Amplitude Variations in Pulsating Red Supergiants
我们已经使用了长期的AAVSO视觉观测和傅立叶和小波分析，以确定周期和研究44个红超巨星的长期振幅变化。其中，12颗星的数据过于稀疏和/或振幅较低和/或在傅立叶光谱中没有明显的峰值; 6颗星的周期很长（2500-4000天），没有明显的振幅变化。其他26颗恒星有一个或两个周期，或者是“短”（数百天），或者是“长”（数千天），其振幅变化高达8倍，但更典型的是2-4倍。振幅变化的中位时间尺度为18个周期。我们将短周期解释为脉动，而长周期则类似于在脉动红巨星中发现的“长次级周期”。
2013-10-23 astro-ph.SR
Photometric study of the pulsating, eclipsing binary OO Dra
我们提出了一个全面的测光研究脉动，食二OO Dra。在14个夜晚同时进行了B波段和V波段的测光。根据这些数据得出了订正的轨道周期和新的星历表。确定了双星系统的第一光度解和组成星的物理参数。这表明OO Dra可能是一个分离系统，其质量较小的次级成分几乎充满了其洛希叶。通过从数据中减去食光变化，我们得到了更热、质量更大的主分量的内在脉动光变曲线。频率分析的残差光产生两个自信的脉动模式，在B和V波段的数据与主频率检测在41.865 c/d。最后对双星系统的演化状况和脉动性质作了简要的讨论。
2014-08-05 astro-ph.SR
The rapidly pulsating sdO star, SDSS J160043.6+074802.9
SDSS J160043.6+074802.9是一个包含一颗脉动次矮星-O（sdO）和一颗晚型伴星的双星系统，它的光谱分析结果是Teff = 70 000 +/- 5000 K，log g = 5.25 +/- 0.30，其中最有可能的是K3 V型的副恒星。我们将我们的结果与Fontaine等人（2008）推导的大气参数进行了比较，并在现有的sdO恒星演化模型的背景下进行了比较。新的和更广泛的测光也提出了恢复大部分，但不是全部，在早期的文件中发现的频率。因此，某些脉动模式可能具有可变的振幅。对均匀金属丰度sdO模型的非绝热脉动分析表明，log g > 5.3的模型更有可能不稳定，并且能够在观测到的频率范围内驱动脉动。
2009-09-04 astro-ph.SR
Do the Pulsation Properties of Red Giants Vary around their Long Secondary Period Cycle?
我们利用美国变星观测者协会（AAVSO）国际数据库的目视观测和Johnson V观测，以及AAVSO VSTAR时间序列包，和（O-C）分析，研究了脉动红巨星U Del、EU Del、X Her和Y Lyn在其长次级周期（LSP）周期周围脉动周期和振幅的可能变化。我们没有发现周期或振幅的这种变化。这（微弱地）表明，随着LSP周期的进行，导致LSP的过程-无论它是什么-不会显着改变恒星可见半球的物理特性。
2018-07-13 astro-ph.SR
Time-series spectroscopy of the pulsating eclipsing binary XX Cephei
振荡大陵型食双星是一种非常有趣的天体，具有食、脉动和质量转移三个观测特征。从双线径向速度数据和光度光变曲线直接测量它们的质量和半径，对于了解它们的演变过程和进行星震学研究是至关重要的。我们提出的oEA星XX Cep的物理特性，从高分辨率的时间序列光谱数据。通过比较观测到的光谱和库鲁茨模型，确定主星的有效温度为7，946 $\pm$ 240 K。我们探测到了在以前的研究中从未探测到的次级恒星的吸收线，并获得了两个分量的径向速度。利用已发表的$BVRI$光变曲线，通过Wilson-Devinney模型确定了双星的绝对参数。质量和半径分别为$M_{1} = 2.49 \pm 0.06$ $M_\odot$、$M_{2} = 0.38 \pm 0.01$ $M_\odot$、$R_{1} = 2.27 \pm 0.02$ $R_\odot$和$R_{2} = 2.43 \pm 0.02$ $R_\odot$。主星的质量比零龄主序星大$45 \%$，体积也比零龄主序星大$60 \%$。这可能是因为XX Cep经历了一个非常不同的演化过程，由于质量转移，与正常的主序星相比。在HR图上，主星位于$δ$ Sct型星的理论不稳定带内。我们证明了XX Cep是一颗oEA星，由$δ$ Sct型脉动主成分和进化的次级伴星组成。
2016-02-05 astro-ph.SR
Absolute Properties of the Pulsating Post-mass Transfer Eclipsing Binary OO Draconis
OO Dra是一个短周期的大陵五系统，具有$δ$类Sc t振荡器。我们获得了2016年2月至5月之间的时间序列光谱，以获得双星的基本参数并研究其演化情况。给出了这两个组分的径向速度（RV）曲线，并通过比较解纠缠谱和Kurucz模型，确定了较热、较重的初级粒子的有效温度为$T_{\rm eff,1}$ = 8260 $\pm$ 210 K。我们的RV测量值是使用Wilson-Devinney二进制代码使用Zhang等人（2014）的$BV$光变曲线求解的。每个组件的绝对尺寸确定如下：$M_1$ = 2.03 $\pm$ 0.06 M $_\odot$，$M_2$ = 0.19 $\pm$ 0.01 M $_\odot$，$R_1$ = 2.08 $\pm$ 0.03 R $_\odot$，$R_2$ = 1.20 $\pm$ 0.02 R $_\odot$，$L_1$ = 18 $\pm$ 2 L $_\odot$，和$L_2$ = 2.0 $\pm$ 0.2 L $_\odot$。与恒星演化模型的比较表明，主星位于主序星的$δ$ Sct不稳定带内，而冷的次级成分明显过亮且尺寸过大。我们证明了OO Dra是一个振荡的后质量转移R CM型双星;最初质量更大的恒星通过恒星风和质量转移引起的质量损失成为低质量的次级组分，而增益者由于质量吸积而成为脉动的初级组分。像OO Dra这样的R CM…
2017-10-18 astro-ph.SR
A new eclipsing binary system with a pulsating component detected by CoRoT
我们报告发现CoRoT 102980178（R.A.= 06：50：12.10，12月= -02：41：21.8，J2000）是一个大陵型食双星系统，有脉动成分（oEA）。它是使用来自CoRoT初始运行数据集（系外行星场）的公开可用的55天长单色光曲线确定的。观测到11次连续的1.26米深的日全食和相等数量的0.25米深的次日食（相位为0.50）。由此导出了主食的光元素：HJD_MinI= 2454139.0680 + 5.0548d x E。光变曲线模型导致一个半分离的配置与光度质量比q=0.2和轨道倾角i=85度。食外光变曲线显示椭球变率和正的O 'Connell效应，以及明显的0.01米脉动，主频率为2.75 c/d。脉动在主食期间消失，这表明主要（更大质量）的成分是脉动恒星。仔细的频率分析揭示了0.21 c/d的第二个独立脉动频率以及这些频率与双星轨道频率及其谐波的许多组合。根据CoRoT光变曲线和地基的光度测量，我们倾向于将脉动分量分类为剑鱼座伽玛型变星，但是，不能排除将其分类为SPB星。
2010-06-15 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic field in the B pulsating system HD 1976
