Mira variable stars in the galactic bulge and halo
Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理系）
该研究利用多天文目录数据，区分银核与银晕蒭藁型变星类型，发现两者金属丰度分布、周期等特征存在显著差异，红外与光学波段的周期-星等相关性因尘埃反转。
2026-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mira-based distance to the Galactic centre
米拉变星是有用的距离指标，因为它们的高光度和良好定义的周期光度关系。我们选择1863年的Miras从SAAO和SAMO的观测，以检查它们的使用作为银河系的距离估计。我们测量到银河系中心的距离为$R_0 = 7.9 \pm 0.3$ kpc，这与其他文献值吻合得很好。不确定性有两个组成部分，每个$\sim$ 0.2千秒差距：第一个是来自我们的分析，主要是由于星际灭绝，第二个是由于零点不确定性外在于我们的调查，如到大麦云（LMC）的距离。在试图改善现有的周期光度校准，我们使用的理论模型的Miras确定依赖的周期光度关系的年龄，金属丰度，和氦丰度，假设Miras跟踪散装恒星星族。我们发现，在一个固定的周期$\log P = 2.4$，预测的$K_s$幅度的变化可以近似为$ΔM_{Ks} \approx -0.109(Δ\rm{[Fe/H]}) + 0.033( Δt/\rm{Gyr}) + 0.021 (ΔY/0.01)$，这些系数几乎是独立的周期。使用LMC校准的关系，银河系中心距离的预期高估值为$\sim$ 0.3 kpc。我们的分析并没有证实这一预测;我们讨论了几个可能的原因。我们分别表明，虽然预测的太阳邻域Miras的颜色-颜色图在近红外工作良好，但在光学和中红外的模型预测存在偏移。
2018-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge
OGLE-III变星星表（OIII-CVS）的第十五部分包含232，406颗长周期变星（LPV），这些变星是在OGLE-II和OGLE-III观测场中探测到的。样本包括6528颗Mira星，33，235颗半规则变星和192，643颗OGLE小振幅红巨星。正在发布的目录数据和数据资源包括恒星的观测参数，发现图表以及1997年至2009年期间获得的时间序列I和V波段测光。我们讨论了样本的统计特征，并将其与麦哲伦星云中的LPV集合进行比较。银河系核球中的绝大多数红巨星都具有富氧的化学性质。米拉变星在周期-振幅图中形成一个单独的组，这在麦哲伦云中的富氧米拉没有被注意到。我们发现一个明显的赤字，长的第二周期的恒星向银河系中心相比，麦哲伦云的LPV的样本。
2013-04-09 astro-ph.SR
Discovery of carbon-rich Miras in the Galactic bulge
到目前为止，只有一个富碳的米拉变星被认为是银河系凸起的成员，这是一个共生系统。在这里，我们描述了一种从红外颜色-颜色图（J-Ks）vs（[9]-[18]）中选择富C候选物的方法。后续的低分辨率光谱分析从36个朝向银河系隆起的候选者中检测到8个富含C的米拉变星。我们的近红外测光表明，其中两个，包括已知的共生体，比凸起的主体更近，而第三个是已知的前景物体。在5个核球成员中，有一个有He I和[O II]发射，可能是另一个共生星。我们的方法是有用的，以确定罕见的富C星在银河系的凸起和其他地方。这些富碳恒星的年龄和产生它们的演化过程仍然不确定。它们可能很老，是双星质量转移或合并的产物，即蓝离散星的后代，但我们不能排除它们属于核球中一小部分贫金属的中间年龄（小于5 Gyr）恒星的可能性，或者它们是从矮星系吸积而来的。
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the Gaia era: Mira, RR Lyrae, delta and Type-II Cepheids
像天琴座RR型变星、造父变星和米拉变星等经典变星都遵循周期光度关系，这使得它们作为距离指标很有趣。特别是天琴座RR型和造父变星三角洲型在建立宇宙的距离尺度上是至关重要的，所有类型的变星都可以作为银河系结构的示踪物。我将介绍最近的周期光度关系的概述，并回顾到目前为止使用盖亚DR1数据所做的工作，并讨论未来的可能性
