X-ray properties of RR Lyrae and Cepheid variables from eROSITA
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）
研究利用eROSITA数据发现RR型天琴座和造父变星的X射线对应物，指出RR型天琴座可能首次观测到此类恒星的X射线发射，并揭示了造父变星X射线光度与脉动周期的关系。
2025-12-13 astro-ph.SR
Resolved Companions of Cepheids: Testing the Candidates with X-Ray Observations
我们对14颗具有候选分辨伴星（$\geq$ 5 $\arcsec$）的造父变星进行了{ \it XMM-牛顿\/}观测，这些伴星是基于我们早期的{ \it HST\/} WFC 3成像巡天。与场星相比，足够年轻、可以成为造父变星物理伴侣的主序星预计将成为强大的X射线产生者。{ \it XMM-牛顿\/}曝光被设置为基本上检测比光谱类型M0（对应于0.5 $ M_\odot$）更热的所有同伴。我们的绝大多数候选伴星都没有在X射线中被发现，因此不能被确认为年轻的伴星。一个解决的候选人（S~Nor 4）被明确地检测到，但造父变星是一个人口稠密的集群的成员。因此，S~Nor 4可能是星系团的成员，而不是引力束缚的伴星。另外两颗造父变星（S~Mus和R~Cru）有X射线发射，可能是由造父变星或候选分辨伴星产生的。随后的{ \it Chandra}对S Mus的观测表明，X射线位于造父变星/分光双星的位置。R Cru和V659 Cen（也是明亮的X射线）可能有比5 $\arcsec$（本研究的极限）更近的伴星，它们可能是X射线的来源。最后一个X射线探测（V473 Lyr）没有已知的光学伴星，所以主要的嫌疑人是造父变星本身。它是一个独特的造父变星，具有可变的振幅。
2016-02-04 astro-ph.SR
X-rays in Cepheids: Identifying Low-Mass Companions of Intermediate-Mass Stars
对20颗经典造父变星进行了X射线观测，其中包括两个新的观测结果（Polaris和{ \it l} Car）。讨论了脉动周期前后X射线通量的出现。探测到三颗造父变星（$δ$ Cep、$β$ Dor和Polaris）。X射线也已经从4颗造父变星（V473 Lyr，R Cru，V659 Cen和W Sgr）的低质量F，G和K伴星以及一颗热伴星（S Mus）中检测到。其余造父变星的X射线通量上限提供了一个估计，即28%有低质量的伴星。这部分低质量的伴侣在中等质量造父变星是显着低于预期的随机配对与领域IMF。结合X射线和紫外线观测的伴星分数，得到造父变星的二分/多重分数为57% $\pm$ 12%，比值q $>$ 0. 1，分离度a $>$ 1 au.这是一个下限，因为M星不包括在内。X射线观测比其他现有的中等质量恒星的研究发现质量较小的同伴。我们测量的未解决的，低质量的伴侣造父变星的发生率表明，中期双星来自磁盘和核心的碎片和吸积的组合。这产生了一个混合质量比分布，与均匀分布相比，它偏向于小值，但与IMF中的随机配对相比，它仍然头重脚轻。
2022-05-16 astro-ph.SR
The Secret Lives of Cepheids: Evolution, Mass Loss, and Ultraviolet Emission of the Long-Period Classical Cepheid $l$ Carinae
经典的造父变星$l$船底座是造父变星莱维特定律的一个重要校准器，是一个罕见的长周期银河造父变星。了解这颗恒星的性质也将限制大质量（$M \ge 8$ $M_\odot$）造父变星的物理和演化。然而，挑战在于精确测量恒星的脉动周期和周期变化率。前者对校准莱维特定律很重要，后者对恒星演化模拟很重要。在这项工作中，我们结合了以前的时间序列观测跨越一个多世纪的新的观测重新测量脉动周期和计算周期变化率。我们将我们新的周期变化率与恒星演化模型进行比较，以测量$l$ Car的属性，但发现模型和观测结果充其量只能勉强保持一致。结果表明，$l$ Car并没有像对$δ$ Cephei测量的那样显著增强的质量损失率。我们发现$l$车的质量约为8 - 10 $M_\odot$。我们提出了哈勃太空望远镜COS观测，也不同于$δ$ Cep和$β$ Dor的测量。这些测量进一步增加了理解造父变星物理学的挑战，但确实暗示了增强的质量损失和紫外线发射之间的可能关系，也许两者都是由于造父变星大气中传播的冲击强度。
2016-04-11 astro-ph.SR
Galactic Cepheids with Spitzer: II. Search for Extended Infrared Emission
用斯皮策太空望远镜对29颗经典造父变星进行了深入细致的检查，发现了三颗在多个波段附近有强烈扩展发射的恒星，这些恒星似乎与这些恒星有物理联系。RS Pup已经知道拥有扩展的红外发射，而其他两颗恒星S Mus和Delta Cep周围的扩展发射是我们在观测中新发现的。其他四颗恒星GH Lup，l Car，T Mon和X Cyg显示了扩展红外发射的初步证据。一个不寻常的细长延伸物体旁边的SZ头似乎是一个背景或前景物体在一个机会与造父变星对齐。S Mus和Delta Cep的推断质量损失率上限在1 e-9到1 e-8 Msun/yr的范围内，RS Pup的上限高达1 e-6 Msun/yr。主序星后演化期间的质量损失被认为是解决造父变星脉动质量和动力学质量之间差异的一个方法：丢失物质中的尘埃会通过红外明亮星云的存在或未解决的红外过剩而被发现。观测到的红外环星发射频率（<24%）和我们估计的质量损失率表明，尘埃质量损失只能解释造父变星质量损失差异的一部分。然而，我们的直接证据表明，质量损失是活跃的造父变星阶段是一个重要的确认，这些过程需要包括在这些恒星的演化和脉动模型，并应考虑到造父变星距离尺度的校准。
2010-11-15 astro-ph.SR
On X-ray pulsations in beta Cephei-type variables