磁场的存在会对双星的演化产生强烈的影响。然而，迄今为止，只有十几颗磁性OB双星被发现并可用于研究这种效应，其中包括极少数的磁脉动光谱OB双星。我们的目的是检查的磁场的存在下，在B5 IV层次三重系统HD 1976与光谱偏振数据获得Narval在伯纳德Lyot望远镜（TBL）。我们使用HD 1976的轨道参数，在文献中解开Narval强度谱。我们计算斯托克斯V剖面与最小二乘反卷积（LSD）技术搜索的磁性签名。然后，我们得出的纵向磁场强度的估计为每个观察和各种线列表。我们对强度谱的解缠表明HD 1976是一个双线分光（SB 2）双星，次级成分的谱线比初级成分的谱线宽约两倍。我们不确定第三个组成部分。此外，我们发现，清晰的磁签名是目前在分光偏振测量HD 1976，似乎是与主要成分。我们的结论是，HD 1976是一个磁慢脉动双线光谱双星，与未检测到的第三个组成部分。这是已知的第二个这样的例子（HD 25558）。
2014-02-13 astro-ph.SR
HD 183986: a high-contrast SB2 system with a pulsating component
在主序星上有一小群特殊的早型星，它们在不同的谱线上显示出不同的自转速度。这种不一致性可能是由于这些对象的二进制特性造成的。我们的目标是通过对这样一个天体HD 183986进行更详细的光谱和光度调查来验证这一假设。我们获得了151个高分辨率和中等分辨率的光谱，涵盖了预期的长轨道周期。有明显的证据表明，主要组成部分的轨道运动。我们发现了一个非常微弱和广泛的光谱的次要成分。相应的SB 2轨道参数，和组分光谱，通过使用KOREL代码傅立叶解纠缠得到。用iSpec程序对各分量谱进行了进一步的模拟，得到了大气量和投影旋转速度。我们证明了该天体是一颗双星，周期为$P$ = 1268.2（11）d，偏心率为$e$ = 0.5728（20），质量比为$q$ = 0.655。主成分是一颗缓慢旋转的恒星（$v \sin i = 27$ km.s $^{-1}$），而温度较低且质量较小的副恒星旋转速度更快（$v \sin i \sim 120$ km.s $^{-1}$）。还对TESS卫星获得的光度观测进行了研究，以进一步了解该物体。在TESS数据中检测到多周期光度变化，范围从数小时（$δ$ Sct型变化）到数天（斑点/旋转变化）。更详细地讨论了组件的物理参数和光度变化的起源。
2022-04-08 astro-ph.SR
Period Analysis of All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) Data on Pulsating Red Giants
全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）最近使用了2 000多天的数据，确定了5万多颗变星，对它们进行了自动分类，确定了周期性变星的周期和振幅-这是一个了不起的项目的一部分，该项目旨在对412 000颗已知的变星进行分类，并确定它们的基本性质。有关新发现的变量的信息以及光度数据可以在线免费获得。本文详细分析了ASAS-SN对两个随机小样本脉动红巨星（PRG）的观测数据，并与ASAS-SN的观测结果进行了比较。对于29个大部分半规则（SR）PRG的样本中的大多数，ASAS-SN的结果是不正确或不完整的：ASAS-SN周期是实际周期的2、3或4倍，或者ASAS-SN周期是一个“长次级周期”，存在较短的脉动，或者恒星是多周期或其他复杂的，或者恒星的数据被仪器效应污染。对于几乎所有20颗最长周期的米拉星（周期640天或更长）的样本，ASAS-SN的周期实际上是实际周期的2倍或更多。考虑到PRG非常复杂的行为，我们的结果并不令人惊讶。
2019-05-08 astro-ph.SR
KIC 8553788: A pulsating Algol with an extreme mass ratio
本文主要研究食双星KIC 8553788，它的物理性质属于两类不同的双星系统。特别是，它是迄今为止发现的71颗大陵五型振荡星之一，也是根据开普勒任务的高节奏数据发表的六颗之一。此外，它是R CMa型系统中的四颗半分离双星之一，而它的脉动成分在盾牌座δ星中的频率最快，是半分离双星的成员。详细的光变曲线，光谱和脉动分析，而可能的解释方案涉及过去的质量转移，质量损失和/或角动量损失由于存在的第三组件的系统的演变进行了讨论。研究的目的是提取系统振荡星的脉动特征，估计其组成部分的绝对参数，并为其极端进化状态提供可能的解释。结果表明，该系统的主成分为A8谱型，质量为1.6Msun，半径为2 Rsun。它是一个相对较快的振荡器，振荡频率为89个，其中主频率为58.26c/d。第二部分的质量仅为0.07 M_sun，半径为1 R_sun，温度为4400 K。KIC 8553788根据它的几何结构和它的脉动性质属于大陵五型的振荡星群，而根据它非常低的质量比和相对较短的轨道周期也属于R CMa星群。如果通过次级部件的径向速度数据证实，则该系统将具有在半分离系统中发现的最低质量比，并且可以将其视为最极端的情况之一。
2018-05-02 astro-ph.SR
A Study of Multiple-Mode Pulsating Red Giants
该项目开始于使用AAVSO视觉数据在已知的双模脉冲红巨星（PRG）中寻找三模脉冲红巨星（PRG）。然后，它扩展到包括对一些双模PRG的现实和意义的检查。我们确定了几个“双模式”PRG，其中一个周期可能只是另一个周期的别名。我们还评论的可能性，额外的周期可能是谐波，而不是泛音。至于三模调制器：在我们的样本中，我们没有发现令人信服的情况下，有一个重要的，非混叠的第三个周期，这可能是一个额外的径向周期。然而，我们注意到，在LMC的PRG的一个非常大的样本中，已经发现了一些三重模式振荡器/我们讨论的脉动红巨星的最新理论模型的背景下的结果。
2014-07-16 astro-ph.SR
Kepler Eclipsing Binaries with $δ$ Scuti/$γ$ Doradus Pulsating Components 1: KIC 9851944
KIC 9851944是一颗在{ \it Kepler}视野中的短周期（$P=2.16$天）食双星。结合对Kitt Peak国家天文台和Lowell天文台的{ \it Kepler}测光和相位分辨光谱的分析，确定了这两颗恒星的大气参数和物理参数。这两种组分的半径（$2.27R_{\odot}$、$3.19R_{\odot}$）非常不同，但质量（$1.76 M_{\odot}$、$1.79M_{\odot}$）和有效温度（$7026$ K、$6902$ K）接近，表明它们处于不同的演化阶段。较热的主星仍然在主序（MS）上，而较冷且较大的副星已经进化到后MS，在壳层中燃烧氢。与同时代演化模型的比较表明，它需要太阳的金属丰度和更高的质量比来同时拟合两颗恒星的半径和温度。这两个组件显示$δ$盾牌型脉动，我们解释为p模式和p和g混合模式。在仔细研究了$δ$ Scuti脉动频率的演变之后，我们将观测到的频率与MESA/GYRE计算的频率进行了比较。
2016-06-02 astro-ph.SR
Eppur si muove... On the Origin of Long Secondary Periods in Red Giant Stars
在三分之一的脉动红巨星和超巨星中观察到的长次级周期（LSP）是目前已知的唯一无法解释的大振幅恒星变化类型。许多作者已经探讨了LSP起源的各种情况，但无法给出这个问题的最终解决方案。我们目前已知的LSP变量的属性，并显示新的结果证明，负责LSP的物理机制是二进制的。也就是说，LSP光的变化是由于一个尘埃云的存在，它与一个棕矮星伴星一起围绕红巨星运行，并在每个轨道上遮蔽恒星一次。在这种情况下，低质量的伴星是一颗前行星，从其宿主恒星的外壳中吸积了大量的质量，并成长为棕矮星。
2022-04-06 astro-ph.SR
Do Miras show the long secondary periods?