2017-06-09 astro-ph.SR
Hen 3-160 - the first symbiotic binary with Mira variable S star
鸡3-160报道于Belczynski et al.（2000）的星表作为一个与M7巨供体共生的双星系统。利用20多年来收集的$V$和$I$波段测光资料，我们发现这颗巨星是一颗周期为242.5天的Mira变星。周期光度关系将亨3-160定位在距离约9.4千秒差距处，其银河系坐标（$l=267.7^{\circ}$，$b=-7.9^{\circ}$）将其定位在盘上方$\sim$ 1.3千秒差距处。这个位置加上相对较高的自行（pm $_{\rm{RA}}=-1.5$ mas yr $^{-1}$，pm $_{\rm{DEC}}=+2.9$ mas yr $^{-1}$，盖亚DR 2）表明母鸡3-160必须是银河系扩展的厚盘天体。我们的红色光学和红外光谱显示ZrO和YO分子带的存在下，出现相对较强的TiO带相比。在这里，我们建议，在这个系统中的巨人是内在的S星，在AGB阶段，这将使亨3-160的第一个共生系统与米拉变量S星在其内部发生的慢中子捕获过程中的产品丰富。
2019-01-08 astro-ph.SR
Long-period maser-bearing Miras in the Galactic center: period-luminosity relations and extinction estimates
本文构建370颗银心附近带脉泽米拉变星样本，区分星际与星周消光，并比较LMC红化定律及WISE、MSX中红外周光关系。
2023-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
A near-infrared survey of Miras and the distance to the Galactic Centre
我们报告的结果，近红外线调查的长周期变量在一个领域的20弧分30弧分对银河系中心（GC）。我们已经检测到1364个变量，其中348个与Glass等人（2001）中报道的变量相同。我们提出了一个目录和光度测量检测到的变量，并讨论其性质。我们还建立了一种利用JHKs带的周期-光度关系同时估计距离和消光的方法。我们的方法适用于Miras的周期在100- 350天的范围内，平均幅度在两个或两个以上的过滤带。虽然J-波段的手段往往是不可用的，因为我们的对象大灭绝，我们估计的距离和143 Miras的H-和KS-波段的平均幅度获得的反射。我们发现，大多数位于相同的距离，在我们的精度。假设这些Miras的重心对应于GC，我们估计其距离模量为14.58+-0.02（stat.）+- 0.11（系统）mag，对应于8.24+-0.08（stat.）+- 0.42（系统）科索沃保护团。我们假定到大麦哲伦星云的距离模数为18.45等，这个量的不确定性包含在上述系统误差中。我们还讨论了大的和高度可变的灭绝。它的值范围从1.5等到大于4等（A（Ks）），除了朝向较厚的暗星云，它以复杂的方式随视线变化。我们已经在Ramirez et al.（2008）的Spitzer/IRAC星表中为我们的大多数变量确定了中红外对应物，并发现它们在3.6至8.0微米波长范围内遵循相当窄的周期光度关系。
2009-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Spitzer/IRAC Characterization of Galactic AGB and RSG Stars
我们提出了新的斯皮策/IRAC观测的55个尘埃长周期变星（LPVs，48 AGB和6 RSG星）在银河系中，有不同的化学，变异类型，和质量损失率。富氧AGB星（包括内禀S型）的[3.6]-[8.0]颜色比碳星的[3.6]-[4.5]颜色更红，这是因为硅酸盐特征增加了8.0 μm IRAC波段的通量。对于包括5.8 μm波段的颜色，碳星分成两个不同的序列，可能是由于一个可变的光球C $_3$特征，只有在相对清晰，低质量损失率的来源中才能看到。半规则变星在[3.6]-[8.0]颜色上比Miras有更小的IR过量，这与半规则变星不连续地失去质量的假设一致。Miras在更长的时间内有更红的颜色，而半正则变星则没有。银河系的AGB星遵循麦哲伦云的周期光度序列。米拉变星沿基本脉动序列分布，而半正则变星则主要分布在泛音序列上。我们还导出了质量损失率与[3.6]-[8.0]颜色之间的关系。拟合的形状与其他作者在LMC中发现的AGB相似，但在整体归一化方面存在差异，这可能是由于用于推导质量损失率的模型中的不同假设。我们发现，IR颜色不是唯一的化学类型的鉴别器，建议谨慎使用颜色选择技术来推断返回ISM的AGB灰尘的化学成分时。
