V371 Per - A Thick-Disk, Short-Period F/1O Cepheid
V371 Per被发现是一颗双模态造父变星，其基本模态周期为1.738天，是银河系拍拍造父变星中最短的，周期比异常高，为0.731，而其他银河系拍造父变星的周期比在0.697和0.713之间。后者表明该恒星的金属丰度[Fe/H]在-1到-0.7之间。从银河平面导出的距离将其置于厚盘或晕中，而所有其他的银河系beat造父变星都属于薄盘。历史数据显示，基本和第一泛音周期都延长了。
2009-10-27 astro-ph.SR
Evolutionary status and fundamental parameters of the Cepheid V1033 Cyg
在一致的恒星演化和非线性恒星脉动计算的基础上，造父变星V1033 Cyg被证明是在氦核引力收缩期间第一次穿越不稳定带的后主序星。观测到的V1033 Cyg的光变率是由于基模的径向振荡。最近的观测和理论估计的周期变化率之间的最佳协议（在百分之一以内），分别获得恒星质量$M=6.3M_\odot$和氦和重元素丰度$Y=0.28$和$Z=0.022$的演化序列。恒星的年龄、光度、半径、有效温度和表面重力分别为$t_\mathrm{ev}=5.84\times 10^7$ yr、$L=2009L_\odot$、$R=45.6R_\odot$、$T_\mathrm{eff}=5726 \mathrm{K}$、$\log g=1.92$。
2020-07-06 astro-ph.SR
Fundamentalization of periods for first and second-overtone classical Cepheids
利用989颗双模造父变星数据，为银河系和麦哲伦云建立了一阶和二阶泛音周期的高质量经验基化关系，发现其与金属丰度相关，并推广至M31和M33星系。
2024-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
An interferometric view on binarity and circumstellar envelopes of Cepheids
光学干涉测量是唯一的技术，使访问毫角秒（mas）的分辨率在红外波长。对于造父变星来说，这是一个强大而独特的工具，可以用来探测轨道伴星和拱星包层（CSE）。CSE很有趣，因为它们可能被用来追踪造父变星的演化历史，更具体地说，它们可能会影响距离尺度。属于双星系统的造父变星提供了一个独特的机会，可以在解决造父变星质量差异方面取得进展。光谱和干涉测量的结合将使我们能够推导出轨道要素，距离和动力学质量。在这里，我们专注于最近的结果，使用2至6望远镜光束组合的造父变星X Sgr，T Mon和V1334 Cyg。
2014-07-07 astro-ph.SR
Fundamental Parameters of Cepheids: Masses and Multiplicity
从经典造父变星的双星系统中确定的质量是脉动和演化计算的主要测试。第一步是根据地面径向速度确定轨道。来自哈勃、FUSE、IUE和钱德拉的补充卫星数据提供了有关该系统的全部信息。最近的结果质量的总结。造父变星还提供了大量关于大质量恒星的多样性，以及质量比和分离分布的信息。这提供了一些重要的限制恒星形成的情况下，包括高和低质量的结果之间的差异和密切和广泛的双星之间的差异。
2009-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Subtle flickering in Cepheids
基模经典造父变星的光变曲线重复得足够精确，我们可以看到它们的演变（变化周期）。{ \it Kepler}和{ \it MOST}卫星的数据精度和数量达到了新的水平，进一步探索了这一点。一个有趣的结果被发现在长时间序列的开普勒数据V1154 Cyg的一个经典造父变星（基本模式，P = 4.9 $^d$）在外地，它有短期的变化周期（$\simeq$ 20分钟），相关的$\simeq$ 10个周期（周期抖动）。为了跟进这一点，我们获得了一个月的一系列观测的基本模式造父变星RT Aur和第一泛频振荡器SZ Tau。RT Aur显示了光变曲线的传统严格重复，傅立叶振幅比$R_1/R_2$几乎保持恒定。另一方面，SZ Tau的光变曲线的振幅比在大约$50\%$的水平上波动。此外，用10个频率预白化RT Aur数据将傅立叶谱降低为噪声。对于SZ Tau，在复杂的各种频率下，这种预白化后留下了相当大的功率。
2014-01-20 astro-ph.SR
Period-Luminosity Relations Derived From the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids II: The Small Magellanic Cloud Cepheids