长次级周期（LSP）现象，通常在脉动红巨星中观察到，尚未在任何Mira中检测到。本文的目的是验证，如果有一个物理原因，或者如果它只是一个观察偏差。大麦云星云中的长周期变星OGLE-III样本包含1663个Miras，用于搜索这些天体中的次级周期，并根据周期光度图上的位置识别长次级周期恒星的候选者。在1663个Miras中，有108个被确定为潜在候选者，其变异性与LSP大致一致。这使得整个米拉样本在大麦云的7%。大多数，如果不是所有的米拉LSP候选人是C丰富的明星。这项分析的结果表明，Miras可能表现出长的次级周期。然而，长期的变化也可能与Miras所表现出的周期和振幅不规则性有关。要得出明确的结论，还需要进一步研究。
2022-10-31 astro-ph.SR
Validation of the Frequency Modulation technique applied to the pulsating delta Sct - gamma Dor eclipsing binary star KIC 8569819
KIC 8569819是一颗食双星，有一颗早期的F主星和一颗G副星，偏心轨道为20.85 d。主星是一颗以p模式和g模式脉动的δ Sct -γ Dor星。使用4年的开普勒任务测光数据，我们独立地使用传统的技术与建模代码PHOEBE模型的光变曲线，我们研究的轨道特性，使用新的频率调制（FM）技术。结果表明，这两种方法都能提供等效的轨道周期、偏心率和近星点幅角，从而说明和验证了FM技术。在p模式脉动的振幅谱中，我们还发现了一个与系统中的第三体兼容的FM信号，这是一个围绕主对的861-d轨道上的低质量M矮星。然而，日食没有显示出时间上的变化，这表明FM信号是脉动频率内在变化的结果，因此提供了一个警示故事。我们的分析表明，使用{ \it开普勒}数据的FM技术的潜力，我们讨论的前景，以检测行星和褐矮星的开普勒数据的A和F星，即使在没有过境和没有光谱径向速度曲线。这开启了寻找传统技术无法找到的围绕更热恒星运行的行星的可能性。
2014-10-31 astro-ph.SR
$τ^{9}$ Eri: A bright pulsating magnetic Bp star in a 5.95-day double-lined spectroscopic binary
$τ^{9}$ Eri是一颗Bp型恒星，之前被报道是一颗单线光谱联星。使用17 ESPaDOnS spectropolarimetric（斯托克斯$V$）的观测，我们确定了弱的光谱线的次要组成部分，并检测到一个强磁场的主要。我们对这两个组成部分的径向速度进行了轨道分析，找到了一个周期为$5.95382(2)$天的稍微偏心的轨道（$e= 0.129$）。初级线圈的纵向磁场（$B_\ell$）由每个Stokes $V$剖面测量，典型误差条小于10 G。还测量了仅对应于Fe线的LSD轮廓的等效宽度（EW）。我们进行了频率分析的$B_\ell$和EW测量，以及依巴谷，SMEI，和TESS光度数据。所有的测光观测结果都给出了两个明确的、强有力的Bp星自转周期的候选者：1.21天和3.82天。$B_\ell$和EW测量结果仅与3.82天的周期一致。我们认为HD 25267是由一颗自转周期为3.82262（4）天的晚型Bp星（M= $3.6_{-0.2}^{+0.1} M_\odot$，T= $12580_{-120}^{+150}$ K）和一颗周期为5.95382（2）天的晚A/早F型次级伴星（M= $1.6\pm 0.1 M_\odot$，T= $7530_{-510}^{+580}$ K）组成。Bp星的磁场近似为偶极磁场，具有$i= 41\pm 2^{\circ}$、$β= 158\pm …
2021-01-27 astro-ph.SR
On the contradictory case of the binary system HD 81809 hosting two pulsating solar-like stars observed by TESS
INAF-IAPS（意大利国家天体物理研究所-星际与行星科学研究所）；STAR Institute, Universitè de Liège（列日大学STAR研究所）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所-卡塔尼亚天文台）；Astrophysics Group, Keele University（基尔大学天体物理学组）；Dipartimento di Fisica, Università di Roma Tor Vergata（罗马托维加塔大学物理系）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
HD 81809二元系统中两个太阳型恒星的化学差异及磁活动周期揭示了古老金属贫乏恒星的演化特征。
2026-01-28 astro-ph.SR
The Nature of V1464 Aql: A New Ellipsoidal Variable with a Delta Scuti Component
考虑到从模型和BVRI光变曲线的分析所获得的结果，我们讨论了V1464 Aql的性质。分析表明，系统的质量比为q=0.71（0.02），系统倾角为38.45（0.22）°。取第一组分的温度为7420（192）K，得到第二组分的温度为6232（161）K。主成分的质量为1.74（0.05）Msun，而副成分的质量为1.23（0.01）Msun。发现初级组件的半径为2.10（0.05）Rsun，而次级组件的半径为1.80（0.01）Rsun。揭示了系统不应该出现任何食，我们证明了大幅度的主要变化应该是由于椭球效应造成的。事实上，傅立叶分析也支持这一结果。在文献中，我们第一次揭示了它的主要组成部分是一颗盾牌座δ星。在BVRI带中，脉冲周期分别为58.482（0.002）、58.482（0.001）、60.966（0.002）、60.964（0.003）分钟。我们在log（Porb）-log（Ppulse）平面中绘制V1464 Aql。使用超过160个二进制，其一个或两个组件是脉动的，我们得出了一个新的线性拟合在平面上的日志（Porb）日志（Ppulse）的每一个类型的二进制。利用各组的线性拟合，我们得到了不同类型脉动星的log（Porb）和log（Ppulse）之间的新刻度。此外，还首次获得了O型和B型脉动星的刻度。V1464 Aql似乎位于其他椭球和密近双星附近。因此，我们将V1464…
2012-10-16 astro-ph.SR
Does the Period of a Pulsating Star Depend on its Amplitude?