2015-01-12 astro-ph.SR
The wonderful complexity of the Mira AB system
我们利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）以0.5的分辨率绘制了MiraAB系统周围的CO（3-2）线发射图。CO地图显示了惊人的复杂性。在系统演化过程中，星周气体被不同的动力学因素塑造，可以识别出几种形态成分。伴星在连续发射中勉强分辨，目前距离为0.487 $\pm$ 0.006。在以恒星速度为中心的主线分量中，发现了环绕Mira A的螺旋弧，螺旋弧看起来相对平坦，并且在轨道平面上取向。伴星后面的吸积尾流清晰可见，投影的弧距为5“。在发射线的蓝翼中，偏离主线，发现了几个大的（$\sim$ 5- 10“），相反的弧。我们初步认为，这种结构是由Mira B的风在Mira A的膨胀包层中吹出一个气泡造成的。
2014-10-06 astro-ph.SR
The impact of metallicity on the period-luminosity relation of Mira variables
本文通过流体力学模拟不同质量和金属丰度恒星的演化，发现金属丰度显著影响刍藁变星的周光关系，低金属丰度下斜率增大且恒星更亮，同时基模脉动下限周期变长。
2025-08-11 astro-ph.SR
Period -- mass-loss rate relation of Miras with and without technetium
目的：我们报告的发现，米拉变量和没有吸收线的元素锝（Tc）占据两个不同的区域在图中的近中红外颜色与脉动周期。Tc是最近或正在进行的混合事件的指标，称为第三次疏浚（3DUP），近中红外颜色，如（K-[22]）颜色，其中[22]是WISE空间天文台的22微米波段，是恒星尘埃质量损失率的指标。研究方法：我们从文献中收集了有关的Tc含量，脉动周期，近红外和中红外星等的190多个变星的渐近巨星分支（AGB）属于Miras。样本自然偏向于光学AGB星，它们具有低到中等（尘埃）质量损失率。结果如下：我们表明，尘埃质量损失率和脉动周期之间存在着一个明确的关系，如果作出区分之间的Tc-穷人和Tc-丰富的Miras。令人惊讶的是，在给定的时间段内，贫Tc的Miras在（K-[22]）中比富Tc的Miras更红;即它们比富Tc的Miras具有更高的质量损失率。少数恒星偏离了这一趋势;对这些例外给出了物理解释，如双星或高质量。结论：我们提出了两个假设来解释这种二分法，并得出结论，这两个序列形成的Tc-poor和Tc-rich Miras可能是由于不同的质量的两个群体。脉动周期与尘埃质量损失率有很强的相关性，表明脉动确实引发了尘埃驱动的风。在（K-[22]）与周期图中的位置可以用来区分3DUP前后的Miras，我们将其应用于银河系核球AGB星的样本。我们发现3DUP在内部凸起的AGB星中可能并不常见。
2013-06-23 astro-ph.SR
Parallax of a Mira variable R Ursae Majoris studied with astrometric VLBI
利用射电天文VLBI探测（VERA）测量了Mira变星大熊座R（R~UMa）的年视差。通过两年多的VLBI监测观测，我们在速度为37 ~ 42 km\，s $^{-1}$的LSR中发现了H $_2$ O脉泽斑。我们推导出年视差为1.97 $\pm$ 0.05\，mas，相应的距离为508 $\pm$ 13\，pc。VLBI测图显示，在一个预期恒星位置周围的$\sim$ 110天文单位范围内有72个脉泽斑。从VLBI观测得到的脉泽斑的自行中减去依巴谷星表中的系统运动，揭示了脉泽斑的星周运动学。用红外测光法测量了$K$带的视星等，得到平均星等为$m_K$ = 1.19 $\pm$ 0.02\，ma，利用三角距离将$m_K$转换为$K$带的绝对星等为$M_K = -$ 7.34 $\pm$ 0.06\，ma，得到了比以前更精确的R~UMa绝对星等。我们求解了银河系Mira变星的$M_K - \log P$关系的零点，得到了$M_K = -$ 3.52 $\log P$ +（1.09 $\pm$ 0.14）的关系。其他的长周期变星包括红超巨星，它们的距离都是由天体测量VLBI确定的，我们也对它们进行了汇编，以探索不同序列的$M_K - \log P$关系。