本文给出了SMC中基模造父变星的多带周期光度关系。这些SMC造父变星的光学VI波段平均星等取自光学引力透镜实验（OGLE-III）目录的第三阶段。我们还将OGLE-III SMC造父变星与2 MASS和SAGE-SMC星表进行了匹配，以分别获得JHK波段和四个{ \it Spitzer} IRAC波段的平均星等。采用Zaritsky消光图对所有测光进行消光校正。从样品中去除周期小于$\sim2.5$天的造父变星。除了从光学到红外的九种滤光片的消光校正的P-L关系外，我们还导出了这些造父变星的无消光韦森函数。我们在第10天时检测了这些SMC P-L关系（$8.0μ\mathrm{m}$ -带P-L关系除外）的非线性：所有P-L关系均未显示统计学显著的非线性证据。当与LMC中的P-L关系相比时，t检验结果表明，SMC/LMC P-L斜率之间仅在V和J波段存在差异。此外，我们发现SMC/LMC Wesengland P-L斜率之间具有良好的一致性。发现LMC和SMC的周期-韦森格林函数关系LMC和SMC零点之间的差异为$Δμ=0.483\pm0.015$ ma。这相当于LMC和SMC之间的距离模量的差异。
2015-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between Pulsation Modes
卫星测光数据串的数量和质量在很低的水平上揭示了造父变星的细节。具体来说，我们观察到造父变星脉动的基本模式和一个脉动的第一泛音与加拿大MOST卫星。3.7-d周期基模振荡器（RT Aur）具有精确重复的光变曲线，并且可以非常精确地由傅立叶级数建模。另一方面，泛音振荡器（SZ Tau，3.1 d周期）显示了从周期到周期的光变曲线变化，我们通过傅立叶参数的变化来表征。我们提出的论点，我们看到的不稳定性的脉动周期的泛音倍频，这也是一个特点的O-C曲线的泛音倍频。另一方面，周期与周期之间的偏差作为脉动相位的函数，在两颗恒星中遵循类似的模式，在最小半径之后增加。总之，在长时间尺度和短时间尺度上，泛音振荡器中的脉动比基模振荡器中的脉动更不稳定。
2014-11-06 astro-ph.SR
Cepheids in spectroscopic binary systems -- current status and recent discoveries
本研究总结了双星系统造父变星的研究现状，介绍了SB2系统造父变星扩增项目进展，发现了更短轨道周期、特殊质量比的系统及9个新双造父变星系统，为研究多星性对造父变星的影响提供关键数据。
2025-01-16 astro-ph.SR
The Baade-Becker-Wesselink technique and the fundamental astrophysical parameters of Cepheids
BBW方法仍然是获得造父变星天体物理参数的最需要的工具之一。在过去的几十年中，BBW技术的表面亮度版本被优先用于计算造父变星半径和改善PLC关系。它的实施需要先了解造父变星的红化值。我们提出了一个新版本的Baade-Becker-Wesselink技术，它允许一个独立的确定颜色过剩和内在的颜色径向脉动的恒星，除了它的半径，光度和距离。它被认为是Balona光曲线建模方法的推广。该方法还允许函数F（CI_0）= BC + 10 log Teff的脉动星被认为是被校准的类。我们将这种技术应用到一些经典造父变星非常准确的光和径向速度曲线。新的技术也可以应用于其他脉动变量，如天琴座RR。我们还讨论了可能的依赖性的投影因子的脉动相位。
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria Project. Accurate determination of the dynamical mass of the classical Cepheid in the eclipsing system OGLE-LMC-CEP-1812
本文分析了大麦哲伦星云中的双线食双星系统OGLE-LMC-CEP-1812，证明它包含一个周期为1.31天的经典基模造父变星。第二颗恒星是一颗稳定的巨星。我们以1.5%的精度推导出两颗恒星的动力学质量，使该系统中的造父变星成为继Pietrzynski等人（2010）研究的OGLE-LMC-CEP-0227系统之后第二个具有非常精确动力学质量测定的经典造父变星。实测的动态质量与脉动模型预测的动态质量吻合得很好。我们还导出了这两个组成部分的半径和准确的轨道参数的双星系统。这个新的，非常准确的经典造父变星的动力学质量将大大有助于解决造父变星质量差异问题，并为我们理解的结构和经典造父变星的演化。
2011-09-25 astro-ph.SR
A Physically-Based Method for Scaling Cepheid Light Curves for Future Distance Determinations
我们提出了一种技术分解造父变星的光变曲线到其基本组成部分，即，它们的半径和温度的变化。我们证明，任何给定的一对光学光度和颜色曲线可以用来预测造父变星的光在任何其他波长的变化的形状，振幅和相位。有了这样的预测，在任何给定的新波长下的单个新观测可以用于归一化预测的光变曲线的属性，并且具体地，导出时间平均平均值的精确值。我们认为，这种方法将是非常有利的，有效地观察和精确地获得已知的造父变星的平均性能，计划在新的波长，特别是在中红外线，其中JWST将操作。
2010-06-11 astro-ph.SR
Binary Cepheids from optical interferometry