现在已知有几类脉动恒星的振幅会发生缓慢的变化，包括脉动红巨星、超巨星和黄超巨星。我们使用了AAVSO国际数据库的视觉观测，以及对39颗红巨星、7颗红超巨星和3颗黄超巨星的小波分析，来检验振幅增加会导致周期增加的假设，因为脉动中的非线性效应。对于大多数恒星，由于数据的限制，小幅度或幅度变化，或其他过程，如随机周期到周期的周期波动，结果是复杂和/或不确定的。对于那些振幅变化很大，并且行为相当简单的十几颗恒星来说，振幅和周期之间有75-80%的正相关趋势。
2014-05-29 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Red Giants. II. Some Systematics
为了扩展我们以前的研究的原因不明的现象周期性振幅变化的脉动红巨星，我们使用了AAVSO时间序列分析软件包VSTAR分析长期AAVSO视觉观测的50颗这样的恒星，主要是Mira星。在我们的样本中，相对变化量（通常为1.5倍）和变化的时间尺度（通常为20-35个脉动周期）在长周期、短周期和碳星中没有显著差异，它们也发生在周期长期变化的恒星中，可能是由于热脉冲。变化的时间尺度与小振幅SR变星相似，但相对变化量在小振幅恒星中似乎更大，因此更明显。振幅变化的原因仍然未知。
2017-09-27 astro-ph.SR
The Properties of Fast Yellow Pulsating Supergiants: FYPS Point the Way to Missing Red Supergiants
快黄脉动超巨星（Fast yellow pulsing supergiants，FYPS）是最近发现的一类演化的大质量脉动巨星。作为候选的后红超巨星天体，以及少数几类脉动演化的大质量恒星之一，这些天体具有令人难以置信的潜力，可以改变我们对大质量恒星结构和演化的理解。在这里，我们研究的样本126冷超巨星麦哲伦云观测凌日系外行星调查卫星（\tess ~），以确定脉动的恒星的光变曲线。通过质量切割和滤除杂质，我们在Hertzprung-Russel（HR）图上分析了脉动星的分布，发现FYPS位于$\log L/L_\odot \gtrsim 5.0$之上。这个光度边界对应于初始质量为$\sim$ 18-20 $M_\odot$的恒星，与超新星（SNe）II-P的最大质量红超巨星祖先以及SNe IIb祖先的观测性质一致。这个阈值与FYPS是后RSG星的观点一致。最后，我们描述的FYPS脉动的行为作为其在HR图中的位置的函数。我们发现低频脉动在较高的有效温度下，较高的频率脉动在较低的温度下，与过渡的两个行为之间的中间温度。FYPS的观测性质使其成为未来理论研究的热门对象。
2022-11-16 astro-ph.SR
Comprehensive analysis of southern eclipsing systems with pulsating components: The cases of HM Pup, V632 Sco and TT Vel
这项工作提出了一个广泛的分析性质的三个南方半分离食双星托管的脉动分量，即HM Pup，V632斯科，TT Vel。系统的多重过滤光度观测主要是在2018-2021年间使用位于澳大利亚和智利的望远镜获得的。这些观测结果与凌日系外行星勘测卫星（TESS）的数据相结合，对脉动进行了详细分析。光谱类型和径向速度是由澳大利亚国立大学的2.3米望远镜和宽视场摄谱仪获得的光谱确定的。对数据进行建模，并导出所有组件的绝对参数。光变曲线残差进一步分析，使用傅立叶变换技术的脉动频率的测定。使用理论模型，最可能的模式的主振荡也确定。还对所有系统的轨道周期变化进行了分析，并提出了最有可能的轨道周期调制机制。这些系统的物理性质与其他类似的情况进行了比较，其组件的位置绘制在M-R和HR图。最后，脉动性能的振荡组件进行比较，目前已知的系统中的这种类型的轨道脉动周期和日志g脉动周期图。根据定义，这些系统被确定为oEA星，其主星是$δ$ Scuti型的脉动星，而在它们的Na I D光谱中存在来自演化的次级成分的质量流的证据。
2022-04-28 astro-ph.SR
Stochastic Processes in Yellow and Red Pulsating Variables
脉动周期的随机变化在冷的脉动星中得到了很好的证实，特别是红巨星变星：Miras，A型和B型的半正则星，以及RV Tau变星。这样的效应也在少数造父变星、SX Phe变星XX Cyg，以及最近的红超巨星变星BC Cyg（一颗C型半正则变星）中观察到。这种波动的性质在恒星的几个脉动周期内似乎是随机的，但主要脉动机制的规律性在长期内占主导地位。随机性的程度与恒星的尺寸有关，随机性参数“e”似乎与周期“P”内的平均恒星半径密切相关，平均值为e/P = 0.0136+-0.0005。造成这种波动的物理过程是不确定的，但推测起源于此类恒星中包层对流的时间变化。
2009-07-16 astro-ph.SR
Eclipsing Systems with Pulsating Components (Types β Cep, δ Sct, γ Dor or Red Giant) in the Era of High-Accuracy Space Data
恒星系统是理解恒星和恒星系统性质的基本对象。此外，具有脉动分量的振荡系统是有利的，因为它们提供了对分量特性的精确约束，以及用于脉动模式确定的补充方法，这对于精确的星震学至关重要。为寻找行星系统而进行的旨在为成千上万颗恒星提供高精度光变曲线的空间飞行任务的成果也使人们对变星领域有了新的认识，并重新引起了人们对一般双星系统的兴趣。具有脉动分量的食系统的检测特别受益于此，并且在该领域的进展正在快速增长。在这篇综述中，我们展示了一些最近的结果，从研究食系统的脉动组件的基础上获得的数据由空间任务{ \it开普勒}或TESS。我们考虑不同的系统配置，包括半分离食双星（近）圆轨道，（近）圆和非同步食双星的化学成分，食双星显示的心跳现象，以及分离，偏心双线系统。所有显示一个或多个脉动分量。在众多已知的脉动恒星中，我们讨论了光谱类型为B、A或F的未演化或略微演化的脉动恒星以及具有类太阳振荡的红巨星。一些系统表现出额外的现象，如潮汐效应，角动量转移，（偶尔）质量转移组件和/或磁活动之间。这些现象和轨道变化如何影响在一个或多个组件中激发的不同类型的脉动，为更好地理解脉动物理学提供了新的机会。
2021-05-10 astro-ph.SR
Four bright eclipsing binaries with gamma Doradus pulsating components: CM Lac, MZ Lac, RX Dra and V2077 Cyg
对食双星中脉动星的研究有望结合两种不同的测量恒星物理性质的方法，以改善恒星理论的约束。重力（g）模式脉动，如在$γ$剑鱼座恒星中发现的那些，可以用来探测旋转轮廓、混合和磁场。直到最近，人们才知道食双星中的$γ$剑鱼座恒星。我们已经发现了g-模式的脉动在四个分离的食双星系统从光变曲线获得的凌日系外行星调查卫星（TESS），并提出了一个分析的食和脉动的特点。我们发现未解决的g-模式脉动的频率为1- 1.5 d $^{-1}$在CM紫胶，并测量质量和半径的组成恒星的TESS数据和公布的径向速度。MZ Lac显示出更丰富的频谱，包括压力模式和潮汐激发的g模式。RX Dra位于TESS的北部连续观察区，因此光变曲线覆盖全年，但显示的脉动频率相对较少。对于V2077 Cyg，我们正式测量了四个脉动频率，但现有数据不足以正确解决g模式脉动。天鹅座V2077也显示了日全食，我们获得了第一次测量的微弱的二级恒星的表面重力。这四个系统都很聪明，是详细研究的好候选者。计划对所有四个系统进行进一步的TESS观测，在RX Dra和V2077 Cyg的情况下，时间基线得到了很大的改善。