2016-07-05 astro-ph.SR
SRGA J181414.6-225604: A new Galactic symbiotic X-ray binary outburst triggered by an intense mass loss episode of a heavily obscured Mira variable
我们提出了SRGA J181414.6-225604的发现和多波长表征，这是一个在SRG/ART-XC巡天期间发现的银河系硬X射线瞬变。利用Palomar Gattini-IR巡天的数据，我们确定了一个时空一致的可变红外（IR）源，IRAS 18111-2257，并将其归类为一个非常晚型（M7-M8），长周期（$1502 \pm 24$天）和发光（$M_K\approx -9.9 \pm 0.2$）富O的Mira施主星，位于$\approx 14.6^{+2.9}_{-2.3}$ kpc的距离。结合多色测光数据在过去的$\approx 25$年，我们表明，红外对应物经历了最近（开始$\approx 800$天前的X射线耀斑）增强质量损失（达到$\approx 2.1 \times 10^{-5}$ M $_\odot$年$^{-1}$）插曲导致在一个不断扩大的尘埃壳模糊的基础恒星。来自Swift、NICER和NuSTAR的多历元后续观测揭示了一个$\approx 200$长达一天的X射线爆发，达到了$L_X \approx 2.5 \times 10^{36}$ erg s $^{-1}$的峰值亮度，其特征在于与光学厚康普顿化等离子体一致的重吸收（$N_{\rm H} \approx 6\times 10^{22}$ cm $^{-2}$）X射线光谱。X射线的光谱和时间行为表明，在…
2022-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Nearly 66,000 Mira stars in the Milky Way
我们展示了在光学引力透镜实验（OGLE）项目数据库中发现的65,981颗米拉型变星。三分之二的样本（40，356个物体）位于银河系的球区，而25，625颗恒星位于银河系的圆盘中。绝大多数收藏品（47，532件）是新发现的。我们提供了Mira变星的基本观测参数：赤道坐标、脉动周期、$I$波段和$V$波段的平均星等、$I$波段的亮度振幅以及在其他变星星表中的识别。我们还提供了$I$ -波段和$V$ -波段时间序列测光收集自1997年以来在OGLE-II，OGLE-III和OGLE-IV阶段。经典的选择过程，即，主要是基于经验丰富的天文学家对光变曲线的目视检查，使我们获得了高纯度的目录。因此，该集合可以用作机器学习分类算法中的训练集。使用相邻OGLE字段的重叠部分，我们估计目录的完整性约为96%。我们比较和讨论了位于银河系不同区域的Miras的统计特征。我们展示了恒星的例子，随着时间的推移，改变自己的类型，从一个半定期变量，米拉，反之亦然。这个数据集非常适合研究银河系的三维结构，它可能有助于解释X形凸起之谜。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period changes of Mira variables in the M16-M17 region
利用OGLE GVS数据库在I_C波段分析了165个AGB变星的光变曲线，其中大部分是Miras，它们位于M16和M17之间（l=16，b=0）。与发表的光变曲线比较，大约50年前由P.~ Maffei使用柯达I-N感光板，使我们能够在任何恒星中发现没有显著的周期变化。值得注意的是，一些恒星的样本似乎已经大大改变了他们的平均光度，最引人注目的情况是KZ Ser。我们提供了一个更好的识别三颗恒星：IX Ser，NSV 10522，和NSV 10326，所有这些都是Miras。对Maffei发现但未分类的6颗恒星（GL Ser、NSV 10271、NSV 10326、NSV 10522、NSV 10677和NSV 10772）的光变曲线进行了分类，其中5颗为新的Miras，并确认了V391 Sct的R CrB性质。将Maffei使用的震级标度与现代I_C震级标度进行了比较。