一个多世纪以来，经典造父变星一直被认为是估算宇宙距离的可靠工具，这要归功于它们的周期-光度（P-L）关系。此外，它们也是强大的天体物理实验室，为研究中等质量恒星的脉动和演化提供了基本线索。在双星系统中，我们可以研究造父变星的年龄和演化，估计质量和距离，并限制理论模型。然而，大多数的伴星离造父变星太近（1 - 40质量），无法用10米级的望远镜进行空间分辨。空间分辨这类系统的唯一方法是使用长基线干涉测量法。最近，我们已经开始了一个独特的和长期的干涉计划，旨在检测和表征的造父变星同伴的物理参数，作为主要目标的准确质量和几何距离的测定。
2014-07-07 astro-ph.SR
Unstable standard candles. Periodic light curve modulation in fundamental mode classical Cepheids
本文报道用光学引力透镜实验观测到的51颗麦哲伦云基模经典造父变星的脉动周期调制现象。虽然总的发生率很低，在麦哲伦云中约为1%，但在SMC和脉动周期在12 ~ 16天的情况下，发生率接近40%，另一方面，在LMC中，脉动周期在8 ~ 14天的最高发生率为5%，影响的总幅度较小。这表明该现象是金属丰度依赖的。典型的调制周期在70和300 d之间。几乎所有恒星的平均亮度都是调制的，这在原则上可能会影响经典造父变星在距离测定中的应用。幸运的是，除了一颗恒星外，所有恒星的平均亮度调制都不超过0.01等。此外，在跨越长时间的典型观测中，该效应达到平均值。因此，调制对确定距离模量的影响可以忽略不计。基模的相对调制幅度也很低，除了一个例外，它不超过6%，调制的起源不明。我们得出一个假设，调制是由基模和第二泛音之间的2：1共振，形状著名的赫兹波凹凸进展。
2017-03-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Cepheid distances from the Baade-Wesselink method
本文综述了Baade-Wesselink（BW）型方法测定经典造父变星距离的最新进展。特别强调的是放在近红外表面亮度（IRSB）的BW方法的版本。它的最新校准的描述和证明是能够产生个人造父变星的距离精确到6%，包括系统的不确定性。造父变星的距离IRSB方法相比，从疏散星团零年龄主序列位于银河系疏散星团造父变星拟合确定，产生良好的协议之间的IRSB和集群造父变星的距离尺度。讨论了基于IRSB距离的造父变星近红外波段和可见光波段的周期光度关系的结果以及造父变星周期光度关系的普适性问题。从其他实施的BW方法的结果进行比较，IRSB距离尺度和可能的原因差异进行了识别。
2012-10-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
Predicting Physical Parameters of Cepheid and RR Lyrae variables in an Instant with Machine Learning
我们提出了一种机器学习方法来估计经典脉动恒星的物理参数，如RR Lyrics和造父变星的基础上自动比较其理论和观测到的光变曲线参数在多个波长。我们训练人工神经网络（ANN）的理论脉动模型预测的基本参数（质量，半径，光度和有效温度）的造父变星和RR天琴座恒星的周期和光变曲线参数的基础上。当考虑到光变曲线参数时，这些恒星的基本参数可以更准确地估计高达60%。这种方法被应用于观测麦哲伦星云中的数百颗造父变星和数千颗天琴座RR，以产生估算质量、半径、光度和这些恒星其他参数的星表。
2023-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Baade-Wesselink distances and radii for four metal-rich Galactic Cepheids
我们提供了四个富含金属的造父变星，即V340 Ara，UZ Sct，AV Sgr和VY Sgr的距离，半径和铁丰度的准确估计。这项调查的主要目的是限制他们的脉动特性和他们的位置在银河系内盘。我们采用了新的精确的近红外（J，H，K）光变曲线和新的径向速度测量的目标造父变星，以确定它们的距离和半径使用巴德-韦塞林克技术。特别是，我们采用了最近的校准的红外表面亮度关系和投影因子。此外，我们还提供了目标造父变星铁丰度的精确测量。目前的距离估计同意在一个西格玛与类似的距离的基础上，无论是经验或理论的近红外周期亮度关系。然而，Baade-Wesselink距离的不确定性与影响其他距离测定的误差相比平均小3-4倍。平均Baade-Wesselink半径也同意在一个西格玛水平与造父变星半径的基础上，无论是经验或理论周期半径的关系。铁的丰度在一个西格玛之内，与Andrievsky和合作者提供的铁含量相似，从而证实了目标造父变星富含超金属的性质。我们还发现，经典造父变星的光度振幅，在不一致的RR天琴座星，没有显示出明确的相关性与金属含量。这种间接的证据似乎是Hertzsprung进展的后果，连同依赖的拓扑结构的不稳定带的金属丰度，进化的影响和二进制文件。
2010-03-19 astro-ph.SR
Mean angular diameters, distances and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aql and T Vul - CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations
我们报告的第一个角直径测量的两个经典造父变星，FF Aql和T Vul，我们已经获得了与FLUOR仪器安装在CHARA干涉阵列。我们获得FF Aql和T Vul的平均肢体变暗角直径分别为θ_LD = 0.878 +/- 0.013 mas和θ_LD = 0.629 +/- 0.013 mas。将这些角直径与HST-FGS三角形半径相结合，分别得到线性半径R = 33.6 +/- 2.2 Rsol和R = 35.6 +/- 4.4 Rsol。与经验和理论的周期半径关系的比较导致的结论是，这些造父变星脉动的基本模式。脉动模式的知识是最重要的校准周期亮度关系与一个统一的基本模式造父变星的样本。
2012-03-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the relative distance of Magellanic Clouds using Cepheid NlR and Optical-NIR PW relations
利用近红外光谱和近红外光谱的造父变星周期关系，对麦哲伦云的相对距离进行了新的估算。的相对距离是独立的不确定性影响零点的PW关系，但取决于所采用的枢轴周期。根据造父变星的周期分布，我们估计了基本造父变星（FU）和第一泛音造父变星（FO）的枢轴周期。我们发现log P=0.5（FU）和log P=0.3（FO）是可靠的选择，因为它们追踪LMC和SMC周期分布中的主峰和肩。通过使用上述枢轴周期和10个PW关系，我们发现MC相对距离为0.53 $\pm$ 0.06（FU）和0.53 $\pm$ 0.07（FO）。此外，我们还研究了使用混合模式的可能性（FU/FO，FO/SO）造父变星作为距离指示器，我们发现它们很好地遵循单模MC造父变星定义的PW关系，偏差通常小于0.3σ。
2013-04-07 astro-ph.SR
Pulsation Models for Ultra-Low (Z=0.0004) Metallicity Classical Cepheids
经典造父变星是主要的距离指标，在校准河外距离尺度中发挥着重要作用。它们的特征周期-发光度（PL）关系对化学成分的可能依赖性在文献中仍然存在争议，并且在非常低的金属丰度制度下这些发光剂的行为几乎未被探索。为了推导出低金属丰度时周期光度关系的应用限制，我们研究了最近在蓝致密矮星系IZw 18中发现的几颗超低金属丰度（Z ~ 0.0004）造父变星的性质.为此，我们计算了一组更新和扩展的非线性对流模型，Z=0.0004和Y=0.24，涵盖了广泛的恒星质量，并考虑了选定亮度水平的进化约束。因此，我们能够预测的不稳定带的拓扑结构，所有相关的量沿脉动周期的变化，包括光变曲线的形态，理论周期-亮度-颜色，周期-Wesenweg和周期-亮度关系在这样一个低的金属丰度。对于这些关系中的每一个，我们提供了Z=0.0004的基模阻尼器的适当系数。通过比较这些结果与更多的金属丰富的造父变星的属性，我们发现，Z=0.0004的合成PL关系是陡峭的比在更高的Z，但类似于Z=0.004的，从而表明了平稳的金属量的影响，对最低的Z。
2010-02-25 astro-ph.SR
Theoretical fit of Cepheid light an radial velocity curves in the Large Magellanic Cloud cluster NGC 1866
本文从理论上研究了大麦云星云NGC 1866中五颗经典造父变星的多重滤波器（U、B、V、I和K）光和径向速度曲线。最佳拟合模型占五个选定的变量，四个脉动的基本模式和一个在第一泛音的光度和径向速度的变化，提供直接估计其内在的恒星参数和个人的距离。由此产生的恒星性质表明一个稍微明亮的质量光度关系比典型的，可能是由于轻微的过冲和/或质量损失。至于推断的距离，各个值在不确定性范围内是一致的。此外，它们的加权平均值对应于18.56 +-0.03（stat）+-0.1（syst）mag的距离模量，与文献中的几个独立结果一致。
2012-10-16 astro-ph.SR
Non-evolutionary effects on period change in Magellanic Cepheids
本研究利用OGLE二十余年测光数据，对大小麦哲伦云的单模径向造父变星开展$O-C$分析，系统识别双星效应与非线性变化等非演化性周期变化。
2025-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
New NIR light-curve templates for classical Cepheids
我们提出了新的近红外（NIR）光变曲线的基本（FU，JHK）和第一泛音（FO，J）造父变星的模板。新的模板连同PL和PW关系提供造父变星距离从单历元观测的精度仅限于所采用的方法的固有精度。这些模板依赖于一组非常大的银河系和麦哲伦云（MC）造父变星（FU，~600; FO，~200），具有良好采样的NIR（IRSF数据）和光学（V，I; OGLE数据）光变曲线。为了正确地跟踪光变曲线形状随周期的变化，我们将校准造父变星的样本分成10个不同的周期箱。首次使用的模板涵盖FO造父变星和FU短周期造父变星（P<5天）。此外，零点相位被锚定到沿上升分支的平均幅度的相位。与最大光相位法相比，该方法在采集凸点造父变星的光变曲线时具有许多优点。我们还提供了新的估计的近红外光学振幅比FU和FO造父变星。我们使用7阶傅立叶级数和多高斯周期函数进行详细的分析拟合。后者的特点是自由参数的数量较少（9比15）。基于新模板的平均近红外星等比单历元测量准确度高出80%，比基于先前模板的平均星等准确度高出50%，典型的相关不确定度范围从0.015 mag（J）到0.019 mag（K）。此外，小MC造父变星的个人距离的误差来自近红外PW关系，基本上减少到所采用的关系的内在散射。因此，新的模板是最终的工具，估计精确的造父变星距离从近红外单历元观测，可以采用推导出的3D结构的MC。