2022-07-19 astro-ph.SR
Eppur si eclissa: Eccentric low-mass companions and time-in-dust selection explain long secondary periods
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Warsaw（华沙大学）
该研究提出一个异心低质量伴星模型，解释长次级周期现象及观测到的次级周期特征。
2025-10-29 astro-ph.SR
New pulsating variable stars in the Stock 14 open cluster and surrounding fields
本文介绍了年轻疏散星团Stock 14及其邻近区域多色测光研究的初步结果。通过等时线拟合，从色-色图和色-星等图确定了星团的红化、距离和年龄。对所获得的时间序列数据进行了傅里叶分析，发现了新的脉动变星和此类天体的候选者。
2012-11-14 astro-ph.SR
Periodicities of the RV Tau-type pulsating star DF Cygni: a combination of Kepler data with ground-based observations
金牛座RV恒星是银河系中一小群经典脉动恒星，已知成员有几十个。光的变化主要是由脉动引起的，但仅仅这些并不能解释光变曲线的全部复杂性。RV Tau型星的高质量测光是非常罕见的。天鹅座DF星是这类恒星中唯一在原始开普勒视野中的成员，因此可以对金牛座RV星进行迄今为止最精确的测光研究。其主要目标是通过将四年的高质量开普勒测光与美国变星观测者协会收集的近半个世纪的视觉数据相结合，分析金牛座RV型恒星天鹅座DF的周期性。开普勒四分之一的数据被拼接在一起，以尽量减少空间数据的系统影响。平均水平与AAVSO的目视数据相匹配。这两个数据集已提交傅立叶和小波分析，而主要脉动的稳定性进行了研究，与O-C方法和随时间变化的振幅的分析。天鹅座DF在所有时间尺度上都表现出非常丰富的行为。慢变周期为779.606 d，在整个组合数据的时间跨度内具有显著的相干性。在长期周期的顶部，出现了周期为24.925 d的脉动。这两种类型的光的变化显着波动的时间，不断变化的相互作用的振幅和相位调制。长周期变化（即RVb信号）有点类似于脉动红巨星的长次级周期（LSP）现象，而短周期脉动则非常类似于造父变星。将脉动模式与最新的II型造父变星模型进行比较，我们发现了在开普勒光变曲线中直接观察到的强烈非线性效应的证据。
2016-09-26 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Analysis of V583 Lyrae, an Algol with a g-mode Pulsating Primary and Accretion Disk
本研究通过新光谱、光变残差和O-C分析测定V583 Lyr的质量、半径、吸积率与g模式脉动频率，并证实其主星周围存在稳定吸积盘。
2024-04-16 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper X. The pulsating B-type system V1388 Orionis
猎户座V1388是一颗早B型的脱离食双星，其物理性质先前已经通过专用光谱学和地面测量光变曲线测量过。我们重新考虑系统的属性，使用新的可用的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们发现在系统中的两个频率，在2.99 d $^{-1}$和4.00 d $^{-1}$这可能是由于β仙王座或缓慢脉动的B星脉动。在轨道频率0.4572 d $^{-1}$的倍数处存在大量额外的有效频率。我们无法找到一个完全令人满意的日食模型，但最好的尝试显示出高度一致的拟合参数值。我们发现质量为7.24 +/- 0.08 Msun和5.03 +/- 0.04 Msun，半径为5.30 +/- 0.07 Rsun和3.14 +/- 0.06 Rsun。该系统的属性是在良好的协议与理论恒星演化模型和盖亚EDR 3视差的预测，如果公布的温度估计向下修订了1500 K，19000 K的更大，更大质量的恒星和17000 K的同伴。
2022-05-18 astro-ph.SR
TESS first look at evolved compact pulsators: asteroseismology of the pulsating helium-atmosphere white dwarf TIC 257459955
脉动频率揭示了白矮星的内部结构，揭示了这些代表大多数恒星最后进化阶段的紧凑物体的性质。TESS的两分钟节奏测光将记录整个天空中明亮的白矮星的脉动特征。我们的目标是证明TESS数据的灵敏度测量脉动的氦-大气白矮星在DBV不稳定带，以及这些测量的星震分析可以约束他们的恒星结构。我们提出了一个脉动DBV WD 0158 $-$ 160的病例研究，在TESS Sector 3中观察到TIC 257459955，频率为2分钟，持续20.3天。我们测量频率的变异TIC 257459955与迭代周期图和prewhitening程序。测量的频率进行比较，从两套白矮星模型的计算，以约束恒星参数：从LPCODE的完全演化模型，从WDEC的结构模型。我们检测和测量WD 0158 $-$ 160至$\sim0.01 μ$ Hz精度的9种脉动模式和11种组合频率的频率。大多数，如果不是全部，所观察到的脉动属于一个不完整的序列偶极（$\ell=1$）模式的平均周期间隔为$38.1\pm1.0$ s。全球最佳拟合地震模型从这两个代码的有效温度是$\gtrsim3000$ K热比档案光谱值的$24{,}100-25{,}500$ K，然而，冷却器的二次解决方案被发现是一致的光谱有效温度和距离的限制从盖亚天体测量。
2019-10-09 astro-ph.SR
Binarity as the Origin of Long Secondary Periods in Red Giant Stars
在三分之一的脉动红巨星中观察到的长次级周期（LSP）是目前已知的唯一无法解释的大振幅恒星变化类型。在这里，我们表明，这种现象是一个亚恒星或恒星伴星围绕红巨星的表现。我们的调查是基于在银河系和麦哲伦云的长期OGLE光度数据库中检测到的约16，000个定义良好的LSP变量的样本，结合从NEOWISE-R档案中提取的中红外数据。从这个集合中，我们选择了大约700个具有稳定，大幅度，良好采样的红外线曲线的物体，发现其中大约一半显示出二次日食，从而提供了一个重要的证据，即负责LSP的物理机制是二元性。也就是说，LSP光的变化是由于一个尘埃云的存在，它与伴星一起绕着红巨星运行，并在每个轨道上遮蔽了一次恒星。只有在红外波段才能看到的二次日食，发生在云层隐藏在巨人后面的时候。在这种情况下，低质量的伴星是一颗前行星，从其宿主恒星的外壳中吸积了大量的质量，并成长为棕矮星。
2021-04-16 astro-ph.SR
The Classificiation of Kepler B star Variables