仙王座β型变星是早期的B型恒星，其特征是在它们的光学光变曲线中可以观察到振荡。至少有一个β Cep变量也显示出X射线的周期性变化。在这里，我们研究的X射线光变曲线在β Cep-变量的样本调查如何常见的X射线脉动是这类恒星。我们搜索了钱德拉和XMM-牛顿X射线档案，并选择了这些望远镜观察到的至少三个光学脉冲周期的恒星。我们检索并分析了kappa Sco、beta Cru和alpha Vir的X射线数据。对这些物体的X射线光变曲线进行了研究，以检验其可变性和周期性。虽然有一个微弱的迹象表明，X射线的变化在β Cru，我们没有发现统计上显着的证据，X射线脉动在我们的任何样本恒星。这可能是由于数据质量不足或实际缺乏调制。新的、更敏感的观察应该解决这个问题。
2015-03-19 astro-ph.SR
Periodic Radio Continuum Emission Associated with the beta Cephei Star V2187 Cyg
我们提出了新的光学时间分辨光度学和中等分辨率光谱的V2187 Cyg。我们确认它的分类作为一个β造父变星的基础上，正弦光变化的周期为0.2539天，平均振幅为0.037和0.042等，在“i”和“V”，分别。我们对这颗恒星B2-3V的光谱进行了分类，没有证据表明其吸收线的轮廓在小时或天的时间尺度上发生了变化。恒星光谱中完全没有发射线。我们检测到意想不到的微弱的无线电连续发射（0.4和0.8毫焦耳在6厘米），显示出正弦变化的周期为12.8天。无线电频谱是热的。我们在甚大阵列档案中搜索了其他15颗造父β星的无线电连续辐射。这些额外的恒星中没有一颗被探测到，其中一些比天鹅座V2187更接近太阳，这表明仙王座β星的无线电发射是非常罕见的。
2014-01-16 astro-ph.SR
X-ray Observations of the Peculiar Cepheid V473 Lyr Identify A Low-Mass Companion
天琴座V473是一颗典型的造父变星，其独特之处在于它的振幅变化周期约为3.3年，被认为与天琴座RR型星的Blazhko变化相似。我们获得了这颗恒星的{ \it XMM-Newton}观测，以跟踪先前的X射线探测。与造父星$δ$本身在最大半径附近看到的X射线爆发和快速下降不同，V473 Lyr中的X射线通量在观测所涵盖的脉动周期的三分之一内保持恒定。因此，X射线很可能不是由脉动周期周围的变化产生的。X射线光谱是软的（kT = 0.6 keV），X射线的性质与年轻的低质量伴星一致。以前没有证据表明在径向速度或{ \it盖亚}和{ \it依巴谷}自行中有伴星存在。虽然这排除了非常接近或非常遥远的伴星，但距离在30到300 AU之间的双星伴星是可能的。这是一个X射线观测的例子，揭示了低质量伴星的证据，这对完成造父变星的质量比统计很重要。此外，一颗年轻的X射线亮伴星的发现进一步表明造父变星（主星）是一颗第I星族恒星，尽管它的脉动行为与其他经典造父变星不同。
2020-01-07 astro-ph.SR
X-Ray, UV and Optical Observations of Classical Cepheids: New Insights into Cepheid Evolution, and the Heating and Dynamics of Their Atmospheres
为了扩大对经典造父变星结构、演化和大气的理解，我们通过获得XMM/钱德拉X射线观测结果以及哈勃空间望远镜（HST）/宇宙起源摄谱仪（COS）对明亮的造父变星附近的北极星δ Cep和β Dor的FUV-UV光谱，延长了造父变星计划的持续秘密寿命。国际紫外探测器（IUE）先前的研究表明造父变星中的紫外线发射线数量有限。众所周知的问题，散射光污染的IUE光谱的明亮的恒星，随着HST/COS提供的优秀的灵敏度和分辨率组合，动机这项研究，得到的光谱比我们预期的更丰富和复杂得多。观测到了大量的发射谱线，表明10^4 K到~3 x 10^5 K的等离子体，表明造父变星有着复杂的、动态的外层大气，这些大气也随着光球脉动周期而变化。FUV谱线发射峰值在相位范围λ ~ 0.8-1.0内，变化因子高达10倍。当HST/COS的结果与我们用XMM-牛顿和钱德拉获得的相同恒星的X射线观测相结合时，就完成了造父变星外层大气的更完整的图片。迄今为止探测到的造父变星的X射线亮度为log Lx ~ 28.5-29.1尔格/秒，等离子体温度在2-8 × 10^6 K范围内。考虑到增强发射的相位定时，最合理的解释是形成了一个脉冲诱导的冲击，激发（和加热）光球周围的大气等离子体。脉冲驱动的α^2等效发电机机制也是一个可行且有趣的替代方案。然而，增强发射的紧密相空间（峰值在0.8-1.0 μ m附近）支持冲击加热机制假说。
2012-06-19 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
The Chandra X-ray view of the power sources in Cepheus A
大质量恒星形成区仙王座A的中心部分包含几个无线电源，表明存在多个外流现象，但尚未确定单个外流的驱动源。我们提出了一个高分辨率的钱德拉观测这一地区，显示存在明亮的X射线源，与活跃的前主序星一致，而强烈的吸收阻碍了检测不太明亮的物体。在仙王座A东西部H_2发射区连线上发现了一个新的源。该源可以是HH 168的驱动源。我们提出了一个方案有关的观察到的X射线和无线电发射。
2009-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of CO emission from Cepheid Variable stars