2015-03-19 astro-ph.SR
Tuning in on Cepheids: Radial velocity amplitude modulations. A source of systematic uncertainty for Baade-Wesselink distances
[摘要]我报告了四个银河系经典造父变星径向速度（RV）曲线调制的发现，并研究了它们作为Baade-Wesselink距离的系统不确定性的影响。自2011年以来，使用Coralie高分辨率光谱仪获得了高精度的多普勒测量。特别注意对所有相位点进行采样，以便在多个历元期间非常准确地跟踪RV曲线，并寻找从不同历元获得的观测结果中得出的线性半径变化的差异。对不同的时间尺度进行采样，从周期到周期到月份和年份。在多个历元期间获得的出色相位覆盖和高精度的前所未有的组合使得能够在短周期s-Cepheids QZ Normae和V335 Puppis的RV曲线中发现显着调制，以及长周期基本模式Cepheids l Carinae和RS Puppis。调制表现为形状和振幅的变化，在短周期造父变星的年的时间尺度上变化平稳，从一个脉动周期到下一个在长周期造父变星。影响的量级从几百米/秒到几公里/秒不等。如果不同时确定所采用的角度和线性半径变化，则使用来自不同历元的数据导出的线性半径变化之间的所得差异可导致Baade-Wesselink型距离的高达15%的系统误差。造父变星在RV曲线上表现出的不同性质表明这种现象很常见。观察基线尚不足以得出结论，这些调制是否是周期性的。为了确保Baade-Wesselink距离的准确性，应始终同时确定角度和线性半径变化。
2014-06-10 astro-ph.SR
When a Period Is Not a Full Stop: Light Curve Structure Reveals Fundamental Parameters of Cepheid and RR Lyrae Stars
Aarhus University（奥胡斯大学）；State University of New York（纽约州立大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所-卡波迪蒙特天文台）；Peking University（北京大学）
造父变星和天琴座RR型变星的脉动周期和光变曲线结构取决于恒星的基本参数：质量、半径、光度和有效温度。在这里，我们训练人工神经网络的理论脉动模型预测这些恒星的基本参数的基础上，他们的周期和光变曲线结构。我们发现显着的改进，这些参数的估计使用光变曲线结构和期间的估计只使用期间。考虑到模型能够再现大多数观测数据，我们发现，当考虑光变曲线结构时，这些恒星的基本参数可以更准确地估计高达60%。我们量化的光变曲线结构的哪些方面是最重要的，在确定基本参数，并发现，例如，第二傅立叶振幅分量的RR天琴座光变曲线是更重要的，比周期在确定有效的温度的恒星。我们将这种分析应用于观测大麦云云中的数百颗造父变星和麦哲伦云和银河系凸起中的数千颗RR天琴座，以产生这些恒星的估计质量，半径，光度和其他参数的目录。作为一个应用实例，我们估计韦森指数，并使用它们来推导出$μ_{\text{LMC},\text{CEP}} = 18.688 \pm 0.093$、$μ_{\text{LMC},\text{RRL}} = 18.52 \pm 0.14$和$μ_{\text{SMC},\text{RRL}} = 18.88 \pm 0.17$等麦哲伦云的距离模量。
2019-11-25 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.LG
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheids U Sgr, CF Cas and CEab Cas
新的和现有的X射线，UBVJHKsW（1-4）和光谱观测进行了分析，以限制M25，NGC 7790和尘埃沿其视线的基本参数。星团特别重要，因为它们拥有经典的造父变星U Sgr，CF Cas，以及视觉双星造父变星CEa和CEb Cas。多波段分析的精确结果，以及从大约140年的观测中全面确定造父变星的周期演化（dP/dt），有助于解决人们对星团及其关键造父变星成分的担忧。具体来说，M25和NGC 7790的距离分别是630+-25秒差距和3.40+-0.15千秒差距。
2013-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry I. CHARA/MIRC detection of the companion of V1334 Cygni