开普勒数据库中的252颗B星候选者的光变曲线以类似于Balona等人（2011）的方式进行分析，以进一步表征B星的变化，为未来的研究增加可变B星的样本，并识别其功率谱包括特别有趣的特征（如频率分组）的恒星。恒星分为常发光恒星、$β$ Cep恒星、缓慢脉动B星、混合变星、联星或光变曲线由自转控制的恒星（Bin/Rot）、热次矮星或白矮星。在我们的样本中，有100颗恒星被发现要么是光常数，要么是在小于0.02毫等的水平上变化的。我们以如下方式增加了Balona等人（2011）在开普勒数据库中发现的候选B星变星的数量：$β$ Cep星从0增加到10，缓慢脉动B星从8增加到54，混合变星从7增加到21，Bin/Rot星从23增加到82。为了比较的目的，在2007年之前已知大约有51个SPB和6个混合体。在2004年之前，已知的$β$ Cep恒星数量为93颗。这项研究的第二个结果是确定了另外11个脉动白矮星候选者，其中四个具有频率分组。
2012-02-10 astro-ph.SR
Bright Long Secondary Period Stars for Follow-up Observations
Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
本文通过分析ASAS数据，发现23个明亮的长次周期变星，其中13个为新发现，旨在通过高精度观测验证二元性假说。
2025-12-17 astro-ph.SR
Tango of celestial dancers: A sample of detached eclipsing binary systems containing g-mode pulsating components. A case study of KIC9850387
具有以重力模式（$g$模式）脉动的组件的双星系统允许同时和独立地约束恒星的化学混合剖面。我们的目标是组装一个样本的$g$模式的重叠在分离的食双星的目的是找到良好的候选人，为未来的进化和asteroseismic建模。此外，我们提出了一个案例研究的食二进制KIC 9850387，确定为我们最有希望的候选人。我们选择了开普勒食双星目录中的所有分离食双星，并进行了目视检查，以确定$g$模式的存在和密度，以及它们的频谱中$g$模式周期间隔模式的存在。然后，我们根据他们的$g$模式脉动参数和二进制和大气参数来表征我们的样品。然后进行KIC 9850387的光谱跟踪。然后，我们进行光谱解缠，然后进行大气建模和丰度分析的主星。我们利用迭代的方法，同时优化脉动和日食模型，并随后进行了分析的压力（$p$ -）和$g$模式脉动频率。我们编制了一个样本的93开普勒食双星与$g$模式脉动组件，并确定明确的$g$模式的周期间隔模式的频谱中的七个系统。我们发现，$g$模式的脉动参数和我们的样本的二进制和大气参数弱相关最好的。我们发现食双星KIC 9850387是一个在近圆轨道上的双线分光双星，具有中等质量的主星和类太阳的副星。我们发现$\ell=1$和$\ell=2$周期间隔模式的频谱的KIC 9850387跨越超过十个径向订单。
2020-10-05 astro-ph.SR
Evolution of the Symbiotic Nova PU Vul -- Outbursting White Dwarf, Nebulae, and Pulsating Red Giant Companion
我们提出了一个复合光曲线模型的共生新星PU Vul（新星Vulpeculae 1979年），显示了一个长期持续的平坦的光学峰，然后缓慢下降。我们的模型光变曲线由三个发射分量组成，即，一颗爆发的白矮星（WD）、它的M巨星伴星和星云。当WD的光球温度上升到logT（K）>~ 4.5时，WD分量在平峰中占主导地位，而星云则占主导地位，说明WD的起源。我们分析了1980年和1994年的日食是由脉动的M-巨星伴星遮蔽的WD的全食，有两个星云发射源;一个是M-巨星的冷风起源的未遮蔽星云，另一个是与WD相关的部分遮蔽星云。我们证实了我们的理论爆发模型的PU Vul新的观测估计，跨越32年，温度和半径。此外，我们的日食分析证实，WD光球减少了两个数量级之间的1980年和1994年的日食。我们得到红化E（B-V）~ 0.3和到PU Vul d ~ 4.7kpc的距离。我们解释了最近的亮度恢复在WD周围的热星云的日食方面，这表明氢燃烧仍在继续。为了检测超软X射线，我们建议在2014年6月前后进行X射线观测，此时中性氢的吸收最小。
2012-02-28 astro-ph.SR
Magnetic Fields of Slowly Pulsating B Stars and β Cep Variables: Comparing Results from FORS1/2 and ESPaDOnS
最近公布的四颗SPB和β Cep恒星的磁性模型，以及对另外两颗恒星的磁性探测，可能使已知的磁性SPB和βCep恒星的数量增加了一倍（参见Grunhut等人，这些程序）。我们重新分析了已发表的数据，并重新减少档案低分辨率分光光度法收集的FORS 1/2仪器在VLT的模型的基础上，并将它们与高分辨率数据从ESPaDONS分光光度计在CFHT，调查以前注意到的结果之间的不一致，从两个仪器。
2011-10-12 astro-ph.SR
A second case of outbursts in a pulsating white dwarf observed by Kepler
我们目前的观测脉动白矮星的一个新现象：大幅度爆发的时间尺度远长于脉动周期。这颗冷的（Teff = 11，010 K）氢-大气脉动的白矮星PG 1149+057在K2战役1的扩展开普勒任务中几乎连续观测了78.8天以上。该目标显示了10次爆发事件，大约每8天发生一次，持续大约15小时，开普勒带通的最大通量偏移高达45%。我们证明，爆发影响的脉动，因此必须来自白矮星。此外，我们认为，这些事件不是磁重联耀斑，而最有可能连接到恒星脉动和相对较深的表面对流区。PG 1149+057现在是第二个显示这种爆发现象的冷脉动白矮星，仅次于开普勒任务中观察到的第一个变量白矮星，KIC 4552982。这两颗恒星的有效温度相同，在不确定性范围内，是已知的典型质量的最冷的脉动白矮星之一。这些爆发提供了新的观测洞察红边的DAV不稳定带和最终停止脉动在冷白矮星。
2015-07-22 astro-ph.SR
KIC 5623923: A Faint Eclipsing Binary Consisting of $δ$ Scuti pulsations
Xi'an Jiaotong University（西安交通大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
KIC 5623923是通过开普勒任务数据发现的掩星双星系统，其主星表现出δ Scuti型脉动，研究揭示了该系统的脉动特征和潮汐锁定特性。
2025-11-24 astro-ph.SR
HD 183648: a Kepler eclipsing binary with anomalous ellipsoidal variations and a pulsating component
KIC 8560861（HD 183648）是一颗略偏心（e=0.05）的食双星，轨道周期为P_orb=31.973d，在几天的时间尺度上表现出mmag振幅脉动。本文介绍了高、中分辨率光谱数据的复分析和开普勒Q 0- Q16长节奏测光的结果。光谱解缠、大气分析、径向速度和日食定时变化研究、光变曲线脉动特征分离和二元光变曲线分析的迭代组合导致了基本恒星参数的准确测定。发现该双星是由两颗年龄为0.9 - 0.2 Gyr的主序星组成，主序星的质量、半径和温度分别为M1 =1.93 ± 0.12Msun，R1 =3.30 ± 0.07Rsun，Teff 1 =7650 ± 100 K; M2 =1.06 ± 0.08Msun，R2 =1.11 ± 0.03Rsun，次级的T_eff2=6450+-100 K。在减去二进制模型之后，我们发现了三个独立的频率，其中两个被两倍的轨道频率分开。我们还发现了一个神秘的半轨道周期正弦变化，我们归因于一个异常的椭球效应。这两个观测结果都表明潮汐效应强烈地影响着HD 183648的光度变化。对日食时间变化的分析揭示了抛物线趋势和拱点运动，周期为（P_apse）_obs= 10，400 +-3，000 y，比理论预期快三倍。这些发现可能表明存在一个遥远的，看不见的同伴。