利用IRAM 30~m望远镜观测了八颗造父变星的CO（1-0）和CO（2-1）发射谱线。在$>$ 3.5的信噪比下，在八个目标中的四个中检测到CO（1-0）线，证实造父变星大气中存在CO。有两个来源在两条CO谱线中都显示出强烈的吸收，这可能与沿着或靠近视线的冷分子气体云的污染有关。其余两个目标显示没有强烈的功能，任何CO线。这些探测代表了造父变星大气中存在CO的第一个直接证据，为解释造父变星中观察到的中红外颜色变化的机制提供了强有力的证据。此外，这些检测支持建议使用中红外颜色作为一个强大的光度金属指标造父变星，可能导致消除金属系统的$H_0$的错误预算。我们讨论了未来在这一领域所需的研究，以及我们的观察结果如何用于为大规模专门研究提供最佳观测策略。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the Radio Emission from the $β$ Cep star V2187 Cyg
本文分析 V2187 Cyg 的射电辐射，发现谱指数符合电离风但辐射可能源于磁场，提出通过圆偏振和磁场测量验证。
2024-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of fundamental and first harmonic cyclotron line in X-ray pulsar Cep X-4
我们报告了2014年7月使用朱雀观测的X射线脉冲星Cep X-4的宽带光谱特性。发现0.8-70 keV的光谱可以用三种连续模型很好地描述-负和正幂律指数截止（NPEX），高能截止幂律和CompTT模型。在光谱拟合中需要额外的分量，例如$\sim$ 28 keV处的回旋加速器线和6.4和6.9 keV处的铁线的两个高斯分量。除此之外，在从光谱拟合获得的残差中清楚地检测到$\sim$ 45 keV处的额外吸收特征。在脉冲星的相位分辨光谱中可以清楚地看到$\sim$ 45 keV处的这一额外特征。我们确定了这个功能的基本回旋线在$\sim$ 28千电子伏的第一谐波。发现一次谐波和基本线能量之间的比率（1.7）与传统的因子2不一致，表明线形成区域的高度不同或以更大的角度观察。基波和第一谐波回旋加速器线的相位分辨光谱显示出显着的脉冲相位变化的线参数。这可以解释为视角的影响或脉冲星复杂磁场的作用。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the incidence of magnetic fields in slowly-pulsating B, Beta Cephei and B-type emission line stars
利用ESPaDONS和NARVAL光谱偏振计对12颗慢脉动B星、8颗仙王座β星和2颗Be星进行了40次高分辨率圆偏振光谱测量。这些观测的目的是评估最近Hubrig（2006）、Hubrig（2007）和Hubrig（2009）使用低分辨率分光偏振测量法获得的这类恒星中磁场检测发生率高的说法。达到的精度通常与Hubrig等人获得的精度相当或更高，虽然我们的新观测的特点是对金属线和He线轮廓的分辨率，以及由此产生的对零净纵向分量的磁场的灵敏度。在SPB星，我们确认检测磁场在一颗星（16 Peg），但没有发现的领域存在的证据，在其余的11。在仙后座β星中，我们探测到了一个位于xi^1 CMa的磁场，但在其余7颗星中没有。最后，两颗B型发射线恒星都没有显示出任何磁场的证据。根据我们的研究结果，我们得出结论，领域是不常见的SPB，β Cep和B型发射线恒星，符合一般罕见的领域在更广泛的人口的主序星B型星。
2009-06-08 astro-ph.SR
A Chandra Observation of the Eclipsing Wolf-Rayet Binary CQ Cep
短周期（1.64 d）近接触食WN 6 + O 9双星系统CQ Cep提供了一个理想的实验室，用于在近距离处测试X射线碰撞风激波理论的预测，其中风在碰撞前可能还没有达到终端速度。我们目前的结果的钱德拉X射线观测CQ Cep跨度~1天，在此期间，同时钱德拉光学光变曲线被收购。我们的主要目标是将观察到的X射线特性与碰撞风冲击理论进行比较，该理论预测最热的冲击等离子体（T > 20 MK）将在恒星之间的中心线上或附近形成。X射线光谱与WR 134等WN 6单星非常相似，谱线显示了温度T ~ 4 - 40 MK范围内的等离子体。当O星经过沃尔夫-拉叶星的前面时，我们看到了一个深光食，我们确定了轨道周期P = 1.6412400 d。有些令人惊讶的是，没有检测到显着的X射线变化。这意味着最热的X射线等离子体并不局限于恒星之间的区域，这与碰撞风的图像不一致，并表明其他X射线产生机制可能在起作用。将需要考虑辐射冷却和轨道运动等效应的流体动力学模拟，以确定新的钱德拉结果是否可以与碰撞风图像相一致。
2014-11-14 astro-ph.SR
Chandra observation of Cepheus A: The diffuse emission of HH 168 resolved
在几种情况下，已经探测到了来自大质量恒星外流的X射线辐射。我们提出了一个钱德拉观察HH 168，并表明软X射线发射从HH 168内的等离子体的0.55千电子伏的扩散。X射线发射是在两个不同的尺度上观察到的：三个独立的，但扩展的区域嵌入在一个低X射线表面亮度的复合体中。与弓形激波相比，辐射的位移与流出方向相反.我们表明，没有显着的贡献，从年轻的恒星物体（YSO），并讨论了几个冲击的情况下，可以产生所观察到的签名。我们建立了HH 168的X射线发射是由内部冲击激发的，与简单模型相反，简单模型预计弓形冲击是最明亮的X射线。
2009-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous X-ray and optical spectroscopy of the Oef supergiant lambda Cep
探索恒星风的结构对于理解大质量恒星至关重要。根据它们的光谱形态和变化，Oef类恒星被认为在其风中具有大尺度结构。高分辨率的X射线光谱和时间序列的X射线观测的可能是单一的O型星可以帮助我们了解他们的恒星风的物理。我们收集了O 6 Ief星lambda Cep的XMM-牛顿观测和协调光谱学，以研究其X射线和光学变化，并分析其高分辨率X射线光谱。我们调查的线轮廓的变化，他II 4686和H-α发射线在我们的时间序列的光谱，包括搜索周期。我们进一步讨论的宽带X射线通量的变化和分析的高分辨率光谱的λ Cep使用线逐线拟合，以及设计的代码，以适应全高分辨率X射线光谱一致。在我们的观测活动中，He II 4686谱线的变化时间约为18小时。相反，H-α线剖面显示出4.1天的时间尺度上的调制，这可能是恒星的旋转周期。X射线通量在以天为单位的时间尺度上变化，实际上可以像H-α一样被同样的4.1天周期调制，尽管两种变化在相位上都有偏移。高分辨率的X射线谱显示出宽而偏斜的发射线，正如风嵌入激波分布的X射线发射所预期的那样。大部分的X射线发射产生在光球层上方不到2 R * 的范围内。