我们的目标是确定造父变星的质量，以及它们的几何距离和同伴的通量贡献。干涉测量与光谱学的结合将提供对造父变星质量的独特和独立的估计。使用可见光和红外波长的长基线干涉测量法，有可能在空间上分辨出包含造父变星的双星系统，直到毫角秒的距离。根据所得到的可见轨道和径向速度，我们可以推导出这些系统的基本参数，特别是组件的质量和几何距离。因此，我们进行了干涉观测的第一泛音模式Cepheid V1334 Cyg的CHARA/MIRC组合器。我们报告的第一次检测造父变星的同伴使用长基线干涉。我们在两个纪元探测到一个环绕天鹅座V1334轨道运行的伴星的特征。我们测量到伴星和造父变星之间的流量比f = 3.10+/-0.08%，给出的视星等为mH = 8.47+/-0.15mag.将干涉测量数据和光谱数据结合起来，就能够对轨道要素进行独特的确定：P = 1938.6 ± 1.2天，Tp = 2443616.1 ± 7.3，a = 8.54 ± 0.51mas，i = 124.7 ± 1.8 °，e = 0.190 ± 0.013，ω = 228.7 ± 1.6 °，Ω = 206.3 ± 9.4 °。我们推导出一个最小距离d ~ 691 pc，一个最小的质量为3.6 Msol的两颗恒星，与一个光谱类型早于B5.5V的伴星。我们测量的通量比表明，使用光谱学的同伴径向速度检测是触手可及的，并将提供一个轨道视…
2014-07-07 astro-ph.SR
On the distance of the Magellanic Clouds using Cepheid NIR and optical-NIR Period Wesenheit Relations
我们提出了最大的近红外（NIR）数据集，$JHKs$，有史以来收集的经典造父变星在麦哲伦云（MC）。我们选取基频（FU）和一次泛音（FO）两类变星，在小麦哲伦云（SMC）中发现4150颗造父变星（2571 FU，1579 FO），在大麦哲伦云（LMC）中发现3042颗造父变星（1840 FU，1202 FO）。目前的样品比以前用近红外光度法研究的任何样品大2- 3倍。我们还讨论了OGLE-III的光学PDMATHAMN光度法。NIR和光学-NIR周期-韦森格林函数（PW）关系在整个周期范围（$0.0<\log P_{\rm FU} \le1.65 $）内是线性的，并且它们的斜率在固有色散内在MC之间是共同的。这些都是一致的脉动模型和观测表明，PW关系的金属含量的影响最小的最近的结果。新的FU和FO PW的关系进行了校准，使用的样本的银河造父变星的距离的基础上三角函数和造父变星脉动模型。利用FU造父变星，我们得到了$18.45\pm0.02{\rm(random)}\pm0.10{\rm(systematic)}$ mag（LMC）和$18.93\pm0.02{\rm(random)}\pm0.10{\rm(systematic)}$ mag（SMC）的真距离模.这些估计值是十个PW关系的加权平均值，并且系统误差考虑了零点和红化定律中的不确定性。我们使用FO造父变星（$18.60\p…
2013-01-30 astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: The Period-Luminosity and Period-Wesenheit Relations for Anomalous Cepheids Supplemented with Large Magellanic Cloud Sample
本文给出了基模反常造父变星的第一个gri带周期-光度（PL）和周期-韦森（PW）关系。这些PL和PW关系是从球状星团M92和大麦云云中的5颗异常造父变星的组合样本中导出的，这两颗变星的距离精度都可以从文献中得到~1%。我们的g-带PL关系是类似的B-带PL关系，在以前的研究报告。我们将我们的PL和PW关系应用于矮星系火山口II中发现的异常造父变星，并发现了一个比最近基于RR天琴座测量的更大但一致的距离模量。我们的gri波段PL和PW关系的校准，即使不太精确，由于少数异常造父变星，将是有用的距离测量矮星系。
2022-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
An updated metal-dependent theoretical scenario for Classical Cepheids
为了正确量化可能的残余系统误差影响经典造父变星距离尺度，一个详细的理论方案建议。通过将已发表的$Z=0.02$ \citep [][]{Desomma 2020 a}的一组非线性对流脉动模型扩展到$Z=0.004$、$Z=0.008$和$Z=0.03$，我们提供了一个详细的均匀非线性模型网格，考虑了质光关系、超绝热对流效率和化学成分的同时变化。推断周期半径，周期质量半径，和周期质量亮度温度关系上的输入参数的依赖关系进行了讨论的基本和第一泛音模式。随着金属丰度的增加，不稳定带变得更红的趋势被确认为额外的ML假设和混合长度值。从所获得的多过滤器光变曲线，我们得到平均的幅度和颜色，并依次周期亮度颜色和周期Weseneirs关系为每个假设的化学成分，质光关系和效率的超绝热对流。应用程序的一个很好的研究样本的造父变星在大麦云云允许我们约束的依赖推断的距离模量上的假设的质量-光度关系，并列入金属度项的周期-韦森关系的推导允许我们，对于每个假设的质量-光度关系，预测的金属度依赖的造父变星距离尺度。将获得的金属依赖周期-韦森海特关系与文献中的最新结果进行比较，并应用于具有已知金属丰度的盖亚早期数据发布3银河造父变星样本，以推导出单个视差。最后讨论了这些预测与盖亚结果的比较。
