算，包括由于脉冲驱动的风的反馈，我们发现，恒星模型的Mzams/Msun = 300-3000可以留下残余BH大于~ 200-1200 Msun。我们的结论是，大规模合并产品可以在z > 6时观察到巨大的SMBH。
2020-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsation in faint blue stars
继OGLE巡天发现蓝色大振幅脉动星（BLAP）之后，兹威基瞬变观测站又发现了更多的高温、高振幅脉动星。有人提出，所有这些天体都是低质量的前白矮星，它们的脉动是由铁族元素的不透明性驱动的。有了这个扩大的脉动天体群体，决定使用MESA恒星演化代码计算一系列后共包络恒星模型，并使用GYRE恒星振荡代码的非绝热分析来检查低质量前白矮星的脉动特性。通过包括原子扩散和辐射悬浮的影响，它表明，一个大的区域的不稳定性存在从30,000 K的有效温度高达至少50,000 K的温度，并在广泛的表面重力。这包含了迄今为止观察到的两组增透剂，并证实了驱动机制是通过铁族元素不透明度。我们做一些保守的估计的范围内的周期，质量，温度和重力，进一步这样的粒子可能会被观察到。
2019-12-09 astro-ph.SR