2015-05-28 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric study of the Mira stars SU Camelopardalis and RY Cephei
Miras是迷人的恒星。它们大气中的卡帕机制驱动着脉动，而脉动会改变它们的光度亮度、表观光谱类型和有效温度。这些脉动还驱动光谱中巴耳末发射线的形成。这种行为可以用小型望远镜观察和研究。我们报告了一个为期三年的项目相结合的光谱学和光度学分析的Mira恒星SU凸轮和RY Cep的行为，并描述了他们的亮度，颜色，光谱类型，有效温度和巴尔末发射变化超过四个脉动周期。
2021-07-27 astro-ph.SR
The B and Be States of the Star EM Cepheus
我们提出了11年的高分辨率，光谱观测的恒星EM~Cep。从H $α$的发射能级可以看出，EM~Cep在B和Be星态之间转换，但大部分时间处于B~星态. EM~Cep被认为是一颗由质量几乎相等的B星组成的食近接触双星，以重现规则的光度变化;然而，这个模型是有问题的，因为在光谱中没有任何观测到的多普勒频移。我们的观测结果证实，在B星和Be星的宽谱线H $α$和HeI~6678中没有明显的多普勒频移，HeI~6678的谱线轮廓通常呈现出填充的吸收核，但在最高Be态时，我们在这条谱线上检测到微弱的发射。由于缺乏观测到的多普勒频移，我们模型EM~Cep作为一个孤立的Be星与可变的拱星盘。我们可以相当好地再现在11年期间观测到的H $α$发射轮廓，在Be状态下，盘质量为$3$到$10\times\,10^{-11}\;M_*$的数量级，周星盘与视线的倾角为$78^{\circ}$。根据2014年的一次椎间盘弹射事件，我们估计质量损失率为$\approx\,3\times 10^{-9}\;\rm M_{\odot}\,yr^{-1}$。导出的磁盘密度参数是典型的经典Be星。因此，我们认为EM~Cep是一颗经典Be星，它的光度变化是$β\;$ Cep或非径向脉动的结果。
2016-06-15 astro-ph.SR
Dynamics of the 6.7 and 12.2 GHz methanol masers around Cepheus A HW2
6.7 GHz的甲醇脉泽只与大质量恒星的形成有关。然而，目前尚不清楚甲醇脉泽所在的结构。仙王座A是最接近大质量恒星形成的区域之一，使其成为详细研究的绝佳候选者。我们确定在高质量的恒星形成区仙王座A的脉泽斑点的动力学，以推断在哪里和何时发生的脉泽发射。甚长基线干涉测量（VLBI）的6.7和12.2千兆赫甲醇脉泽的观测允许映射其空间和速度分布。相位参考用于确定脉泽辐射的天体测量位置，多历元观测可以揭示三维运动。6.7GHz甲醇脉泽位于射电喷流HW 2的腰部，约1350 AU。这些位置与6.7和12.2 GHz甲醇脉泽的观测结果吻合得很好。脉泽斑点的速度场没有显示出任何旋转的迹象，而是与下落信号相一致。12.2 GHz的甲醇脉泽是密切相关的6.7 GHz的甲醇脉泽，我们得到的视差证实了以前的测量。我们表明，甲醇脉泽发射很可能出现在仙王座A HW 2的赤道区的激波界面，并提出了一个模型，其中的脉泽发射之间的下落气体和吸积盘/过程。
2010-10-20 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations of the 2014 eclipse of the complex binary EE Cephei
我们报告了2014年EE Cep日食的光度和光谱观测。这被证明是有记录以来最浅的日食之一，而不是预测的最深的日食之一。这次日食的光变曲线大致形状与2003年日食相似。食前后的光谱型与B5 Ⅲ一致，食中时稍晚。整个日食期间，Hα发射线的总通量保持相对恒定。
2014-12-16 astro-ph.SR
New Links between Pulsation and Stellar History
新的仪器为中等质量的脉动造父变星提供了新的见解，特别是关于它们的形成和历史。讨论了三种方法，利用空间（哈勃和钱德拉）和地面研究（径向速度）。首先，我们正在用哈勃太空望远镜广角相机3（WFC 3）对造父变星进行调查，以确定可能的解决同伴（例如Eta Aql），从而提供对恒星形成的限制。后续的X射线观测（钱德拉和XMM-牛顿）可以确认可能的低质量伴星是否足够年轻，可以成为造父变星的物理伴星。在中等质量恒星的相关研究中，钱德拉对Tr 16中晚期B星的X射线观测被用来确定具有X射线活跃的低质量伴星的比例。最后，田纳西州自动光谱望远镜AST和莫斯科大学的研究小组已经获得了一些造父变星的速度。例如，V350 Sgr的轨道已被重新确定，为质量确定所需的轨道速度幅度提供了新的准确度。
2011-12-05 astro-ph.SR
UV flux variation study in contact binary VW Cephei
本研究利用IUE的46条低分辨率紫外光谱分析相接双星VW Cephei，探测到多种发射线复合体，发现紫外连续谱与发射线流量存在显著时变且遵循轨道周期，揭示发射线源于洛希瓣交流的动力学云并测得物质转移率，与光学研究一致。
2025-08-01 astro-ph.SR
Circumstellar emission of Cepheids across the instability strip: Mid-infrared observations with VLTI/MATISSE