2022-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determination of pulsation periods and other parameters of 2875 stars classified as MIRA in the All Sky Automated Survey (ASAS)
我们已经开发了一个互动的PYTHON代码和派生的关键星历数据的99.4%的所有恒星被归类为'米拉'在ASAS数据库中，指的是脉动周期，平均最大星等，并在可能的情况下，振幅等。我们将我们的结果与AAVSO国际变星指数（VSX）以及Richards等人2012年的机器学习自动程序所确定的结果进行了统计比较。我们的周期与VSX在95%以上的恒星中的周期一致。然而，当比较我们的时期与理查兹等人的时期时，符合率仅为76%，其余大多数病例涉及别名。我们的结论是，自动代码需要更多的改进，以提供可靠的期间值。目标星的周期分布在215、275和330 d附近有三个局部极大值，它们的相对强度似乎取决于银道经度。我们的视觉振幅分布结果是双峰的，然而1/3的目标具有相当小的振幅（A $<$ 2.5 $^{m}$），并且可以参考半规则变量（SR）。我们估计大约20%的目标属于SR类。我们还提供了63个周期变化的候选者和35个多周期星的样本，这些样本似乎证实了倍周期和彼得森图中典型序列的普遍有效性
2016-09-16 astro-ph.SR
Mapping the Inner Milky Way with Infrared-Derived Distances to AGB Stars
University of New Mexico（新墨西哥大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本研究开发XGBoost回归模型，利用AKARI红外测光估算3.6万余颗AGB恒星距离，拓展了银心尘埃遮蔽AGB群体的距离覆盖，揭示了银核与银盘米拉变星的空间分布特征。
2026-08-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-term Stellar Variability in the Galactic Centre Region
我们报告的变星的检测范围内的11.5' x 11.5'的银河系中心（GC），其中包括拱和五重星系团，揭示了VISTA变星通过Lactea（VVV）调查。有353个源显示出KS波段的变化，其中绝大多数（81%）对应于红巨星，大多数处于渐近巨星分支（AGB）阶段。我们分析了52颗红巨星的长期趋势，这些红巨星不能被归类为典型的脉动恒星类别。计算了9个Mira变量的距离和消光，并讨论了所选消光定律对推导出的距离的影响。我们还报告了存在48个新确定的年轻恒星对象（YSO）的候选人在该地区。
2018-11-05 astro-ph.SR
Investigation of long-period variables in the Catalina Southern catalog: new carbon stars and false objects
作为我们正在进行的星系晕中演化巨星研究的一部分，我们考虑了由卡特琳娜巡天实验提供的南半球1286个长周期变星（LPV）的样本。这些LPV的周期P大于80天，振幅超过0.2马格。首先，通过使用汉堡-ESO光谱调查，我们的目标是确定光谱类型为M型或C型的对象位于本次调查的印记，$|b| > 30$度。在135个服从这种选择的LPV中，我们对93个进行了分类，只发现了2颗新的碳星。其次，我们考虑微弱的LPV。我们发现，其中许多恒星与变星总表中明亮的Mira相距约1角分，周期相同。我们详细研究了这些可疑病例，并得出结论，对于多达56个微弱的Catalina LPV，它们的变异性是由于来自明亮的邻近GCVS Mira的光的污染：一种仪器人工制品。我们的结论是，当处理遥远的，微弱的米拉在卡塔利娜目录，研究人员应该注意的污染影响，邻近的明亮和可变的对象。