2022-06-22 astro-ph.SR
Anchoring the Distance Scale via X-ray/IR Data for Cepheid Clusters: SU Cas
新的X射线（XMM-牛顿）和JHK（OMM）的星团Alessi 95的成员，特纳等人。（2012）发现的经典造父SU Cas，与UCAC 3（自行）和2 MASS观测一起使用，以确定精确的星团参数：E（J-H）=0.08+-0.02和d=405+-15 pc。随后在星团、脉动、IUE和三角距离（d=414+-5（se）+-10（sd）pc）之间达成共识，将SU Cas置于一组选定的附近基本造父变星校准物（Delta Cep，Zeta Gem）中。高分辨率的X射线观测可以用来扩大样本，因为这些数据被证明与识别许多与SU Cas相关的恒星有关。获取更多磁场的X射线观测数据可能有助于改进造父变星用于约束H_0的校准。
2012-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D maps of the Magellanic Clouds using Classical Cepheids
变星作为探测器被用来测定天文距离已经有一百多年的历史了;这些距离可以用来绘制附近星系的三维结构。利用移动到中红外线对造父变星星等和光变曲线的影响，我们现在可以以前所未有的分辨率绘制我们最近的星系的3D地图。结合OGLE-IV目录和斯皮策太空望远镜的中红外测光数据，大约5000颗基模造父变星被用来追踪麦哲伦云的3D结构。一个自动测光管道已经开发出来，以获得精确的平均星等和光变曲线的造父变星在麦哲伦系统，这反过来又产生距离测量个别造父变星精确到5%。由此产生的详细地图被用来探测麦哲伦云的几何和化学结构，以及它们的相互作用和动力学历史。初步结果，从这个项目进行了讨论，并说明了未来列入RR天琴座星跟踪老恒星星族的系统。
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheids as distance indicators and stellar tracers
本文综述银河系与麦哲伦云中三类造父变星的光变特征、不稳定带、族群示踪及距离诊断，并展望未来设施的作用。
2024-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae
确定造父变星的脉动模式和距离是一个复杂的问题，最好用光度估计来解决。为了说明一种基于光谱光度歧视的技术应用于4.47天的s-Cepheid FF Aql。可变屈服值=-3.40+-0.02 s.e.的高色散谱中的线比<Mv>。（+-0.04标准差），平均有效温度Teff=6195 ± 24 K，本征色（<B>-<V>）o = +0.506 ± 0.007，对应于E（B-V）=0.25 ± 0.01或E（B-V）（B 0）=0.26 ± 0.01的红化。FF Aql的倾斜光变曲线、固有色和光度与不稳定带蓝色一侧的小振幅经典造父变星的基模脉动一致，而不是正弦振荡器。根据造父变星的角直径估计其距离为413 ± 14秒差距，再加上<R>根据其光度和有效温度推断的平均半径=39.0 ± 0.7朗日。根据恒星的视距离模数，尘埃对FF Aql的消光率为Rv=Av/E（B-V）=3.16+-0.34。
2013-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dependence of the Extinction Coefficient on Reddening for Galactic Cepheids
CAS Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）
研究揭示造父变星的G波段消光系数与红化程度存在显著反相关，指出非线性效应和星际介质变化的影响，强调红外距离测量在高红化情况下的可靠性。
2026-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids I. The Type II Cepheid kappa Pavonis
脉动恒星的距离，特别是造父变星，通常使用脉动视差技术测量。该技术的不同版本结合了线性直径变化（来自光谱学）和角直径变化（来自光度测量或干涉测量）幅度的测量，以准几何方式检索距离。然而，线性直径振幅与投影因子（下文称为p因子）成正比，投影因子用于转换光谱径向速度（即，盘集成）到脉动（即，光球）速度。p因子的值及其对脉动周期的可能依赖性仍然存在广泛的争论。我们的目标是测量II型造父星kappa Pavonis的p因子的观测值，使用HST/FGS测量其视差的准确度为5%。我们使用这种视差作为出发点来推导kappa Pav的p因子，使用SPIPS技术，这是一种采用径向速度，干涉测量和光度测量数据的脉动松弛方法的鲁棒版本。我们将这种技术应用于新的VLTI/PIONIER光学干涉角直径，新的CORALIE和HARPS径向速度，以及多色测光和径向速度的文献相结合。我们获得的kappa Pav的p因子值为p = 1.26 +/- 0.07。这一结果与最近从文献中导出的周期p因子关系以及先前对造父变星的观测结果一致。个别估计的p-因子是根本的校准视差的脉动距离的造父变星。与以前的观测估计一起，我们得到的投影因子指向p因子对周期的弱依赖性。