本文利用 VLTI/MATISSE 对八颗不同周期和演化阶段的银河系造父变星进行中红外干涉观测，首次系统刻画其星周包层，发现尘埃发射可忽略或不存在，并给出星周包层流量上限。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the S-type Mira V667 Cassiopeiae and the Carbon Star OR Cephei
本文通过2022年一个脉动周期内的光谱与光度观测，研究了S型米拉变星仙后座V667和碳星仙王座OR的星等、色指数、光谱分类及氢发射线绝对流量随脉动相位的变化。
2024-07-01 astro-ph.SR
A Pulsed, Precessing Jet in Cepheus A
我们目前的近红外H2，无线电CO和热红外观测附近的大质量恒星形成区仙王座A（Cep A）。从沿着四个不同的喷流轴排列的H2弓形激波，我们推断大规模的原恒星源HW 2驱动着一个脉冲式的旋进喷流，在大约104年的时间里，它的方向改变了大约45度。目前的HW 2射电喷流代表了这一系列喷发中最近的事件。这种情况与最近发现的HW 2周围的圆盘相一致，垂直于当前的喷流方向，并且在与圆盘半径相当的投影距离处存在同伴。我们建议，Cep A系统形成的磁盘辅助捕获的兄弟星HW 2。本文给出了一个15 M太阳恒星的数值模型，该恒星有一个拱盘，伴星绕其倾斜的偏心轨道运行。伴星通过或靠近盘的近距离通道会导致增强的吸积和质量损失，以及盘的强制进动和喷流中相关的方向变化。观测揭示了第二个强大的外流，从无线电源HW 3c或HW 3d出现。这股气流与蓝移的CO排放和东边微弱的H2弓形激波以及西边的HH 168有关。来自HW 2和HW 3c/d的气流之间的碰撞可能是导致Cep A West X射线和射电连续谱发射的原因。
2009-02-13 astro-ph.SR
Simultaneous monitoring of the photometric and polarimetric activity of the young star PV Cep in the optical/near-infrared bands
我们提出了一个同时监测的结果，持续2年多的时间，光学和近红外光度和偏振活动的变量原恒星PV Cep。在监测期间，所有光度带都发生了爆发，其下降阶段（$Δ$ J $\approx$ 3等）持续了约120天。光学和红外线曲线之间的$\sim$ 30天的时滞已被测量和解释的吸积事件的框架。后者在近红外颜色的显著变化中可以直接识别出来，在爆发阶段，当恒星主导发射时，它看起来更蓝，而在下降阶段，当盘发射占主导地位时，它看起来更红。所有的观测数据已经结合起来，得出一个连贯的图片的复杂形态的整个PV Cep系统，即，除了恒星和吸积盘，也是由一个可变的双锥星云。特别地，所有这些成分之间的相互作用是极化的高值（$\approx$ 20%）及其波动的原因。观测数据一致表明PV Cep不是一颗真正的EXor星，而是一颗更复杂的天体;此外，PV Cep的情况导致了对最近发现的其他年轻爆发源的分类的争论，这些爆发源被认为是EXor，可能过于简单。
2011-03-01 astro-ph.SR
The close Be star companion of Beta Cephei
Cep β类脉动恒星的原型，Cep β，旋转相对缓慢，但显示出偶发的H α辐射。这种行为是典型的经典Be星。有一段时间，这与我们对Be现象的理解相矛盾，因为快速旋转被认为是Be恒星发射阶段的先决条件。最近的研究表明，H α辐射实际上是由于该恒星的一个近伴星（距离约0.25”）。这解决了这个密切的伴星是否是经典Be星的明显谜团。我们的目标是通过确定其光谱类型和vsin i等属性来验证这颗近距离伴星是有效Be星的假设。我们用分光天体测量法来研究密近双星系统。利用观察到的光谱天体测量特征，我们将复合二元光谱分成B波段和R波段的组成光谱。分裂光谱允许我们估计二进制分量的光谱类型。发现该密近双星系统的主星光谱类型为B2 III，副星光谱类型为B5 Ve。根据质量与谱型的关系，我们确定了双星的质量分别为M_p = 12.6+/-3.2 M_* 和M_s = 4.4+/-0.7 M_*。光谱测量数据允许对轨道有一定的约束，我们建议对先前确定的轨道进行适度的修正。我们确认系统的主恒星是一个慢自转体（vsin i =29 + 43/-29 km/s），而副恒星的自转速度明显更快，vsin i =230+/-45 km/s。我们表明，密切的同伴β Cep小学是一个有效的经典Be星。它的光谱类型为B5 Ve，是一个相对较快的旋转体。
2009-03-01 astro-ph.SR
Interpreting the simultaneous variability of near-IR continuum and line emission in young stellar objects
我们提出了新的近红外（IR）光谱（0.80- 1.35微米）的前主要序列源PV Cep在监测计划的喷发变量，我们正在进行，因为一些年。在爆发和平静期间，系统地进行了同时的光度和光谱观测。通过关联无干扰参数，如HI重组线和基础连续区，可以推断其起源的机制。吸积和质量损失过程在确定PV Cep连续谱和谱线发射的不规则变化中起主导作用。观测模态的潜力也进行了讨论。
2012-10-01 astro-ph.SR
The origin of the high-mass X-ray binary 4U 2206+54/BD +53 2790
根据Gaia EDR 3天体测量参数和我们新获得的高质量X射线双星4U 2206+54/BD+53 2790的系统径向速度，研究了该系统的回溯运动，提出它起源于仙王座OB 1星协的一个子群（年龄约4- 1000万年），其最亮的恒星BD+53 2820（B 0 V; L~ $10^{4.7}$ L $_\odot$）。4U 2206+54的运动学年龄约为2.8 $\pm$ 0.4 Myr，相对于Cep OB 1星协的成员星BD+53 2820的距离为3.1-3.3 kpc，空间速度为75-100 km/s。这种逃逸速度表明，4U 2206+54的中子星前身在超新星爆炸期间损失了大约4-9个$M_{\odot}$，后者获得了至少200-350 km/s的反冲速度。由于高质量的X射线双星4U 2206+54/BD+53 2790是作为Cep OB 1的一个子群的成员而诞生的，所以该系统中最初质量最大的恒星在约700万年到900万年前终止了演化，相当于初始质量>= 32 $M_{\odot}$。