2014-07-07 astro-ph.SR
Red Giants in Eclipsing Binary and Multiple-Star Systems: Modeling and Asteroseismic Analysis of 70 Candidates from Kepler Data
红巨星是测试恒星演化模型的一个令人难以置信的信息来源，因为星震学为它们的内部打开了一扇窗户。这些见解是开普勒和CoRoT太空任务前所未有的数据以及最近理论进步的直接结果。双星也是基本的天体物理学物体，当与星震学相结合时，双星将提供两种独立的方法来获得质量和半径，并为开发高度约束的恒星模型提供令人兴奋的机会。因此，在食双星系统中发现脉动红巨星的可能性是一个重要的目标，可以为这些系统提供非常强大的特征。迄今为止，开普勒望远镜只发现了一例。我们交叉相关的检测到的红巨星和食双星目录从开普勒数据，以找到候选系统。光变曲线模型和平均星震特性相结合，产生的测量周期，质量，半径，温度，日食的时间变化，核心旋转速率，和红巨星的演化状态。在排除假阳性之后，在红巨星和食双星目录中共有的70个系统中，我们发现了13个新的强候选者，它们是食双星中的脉动红巨星，还有10个是分层三重系统中的脉动红巨星。这些系统涵盖了红巨星伴星的轨道偏心率、周期和光谱类型。有一个例子甚至暗示了一个由两颗红巨星组成的系统。在多个系统中发现脉动红巨星为精确的天体物理建模提供了令人兴奋的测试平台，并鼓励对候选系统进行后续光谱观测。
2013-03-05 astro-ph.SR
Period modulations of the long secondary periods on the AGB stars
本文通过加权小波Z变换分析OGLE-III数据库中大小麦哲伦云的LSP候选星光变曲线，发现少数恒星的LSP存在周期调制，表明彗星状伴星假说无法解释该现象。
2024-01-05 astro-ph.SR
Long-Term Changes in the Variability of Pulsating Red Giants (and One R CrB Star)
我们利用AAVSO国际数据库和AAVSO时间序列分析软件包VSTAR中数十年的目视观测资料，研究了大约30颗正常脉动红巨星（PRG）的周期、振幅和平均星等的长期变化，即周期没有大的长期变化的红巨星，以及一些罕见的周期确实有这种长期变化的红巨星。典型PRG的周期在约40个脉动周期的时间尺度上“徘徊”--明显长于幅度变化的时间尺度，幅度变化的时间尺度为20-35，平均为27个脉动周期。我们还研究了脉动幅度和平均震级以及周期的长期变化的范围和时间尺度，并寻找它们之间的相关性。在平均振幅较大的恒星中，平均星等的变化较大，但与振幅的变化呈负相关。长期周期变化与振幅变化之间存在弱的正相关关系。这三种长期变化的原因尚不清楚。我们注意到，从傅立叶频谱中的谐波的存在，最长周期的PRG具有明显的非正弦相位曲线。对于研究PRG，我们证明了研究恒星的优势，最小的季节性差距的观察，如那些靠近天极。我们研究了ZUMi，它被误认为是一颗可能的Mira星，但实际上是一颗R CrB星。我们确定了16个消退的开始时间。我们无法确定这颗恒星的相干脉动周期最大，振幅大于0.05。然而，我们确实发现衰落开始的时间被“锁定”在41.98天的周期内-这是R CrB恒星的典型脉动周期。
2018-05-28 astro-ph.SR
LAMOST J064137.77+045743.8: A New Binary of an A7-type Pulsating Subgiant and an M-type Red Dwarf
本文通过多波段光谱、天体测量和测光数据全面分析了新双星LAMOST J066137.77+045743.8，确认其由A7型脉动亚巨星与M型红矮星组成，并发现其具有长轨道周期、非掩食轨道或极浅掩食等特性。对星震学研究具有重要意义。
2025-10-11 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper 31. The slowly-pulsating B-star system CV Velorum in the PLATO southern field
Astrophysics Group, Keele University（基尔大学天体物理学组）
基于空间望远镜光变曲线，首次对包含两颗慢脉动B星的分离食双星CV Vel进行测光分析，结合光谱数据精确测定质量与半径，并识别出脉动频率。
2026-06-03 astro-ph.SR
Circumstellar dust shells around long-period variables. X. Dynamics of envelopes around standard luminous, C-rich AGB stars
长周期变星（LPV）和Miras是在渐近巨星分支上部区域的高度演化的恒星。它们表现出明显的光度变化，或多或少有明确的周期，并以恒星风的形式遭受大量的质量损失。由于这种大规模的质量损失，LPV和Miras被扩展的拱星尘埃壳（CDS）包围。这些包层的动力学是一个复杂的相互作用的结果，通过脉动的中心恒星，尘埃形成和辐射转移的外部激发。我们的研究旨在了解CDS在富碳、标准发光LPV和Miras周围的动态。这些壳层通常表现出多周期性，在主周期约为10^2-10^3 d的基础上叠加了高达几个10^4 d的次周期。这种次级周期至少部分地可能是由灰尘的存在引起的。我们认为，无论是由一个谐波力，由中央恒星的振荡，或由一个随机力与连续的功率谱的激励的CDS。由此产生的数值计算的动力学行为的外壳进行了分析与傅立叶分析和频闪图的帮助。CDS可以被描述为由脉动星驱动的多振荡系统。可以识别一组正常模式。得到的这些模式的周期约为10^3 d，这是尘埃成核、生长和尘埃形成区元素富集的特征时间尺度。根据中心恒星的振荡周期和强度，包层会周期性、多周期性或不规则地反应。
2010-11-03 astro-ph.SR
Pulsating stars in NGC 6231 Frequency analysis and photometric mode identification near the main sequence
我们使用约翰逊UBV测光CCD观测，以确定在年轻的疏散星团NGC 6231脉动和其他变星。多色信息被用于分类脉动变量，进行频率分析，并在可能的情况下，比较观察到的理论振幅比模式识别。使用标准IRAF工具进行数据简化。通过确定一组合适的比较星，获得了差示光变曲线，然后在傅立叶方法的基础上进行了频率分析。我们对脉动星的分类是基于时间尺度和振幅的变化，相对于不同的过滤器和恒星参数计算从出版的Strömgren和日内瓦测光。我们确定了32颗变星，其中21颗是已确认的成员，12颗是新发现的变星。在NGC 6231中，有10颗恒星被归类为慢脉动B（SPB）星，其中7颗是新发现的。我们还更详细地分析了先前报道的六个造父β变星。其中之一可能是混合型β Cephei/SPB闪烁体。此外，我们还调查了另外五名先前被怀疑是该组织成员的人，但我们无法令人信服地证实。剩下的11颗变星不是NGC 6231的成员，或者其成员身份是有疑问的。其中包括三颗已知的盾牌座δ星，两颗新发现的这类变星，一颗新的和两颗已知的食双星，一颗新的SPB变星，一颗可能的前主序星（PMS）变星和另一颗新的变星，我们无法对其进行分类。NGC 6231拥有超过20颗B型主序星，是已知拥有最多此类脉动恒星的疏散星团。