2015-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Revising the Milky Way Cepheid Calibration: Quantifying and Correcting for Previously Undetected Distance Modulus Errors in the Gaia-based Multi-Wavelength Period-Luminosity Relations
The Observatories, Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所观测站）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
该研究通过修正Gaia多波段周期-光度关系中的距离模数误差，提高了造父星距离测量的精度，并为星系距离尺度和哈勃常数的确定提供了更可靠的理论基础。
2026-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determination of [Fe/H] in Fundamental mode Classical Cepheids from Gaia DR3 light curve Fourier parameters
INAF-OACN Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Scuola Superiore Meridionale（南方高等学院）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sez. di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）；Università di Salerno, Dipartimento di Fisica “E.R. Caianiello”（萨莱诺大学E.R.凯亚涅洛物理系）
研究利用盖亚 DR3 光曲线傅里叶参数确定经典造父变星铁丰度，通过截断傅里叶级数建模提取参数，用复制随机森林算法选择特征，经线性回归校准多变量关系，应用于多星系样本验证其可靠性。
2026-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C- MetaLL) survey: II.High-resolution spectroscopy of the most metal poor Galactic Cepheids
经典造父变星（DCEP）是宇宙学距离阶梯校准的第一个基本步骤。此外，它们在银河系研究的背景下代表了强大的示踪剂。我们已经收集了65个DCEP样品的UVES@VLT高分辨率光谱。它们中的大多数是银河系中观测到的最暗的DCEP。对于每个目标，我们推导出准确的大气参数，径向速度，和丰度为24种不同的物种。由此产生的铁丰度范围在+0.3和$-$ 1.1 dex之间，大部分恒星的[Fe/H] $\sim-0.5$ dex。我们的样品包括迄今为止用高分辨率光谱法观察到的最贫金属的DCEP。我们补充我们的样本与文献数据获得一个完整的样本637 DCEPs和使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）光度测定的DCEPs的距离周期Weseneirs的金属丰度关系。我们更多的外部数据追踪外臂（在银河系中心半径（$R_{GC})\sim$ 16- 18千秒差距）），它似乎明显弯曲。我们调查的金属丰度梯度的银河系盘使用这个大样本，发现一个斜率$-0.060 \pm 0.002$德克斯kpc $^{-1}$，在非常好的协议与以前的结果的基础上DCEP和疏散星团。我们还报告了在$R_{GC}$ =9.25 kpc处梯度的可能中断，内样本和外样本的斜率分别为$-0.063 \pm 0.007$和$-0.079 \pm 0.003$ dex kpc $^{-1}$。两个斜率相差超过1 $σ$。需要一个更均匀和扩展的DC…
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of metallicity on Cepheid magnitudes and the distance to M33
我们提出的结果，从一个多历元的调查M33的两个地区使用3.5米WIYN望远镜。内部区域靠近星系中心，外部区域位于南旋臂约5.1千秒差距处，使我们能够对大的金属丰度范围进行采样。我们有167个基模造父变星在这两个地区的数据。利用无红化的韦森星系星等Wvi周期光度关系建立了每个区域的距离模数，其中mu_{inner} = 24.37 +- 0.02等，mu_{outer} = 24.54 +- 0.03等。这两个结果之间的明显差异可以用星系的显著金属丰度梯度来解释。我们确定的金属丰度参数的周期-光度关系伽马= d（m-M）/d log（Z）= -0.29 +-0.11 mag/dex，与以前的测量值一致。这导致到M33的金属丰度校正距离模量为24.53 +-0.11 mag.
2009-03-24 astro-ph.CO astro-ph.SR