2022-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic study of five Mira stars
本文通过光谱观测研究五颗Mira星，探讨其生命周期、碳氧平衡对光谱分类的影响以及大气脉动引发的发射线发展。
2026-02-25 astro-ph.SR
Epoch-dependent absorption line profile variability in lambda Cep
我们提出了一个多历元的光谱监测活动的O6Ief星lambda Cep的分析。以前的观测报告说，在这颗恒星中存在两种非径向脉动模式。我们的数据揭示了一个更为复杂的情况。功率谱的频率内容从一个历元到另一个历元显著变化。我们发现没有稳定的频率，可以明确地归因于脉动。频率和变化模式的时代依赖性与这颗恒星和其他Oef恒星的风发射线相似，这表明这两种现象可能具有相同的起源，目前尚不清楚。
2014-01-13 astro-ph.SR
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
A Search for Mass Loss on the Cepheid Instability Strip using HI 21-cm Line Observations
本文根据卡尔G. Jansky甚大阵。这些观测旨在检测与先前或正在进行的质量损失相关的气体。在长周期造父变星T Mon附近，我们发现了一个部分壳状结构，其性质与造父变星质量损失的早期起源一致。在T Mon的距离上，星云的质量（HI+He）为$\sim0.5M_{\odot}$，或者是恒星质量的$\sim$ 6\%。假设星云质量的三分之一是由掠起的星际气体组成，我们估计隐含的质量损失率为${\dot M}\sim (0.6-2)\times10^{-5} M_{\odot}$/年$^{-1}$。没有发现朝向$ζ$ Gem、RS Pup或X Cyg的拱星发射的清晰信号，尽管在每种情况下，视线混淆损害了光谱带的部分。对于未检测到的恒星，我们推导出依赖于模型的$3σ$的质量损失率的上限，平均在其寿命上的不稳定带，$<(0.3-6)\times10^{-6} M_{\odot}$年$^{-1}$和估计的质量损失的总量小于百分之几的恒星质量。
2016-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The pulsating magnetosphere of the extremely slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
$ξ^1$ CMa是一颗单周期脉动的磁性$β$ Cep星，其磁层X射线辐射在磁星中是独一无二的，明显受到恒星脉动周期的调制。旋转周期$P_{\rm rot}$尚未确定，文献中有多个相互竞争的声明。我们提出了一个大型ESPaDOnS数据集的分析与9年的基线。纵向磁场$\langle B_{\rm Z}\rangle$显示出显著的年度变化，表明$P_{\rm rot}$至少在几十年的数量级上。恒星的H $α$发射起源于一个经典的Be伴星周围的可能性进行了探索和拒绝基于VLTI琥珀和先锋干涉仪，这表明，而不是发射必须起源于恒星的磁层，因此也应该调制与$P_{\rm rot}$。从ESPaDOns和CORALIE光谱测量的H $α$等效宽度的周期分析表明，$P_{\rm rot} > 30$ yr。因此，所有的证据都支持$ξ^1$ CMa是一颗旋转非常缓慢的磁星，拥有一个动态的磁层。H $α$还显示了调制与脉动周期的证据，我们表明，这种现象不能解释的变化的底层光球线轮廓，即它可能反映的变化的数量和分布的磁约束等离子体在拱星环境。与其他具有类似恒星性质的磁星相比，$ξ^1$ CMa是迄今为止旋转速度最慢的B型磁星，也是唯一一颗在H $α$中可以探测到磁层的慢速旋转B型磁星（因此也是最冷的具有光学可探测到的动态磁层的恒星），并且是唯一一颗已知的H $α$发射受脉动和旋转调制的早期型磁星。
2017-06-27 astro-ph.SR
Type II Cepheids in the Milky Way disc. Chemical composition of two new W Vir stars: DD Vel and HQ Car
一个强大的分类造父变星到不同的子类，特别是经典和II型造父变星之间，是必要的，以正确校准的周期光度关系和人口的研究在银河系的磁盘。然而，II型造父变星是非常多样化的，分类基于内在参数（周期，光变曲线）或外部参数（例如，[Fe/H]、|z|）不提供唯一分类。我们想确定两个造父变星的分类，HQ Car和DD Vel，它们有时被归类为经典造父变星，有时被归类为II型造父变星。为了实现这一目标，我们研究了它们的化学成分和光谱中存在的特定特征。我们发现Hα和5875.64 <$He I谱线的发射特征是W Vir星的典型特征。[Na/Fe]（或[Na/Zn]）丰度是厚盘星的典型特征，而BL Her星是Na过量（[Na/Fe]>+0.5 dex）。最后，这两颗造父变星显示出可能（HQ Car）或可能（DD Vel）的温和尘埃-气体分离的特征，这通常只在长周期II型造父变星和RV Tau星中观察到。这些发现清楚地表明HQ Car和DD Vel都是来自W Vir子类的II型造父变星。有几项研究报告说造父变星的丰度向外（薄）盘的分散增加。对造父变星分类的详细检查，特别是对那些位于外盘的造父变星的检查，将表明这一特征是真实的，还是仅仅是目前样本中包含属于厚盘的II型造父变星的假象。
2015-05-11 astro-ph.SR
Spitzer Imaging of the Nearby Rich Young Cluster, Cep OB3b