2019-01-31 astro-ph.SR
A three-dimensional map of the Milky Way using 66,000 Mira variable stars
我们使用光学引力透镜实验（OGLE）巡天发现的65，981颗Mira变星研究银河系的三维结构。Mira星的空间分布进行了分析与模型包含三个酒吧组件，包括X形盒状组件在银河系中心（GC），和一个轴对称盘。我们考虑到距离的不确定性，通过实施贝叶斯分层推理方法。到GC的距离是$R_0 = 7.66 \pm 0.01 \mathrm{(stat.)} \pm 0.39 \mathrm{(sys.)}$ kpc，而隆起的长轴对太阳-GC视线的倾角是$θ= 20.2^\circ \pm 0.6^\circ \mathrm{(stat.)} \pm 0.7^\circ \mathrm{(sys.)} $。我们提出，第一次，一个详细的三维地图的银河系组成的年轻和中等年龄的恒星星族。我们的分析提供了独立的证据，为X形隆起组件和喇叭形磁盘（被扭曲）。我们提供了完整的数据集的Miras的属性，用于计算在这项工作中。该表包括：平均亮度和振幅在九个光度带（覆盖从0.5到12 $μ$ m的波长范围），光度化学类型，估计消光，并计算距离与其不确定性为每个米拉变量。到Mira星的距离精度中值为$6.6\%$。
2022-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Populations in the Galactic Center
我们讨论了银河系中心的恒星含量，特别是最近估计的恒星形成率（SFR）。我们讨论了不同的恒星示踪剂的优点和缺点，并将我们的注意力集中在SFR的基础上，最近发现的三个经典造父变星在银河系中心。我们还讨论了场星和星团星中的恒星星族，并给出了一些基于以年轻的大质量星团拱为中心的场的近红外测光的初步结果。我们还提供了一个新的估计的真实距离模银河系中心，我们发现14.49 $\pm$ 0.02（标准）$\pm$ 0.10（系统）等（7.91 $\pm0.08\pm0.40$千秒差距）。目前的估计同意相当不错，与类似的光度和运动学距离测定文献中。我们还讨论了薄盘的金属丰度梯度和急剧变化的斜率时，移动越过边缘的内盘，银河酒吧和银河系中心。如果我们考虑到金属丰度是基于年轻的恒星示踪物（经典造父变星，红超巨星，亮蓝变星），这种差异就变得更加引人注目。最后，我们简要概述了可能的机制，可能占目前的经验证据。
2013-04-23 astro-ph.SR
Isolated massive stars in the Galactic center: The dynamic contribution from the Arches and Quintuplet star clusters
最近，在银河系中心发现了100多颗沃尔夫-拉叶星和OB星。这些来源中约有三分之一在空间上与该区域的任何已知星团都没有关联。我们探测银河系中心的大规模集群的数值模型中的漂移源的分布，并将其与在该地区观察到的孤立的大规模源的分布进行比较。我们发现，恒星质量为100 Msun漂移远离每个集群的中心高达60 pc使用集群模型。我们最好的模型再现了约60%的已知孤立的大质量恒星，距离拱门星团中心80 pc。当我们只考虑来自Arches集群的~20 pc的区域时，这个数字增加到70%-80%。
2014-03-09 astro-ph.SR
Mira variables in the Milky Way's nuclear stellar disc: discovery and classification
银河系的核恒星盘的性质提供了关于棒形成时代的关键信息。Mira变星是研究核星盘的最有希望的明亮候选者，并通过它们的周期-年龄关系剖析其恒星形成历史。我们报告的样本$1782$米拉变量候选人在中央$3\times3\,\mathrm{deg}^2$的银河系使用多历元红外VISTA变量通过Lactea（VVV）调查。我们描述了用于选择候选变星的算法，然后使用周期图和高斯过程方法模拟它们的光变曲线。结合WISE、2 MASS等文献测光方法，对多波段光变曲线进行建模，细化周期，考察不同测光波段间的振幅变化。Mira变星的红外亮度意味着许多太亮而被VVV错过。然而，我们的样本遵循一个定义良好的选择函数，正如人造星测试所预期的那样。多波段光度学是用星周尘埃模型模拟的，该模型考虑了质量损失率。