2013-07-18 astro-ph.SR
Cepheid distances from the SpectroPhoto-Interferometry of Pulsating Stars (SPIPS) - Application to the prototypes delta Cep and eta Aql
脉动视差及其实现方法，如Baade-Wesselink方法和红外表面亮度技术，是以准几何方式确定脉动恒星距离的一种优雅方法。然而，这些经典的实现一般只使用可用的观测数据的子集。Freedman & Madore（2010）建议采用一种更物理的方法来实现脉动视差，以处理所有可用的数据。我们提出了一个全球性的和基于模型的脉动的方法，使包括任何类型的观测数据在一个一致的模型拟合，光谱干涉建模的脉动星（SPIPS）。我们实现了一个简单的模型，包括一个脉动球与不同的有效温度和大气模型网格的组合，以适应全球径向速度，光谱数据和干涉角直径。我们还参数化（和调整）的红化和近红外测光和干涉测量中的拱星信封的贡献。我们成功地应用该方法的两颗星：三角洲Cep和eta Aql。用单一模型拟合的所有数据的一致性证实了该方法的有效性。派生参数与发布值兼容，但具有更高的置信度。SPIPS算法结合了所有可用的观测数据（径向速度测量，干涉测量和光度测量）来估计恒星的物理参数（比距离/p因子，Teff，红外过剩的存在，颜色过剩等）。由于考虑了大量的数据，统计精度得到了提高（与其他方法相比），通过使用一致的物理建模提高了准确性，并且由于数据中的冗余，所导出的参数的可靠性得到了加强。
2015-10-07 astro-ph.SR
A catalog of new slowly pulsating B-type stars
本文基于TESS、LAMOST和Gaia的多源数据，发现286颗新的缓慢脉动B型星（SPB星）及21颗候选星，揭示其物理参数特征，为中等质量恒星结构演化研究提供关键样本。
2024-12-05 astro-ph.SR
OMC/INTEGRAL photometric observations of pulsating components in eclipsing binaries and characterization of DY Aqr
我们目前的搜索食双星与脉动的组成部分，在第一个目录中的光学可变源观测OMC/INTEGRAL，其中包含超过1000食双星的光度数据。发现了五个物体，并对其中一个物体DY Aqr进行了详细分析。获得了DY Aqr的光度和光谱观测，以分析双星系统和主要成分的脉动特性。应用phoebe二元模拟软件对OMC和地基测光光变曲线以及中阶梯高分辨率光谱仪获得的径向速度曲线进行了模拟，确定了系统的物理参数。已使用傅立叶技术进行频率分析的残留数据，以确定脉动频率。我们已经建立了一个理论模型网格，在光谱上将主要成分分类为A7.5V恒星（加上或减去一个光谱亚型）。半分离式系统配置获得了最佳轨道拟合。根据二元模型，主成分的Teff = 7625 ± 125 K，log g = 4.1 ± 0.1，次成分的Teff = 3800 ± 200 K，log g = 3.3 ± 0.1，尽管它太微弱而不能分离出它的光谱特征。通过对残差的分析，我们发现主脉动频率为23.37 c/d，这是盾牌座δ星的典型特征。在O-C图中，没有发现过去8年中轨道周期变化的证据。
2014-07-08 astro-ph.SR physics.space-ph
The Pulsating Helium-Atmosphere White Dwarfs I: New DBVs from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个专门的搜索新的脉动氦大气（DBV）白矮星从斯隆数字巡天使用麦当劳2.1米奥托斯特鲁夫望远镜。我们总共观测到55颗DB和DBA白矮星，光谱温度在19，000到35，000 K之间。我们发现了19个新的DBV，并对其余36个对象的可变性设置上限。结合以前已知的DBV，我们使用这些对象来提供DB不稳定带的经验范围的更新。通过我们的新DBV样本，红色边缘得到了更好的约束，因为我们几乎将已知的DBV数量增加了一倍，介于20，000和24，000 K之间。我们没有发现任何新的DBV比PG 0112+104更热，目前最热的DBV在$T_{\mathrm{eff}}\,{\approx}$ 31，000 K，但确实发现了四个DBV的脉动，温度在27，000和30，000 K之间，改善了对定义不明确的蓝边的经验约束。我们研究了所有目前已知的DBV的系综脉动特性，发现加权平均周期和总脉动功率随有效温度的变化趋势与脉动氢-大气白矮星在性质上相似。
2022-01-24 astro-ph.SR
Pulsating red giant stars in eccentric binary systems discovered from Kepler space-based photometry
美国宇航局开普勒太空望远镜获得的无与伦比的光度数据使人们对红巨星和双星有了更好的了解。地震学使我们能够限制红巨星的性质。除了食双星外，开普勒还探测到了偏心非食双星，表现出椭球调制。我们的目的是研究包含红巨星的偏心双星系统的性质，并推导出主巨星部分的参数。我们应用星震技术来确定每个系统的主要组成部分的质量和半径。对于选定的目标，应用光和径向速度曲线建模技术来提取系统的参数。研究了恒星对双星系统的影响。本文对偏心双星系统中的18颗脉动红巨星进行了星震分析。这些系统的轨道周期从20天到440天不等。从径向速度测量，我们发现偏心率之间的e=0.2至0.76。作为一个案例研究，我们提出了KIC5006817的详细分析。从地震学，我们约束的旋转周期的信封至少为165天，大约两倍的轨道周期。恒星核心的旋转速度是表面的13倍。根据光谱和径向速度，我们预计多普勒波束信号在光变曲线上的最大振幅为300ppm。通过二元建模，我们确定第二组分的质量为0.29 $\pm$ 0.03\，$M_\odot$。对于KIC 5006817，我们排除了红巨星与轨道的伪同步旋转。地震学和光变曲线模拟结果的比较表明，在2 $σ$水平上，旋转轴和轨道轴可能对齐。红巨星偏心系统可能是激变变星和热亚矮星B星的祖先。
2013-12-16 astro-ph.SR
Modelling of Sigma Scorpii, a high-mass binary with a Beta Cep variable primary component
已知大质量双星在单个组成部分的动力学质量与模型预测的质量之间存在无法解释的差异。在这项工作中，我们研究了Sigma Scorpii，一个双线光谱双星系统，由两颗位于偏心轨道的B型星组成。质量更大的主恒星是一颗仙后座β型脉动变星。我们的分析是基于时间序列的大约1000高分辨率光谱收集与CORALIE摄谱仪在2006年，2007年和2008年。我们使用两种不同的方法来确定恒星的轨道参数;光谱解缠技术用于分离复合光谱中各个组成部分的光谱贡献。对解纠缠光谱的非LTE光谱分析揭示了两颗光谱类型和大气化学成分相似的恒星。结合在文献中发现的轨道倾角估计，我们的轨道要素允许的质量估计为14.7 +/- 4.5和9.5 +/- 2.9太阳质量的主要和次要组成部分，分别。主分量被发现在三个独立的模式，其中两个被确定为基本和第二泛音径向模式，而第三个是一个l = 1的非径向模式脉动。脉动分量的地震模拟将恒星参数精确到13.5 + 0.5/-1.4和8.7 + 0.6/-1.2太阳质量，并分别提供8.95 + 0.43/-0.66和3.90 + 0.58/-0.36太阳半径的主要和次要半径。该系统的年龄估计约为1200万年。
2014-05-05 astro-ph.SR