我们绘制了一个丰富的大规模年轻的星团在Cep OB 3b协会与IRAC和MIPS仪器上的{ \it斯皮策}空间望远镜和ACIS仪器上的$\it{Chandra}$ X射线天文台。在700 pc时，它被发现是第二个最近的大型（$>1000$成员），年轻（$< 5$ Myr）集群。与最近的大型星团猎户座星云相比，Cep OB 3b只有轻微的模糊，并且大部分位于周围分子云雕刻出来的一个大空腔中。我们的红外和X射线数据集，以及从文献中可见光光度，被用来采取普查的年轻恒星在Cep OB 3b。我们发现，在集群内的年轻恒星集中在两个子集群;东部的子集群，附近的Cep B分子团，和西部的子集群，附近的Cep F分子团。使用我们的年轻恒星的普查，我们研究的年轻恒星的红外线过剩的星周盘指示的分数。我们创建了一个地图的磁盘分数在整个集群，并发现它是空间可变的。由于这些空间变化，两个子集群表现出彼此显著不同的平均磁盘分数：$32% \pm 4%$和$50% \pm 6%$。我们讨论是否差异磁盘分数是由于光盘的集群的高质量成员的光破坏，或者它们是否导致子集群的年龄差异。我们的结论是，差异磁盘分数最有可能是由于年龄的差异。
2012-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Outflow Interaction in Cep-E: Numerical Simulation and Observational Manifestation
研究CEP-E双星系统中分子喷流碰撞的影响，通过数值模拟和观测分析喷流相互作用对恒星形成环境的形态和分子发射的影响。
2025-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
New Evidence for Mass Loss from delta Cephei from HI 21-cm Line Observations
最近发表的斯皮策观测经典的造父变星原型仙王座三角洲揭示了一个扩展的尘埃星云周围的恒星和它的热同伴。红外辐射类似于与恒星空间运动方向一致的弓形激波，表明δ Cep正在通过恒星风进行质量损失。在这里，我们报告HI 21厘米线观测与VLA寻找中性原子氢与这种风。我们的VLA数据揭示了一个空间扩展的HI星云（约13'或1 pc宽）围绕着δ Cep的位置。该星云有一个头尾形态，与星风和ISM相互作用形成的拱星喷出物一致。我们直接测量了星周氢的质量M_HI \approx 0.07 M_odot，尽管HI的总质量可能更大。HI数据表明，恒星风的外流速度V_o=35.6 \pm 1.2 km/s，质量损失率M_dot=（1.0 \pm 0.8）× 10 **-6 M_dot/yr。我们已经计算出理论上的演化轨迹，包括质量损失的不稳定带，并表明，这种幅度的质量损失率，持续超过前造父变星的寿命的三角洲，可能足以解决一个显着的部分之间的差异脉动和演化质量为这颗星。（节略）
2011-11-30 astro-ph.SR
Atmospheric dynamics of the hypergiant RW Cep during the Great Dimming
本研究通过高频次光谱观测分析超巨星 RW Cep 在“大变暗”期间的大气动力学，发现 Fe I 线速度梯度、系统速度及星周发射成分，揭示了质量损失事件中的大气运动特征。
2025-01-20 astro-ph.SR
The Green Bank Ammonia Survey: Observations of Hierarchical Dense Gas Structures in Cepheus-L1251
我们利用绿岸氨巡天观测到的仙王座-L1251分子云的~ 10 pc $^{2}$部分的NH $_3$（1，1）和（2，2）发射，分辨率为32“”FWHM，以识别分层致密气体结构。我们对NH $_3$数据的树状图分析产生了22个顶层结构，它们位于13个较低级别的父结构中。结构紧凑（0.01 pc $\lesssim R_{eff} \lesssim$ 0.1 pc），并在空间上与最高的H $_2$柱密度的云部分。我们还比较了氨数据的高分辨率（18.2“FWHM）赫歇尔空间天文台观测的仙王座L1251尘埃连续发射确定的致密核心目录。动力学气体温度，速度分散，和NH $_3$柱密度，从NH $_3$数据的详细建模得出的地图，被用来调查的稳定性和化学的氨确定和赫歇尔确定的结构。我们发现，尘埃和致密气体的结构具有相似的温度，与中值$T_{dust}$和$T_K$测量11.7 $\pm$ 1.1 K和10.3 $\pm$ 2.0 K，分别。基于维里分析，我们发现，氨确定的结构的引力占主导地位，但可能处于或接近维里平衡状态。与此同时，大多数赫歇尔发现的致密核心似乎不受自身重力的约束，而是受到外部压力的限制。CCS $(2_0-1_0)$和HC $_5$ N $(9-8)$发射的区域显示更宽的线宽和质心速度偏移相比，NH $_3$（1，1）发射在某些情况下，可能是由于这些碳基分子跟踪致密核心的湍流…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution and excitation of thermal methanol in 6.7 GHz maser bearing star-forming regions; I. The nearby source Cepheus A
本研究的目的是调查周围Cep A的甲醇气体的分布和激发，并描述该地区的物理条件。此外，还测定了大尺度的丰度分布，以便了解甲醇脉泽发生的恒星形成区的形态和运动学。甲醇的空间分布进行了研究，通过映射线发射，以及柱密度和激发温度，这是估计使用旋转图。对于有限数量的位置，使用非LTE模型检查参数。此外，甲醇丰度的分布是通过与档案尘埃连续地图的比较得出的。在以Cep A HW 2源为中心的0.3x0.15 pc区域内检测到甲醇，显示出流出特征。大多数气体的特征是具有中等温暖的旋转温度（30- 60 K）。在中心位置检测到两个速度分量具有不同的激励特性，第一个与大规模外流有关。第二个分量，唯一地在中心位置检测到，可能与脉泽发射在更小的尺度上的2”。详细的分析表明，最高的密度和温度发生在这些内部组件。在内部区域，尘埃和气体被示出具有不同的物理参数。甲醇的丰度在10 E-9 - 10 E-7范围内推断，在脉泽位置的丰度峰值。大规模的甲醇的几何形状是根据以前的确定的Cep A的几何形状，特别是那些从甲醇脉泽。的动力学和化学的时间尺度是一致的甲醇起源于一个单一的驱动源与HW 2对象和脉泽在其赤道地区。