我们证明了我们的样品的$\gtrsim90$ %是如何与富O化学相一致的。与周期光度关系的比较表明，大部分短周期恒星位于银河系中心距离。许多较长周期的变星都是非常多尘的，在富O麦哲伦云和太阳邻域的周期光度关系下显着下降，并表现出$\sim2.5\times10^{-5}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$的高质量损失率。周期分布似乎与形成$\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$前的恒星核盘一致，尽管不可能解开恒星核盘和污染凸起的相对贡献。
2022-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in the northern Galactic plane from KISOGP
我们使用木曾天文台施密特望远镜上的木曾宽视场照相机对北平面进行了大规模的调查。KISOGP（KWFC Intensive Survey of the Galactic Plane）计划在约320平方米的I波段进行了40-70历元的观测。从2012年开始的5年。极限星等约为16.5 in I。在迄今为止的数据分析中，我们探测到了数千颗变星，包括大约100颗造父变星和700多颗Miras。其中大约90%以前没有被报道为变星，这表明在银河系平面上仍然有许多相对明亮的变星。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Astrometric Animation of Water Masers towards the Mira Variable BX Cam
我们报告VLBI监测观测的22 GHz水（H $_{2}$ O）脉泽周围的米拉变量BX凸轮，这是进行了EAVN合成恒星脉泽动画（ESEMA）项目的一部分。从2018年5月到2021年6月，共获得了37个历元的数据，时间间隔为3-4周，跨越了大约3个恒星脉动周期（$P= \sim$ 440 d）。特别是，VERA站上装备的双光束系统被用来测量H $_{2}$ O脉泽特征的运动学和弛豫。测量的视差，$π=1.79\pm 0.08$ mas，与$Gaia$ EDR 3和之前测量的VLBI视差一致，误差水平在1- $σ$内。根据$Gaia$ EDR 3数据和KVN成像的环状43 GHz一氧化硅脉泽分布的中心位置，估算了中心星的位置。三维H-$_{2}$-O脉泽运动学表明，星周包层以$13\pm4$ km·s $^{-1}$的速度膨胀，但脉泽特征的空间分布和速度分布都不对称.此外，我们的密集监测程序实现的H $_{2}$ O脉泽动画显示了冲击波在BX凸轮的拱星包层中的传播。
2022-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the detection of CO and mass loss of Bulge OH/IR stars
本文报道了在银河系隆起区成功地寻找到与OH/IR星有关的CO（2-1）和（3-2）辐射的结果。我们用APEX望远镜观测了8颗极红AGB星的样本，发现了7颗。这些源选择在足够高的银河系纬度，以避免星际CO的干扰，这阻碍了以前的研究内星系恒星。为了研究我们的样品的性质和质量损失，我们从光度数据和斯皮策IRS光谱构建了SED。在第一步中，我们应用辐射转移建模，以适应的SED，并获得光度和尘埃质量损失率（MLR）。通过动力学建模，我们然后检索的总MLR和气体-尘埃比。我们推导出了恒星的变化周期。光度范围约在4000至5500 Lsun之间，周期低于700天。总的MLR在1 E-5和1 E-4 Msun/年之间。与进化模型的比较表明，祖先的质量约为1.5 Msun，类似于隆起的Miras和中间年龄（3 Gyr）。气体与尘埃的比值在100到400之间，与银盘中OH/IR星的比值相似。其中一颗恒星IRAS 17347-2319的周期很短，大约为300天，而且可能会进一步缩短。它可能属于米拉变星的一个类别，在某些银河系天体中观察到周期的突然变化。这将是这类OH/IR星的第一个例子，值得进一步的后续观测。
2018-06-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gaia and the Galactic Center Origin of Hypervelocity Stars
我们使用新的盖亚测量来探索超高速恒星巡天中最高速度恒星的起源。测量结果揭示了B型恒星的清晰模式。晕星以低于银河系逃逸速度约100公里/秒的速度支配着样本。盘状逃逸恒星的速度比银河系的逃逸速度高出100 km/s，但大多数盘状逃逸恒星都是被束缚的。速度超过银河系逃逸速度100 km/s的恒星来自银河系中心。两颗结合的恒星也可能起源于银河系中心。未来的盖亚测量将能够获得大量、干净的银河系中心喷射样本，以测量超高速恒星的大质量黑洞喷射率，并限制银河系暗物质晕的质量分布。
2018-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Symbiotic stars and other Halpha emission line stars towards the Galactic Bulge
共生星是具有最长轨道周期的相互作用双星，其多组分结构使其成为丰富的天体物理实验室。高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星（WD）上，使它们成为有希望的Ia型超新星（SNe Ia）祖先。对新的银河系共生星进行系统的调查对于识别新的有希望的超新星Ia祖先（例如RS Oph）以及更好地估计总人口规模以与超新星Ia比率进行比较至关重要。后一个目标的核心是建立一个完整的人口普查的共生恒星对银河系隆起。在这里，我们报告了对覆盖35度^[2]的H α发射线恒星进行系统观测的结果。它的区别在于深层光谱学和长期光变曲线的结合，这提高了我们分类的确定性。共发现了20颗真正的共生星（13颗S型，6颗D型和1颗D '型），其中35%的共生星具有特定的拉曼散射OVI发射带，还有15颗可能的共生星（6颗S型和9颗D型）需要进一步研究。光变曲线显示了各种各样的变化，包括恒星脉动（半规则和Mira），轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。确定了5个S型的轨道周期和3个D型的脉动周期。最显著的D型是H1-45和它的Mira碳星，脉动周期为408.6天，对应的距离为6.2 ± 1.4kpc，M_K=-8.06 ± 0.12mag.如果H1-45属于银河系膨胀区，那么它将是第一颗真正发光的银河系膨胀区碳星.突出部缺乏发光的碳星是一个长期未解决的问题。对H1-45的一个可能的解释可能是碳增强是从WD伴星的祖先吸积而来的。还发现了…
2013-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revealing the ages of metal-rich RR Lyrae via kinematic label transfer
通过盖亚DR3数据与米拉变星的运动学对比，发现银河系盘中最富金属的天琴座RR型变星年龄约为6-7 Gyr，显著年轻于传统认知，挑战了其仅追踪古老星族的观点。
2025-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of the Galactic Disk and Large Magellanic Cloud on the Trajectories of Hypervelocity Stars Ejected from the Galactic Center
我们考虑银河系盘和大麦云云（LMC）的引力如何改变从银河系中心弹射出的超高速恒星（HVS）的径向运动。对于典型的向银河系低（高）纬度喷射的HVS，盘的轨迹弯曲高达30度（3-10度）。对于银河系的许多视线，LMC产生类似的，有时更大的偏转。结合的HVS比未结合的HVS遭受更大的偏转。LMC的引力聚焦也产生了沿着朝向LMC的视线的两倍的密度过剩。在足够大的样本下，观测可以检测到非径向轨道和朝向LMC的HVS的过密度。对于任何银河系势模型，银河系静止坐标系的切向速度提供了一个很好的方法来探测太阳10 kpc范围内的未束缚和几乎束缚的HVS。类似地，静止坐标系径向速度将10-15 kpc以外的未结合HVS与太阳隔离开来。在未绑定的HVS样本中，径向和切向速度的测量有助于区分银河系中心的喷射从其他类型的高速恒星。
2018-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