2011-02-18 astro-ph.SR
NOEMA maps the CO $J = 2-1$ environment of the red supergiant $μ$ Cep
红超巨星被气体和尘埃环绕的星周环境所包围，这是由于它们的质量损失将重元素扩散到星际介质中而造成的。这个包层的结构和动力学对于理解驱动红超巨星质量损失的过程和前超新星喷出物的形成至关重要。我们用NOEMA干涉仪观测了红超巨星$μ$ ~Cep的CO $J = 2-1$线的辐射。在该线中，合成光束为$0.92 \times 0.72$ ~arcsec（$590 \times 462$ ~au，641~pc）。连续谱图只显示了恒星色球层的自由-自由辐射的未解决的贡献。连续扣除通道图揭示了一个非常不均匀和clusified拱星环境。特别是，我们在蓝色通道图中发现了一个明亮的CO团，与线中的中心源一样明亮，位于恒星西南1.80角秒处。在假设两个不同的恒定风速的径向速度的解投影后，使用3D辐射传输代码\textsc{lime}对观测进行建模，以导出不同结构的特性。我们确定，$μ$ ~Cep周围观察到的气体团块负责质量损失率为$(4.9 \pm 1.0) \times 10^{-7}~{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$，除了空间上无法分辨的风分量与估计的质量损失率为$2.0 \times 10^{-6}~{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1}$。因此，团块在$μ$ ~Cep的质量损失（$\ge 25 \%$）中具有重要作用。我们不能排除未解决的中心流出可能…
2019-04-29 astro-ph.SR
Clustering of low mass stars around Herbig Be star IL Cep -- Evidence of "Rocket Effect" using Gaia EDR3 ?
研究了早型Herbig Be星IL Cep的形成、运动学演化及其环境。这颗年轻的恒星是Cep OB 3星协的成员，距离为798 $\pm$ 9 pc，并有一个与之相伴的“空洞”，我们发现与IL Cep星协的B 0 V星HD 216658位于空洞的中心。通过对HD 216658产生的各种压力分量的评估，确定该恒星能够产生空腔。通过对{ \textit Gaia} EDR 3天体测量的分析，我们识别出了79颗半径为2 pc的IL Cep同向运动恒星。横向速度分析表明，它们分别属于与IL Cep和HD 216658相关的两个不同的星群。进一步的分析证实，IL Cep星群中的所有恒星大多是同时代的（$\sim$ 0.1百万年）。红外测光显示，在共同运动的恒星中有26个II类天体。没有拱盘的恒星（III类）占所有同向运动恒星的65%。利用IPHAS H $α$窄带测光，在同向运动的恒星中发现了9个强H $α$发射候选者。对氢柱密度图的树状图分析确定了IL Cep周围膨胀空腔上的11个分子团结构，使其成为活跃的恒星形成区域。讨论了HD 216658的“火箭效应”导致的IL Cep星群的形成。
2021-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The unusual photometric variability of the PMS star GM Cep
本文报道了2011年4月至2014年8月期间对前主序星GM Cep的UBVRI光度观测结果。所提供的数据是我们从2008年开始对这颗恒星进行光度监测的延续。GM Cep位于年轻的疏散星团Trumpler 37的区域，在过去的几年里，它一直是一个密集的光度和光谱研究的对象。这颗恒星表现出强烈的光度变化，在以前的研究中被解释为EXor类型的可能爆发。六年多的测光数据显示出大幅度的变化（Δ V ~ 2.3等）。并且观察到亮度的几个深最小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。观察到的亮度下降有不同的形状，没有发现周期性的证据。与此同时，经典金牛座T星典型的高振幅快速亮度变化也出现在GM Cep的光变曲线上。GMCep的光谱显示出典型的金牛座T星的宽H/α发射线和一些金属的吸收线。我们计算出H/α发射区的外半径为10.4 +/-0.5 Rsun，吸积速率为1.8 × 10 -7 Msun/yr。
2015-02-26 astro-ph.SR
Discovery of the magnetic field in the pulsating B star beta Cephei
虽然这颗恒星本身并不富含He，但脉动的B1 IV型恒星β Cep的紫外线风线的周期性和可变性与在磁性He特有的B型恒星中观察到的相似，这表明β Cep是磁性的。我们用分光偏振法寻找磁场。从紫外光谱，我们分析了风的变化，并研究了与磁数据的相关性。使用130个时间分辨圆偏振光谱，从1998年到2005年在2米TBL的MuSiCoS spectropolarimeter获得的，我们应用最小二乘解卷积方法的斯托克斯V光谱，并推导出纵向分量的积分磁场在可见半球的恒星。我们进行了一个周期分析的磁性数据和EW测量的紫外线风线超过17年。我们还分析了短期和长期的径向速度变化，这是由于脉动和90年的双运动。β Cep具有振幅为97（4）G、平均值为-6（3）G的正弦变化磁场。从紫外风线的变化，我们得到了12.00075（11）天的周期，这是恒星的旋转周期，并与所观察到的磁调制兼容。最大和最小场的相位匹配的最大发射的紫外线风线，强烈支持倾斜的磁转子模型。我们讨论的脉动行为和紫外线变异的函数的磁行为。本文介绍了分析的第一次确认检测偶极磁场在上主序脉动星。最大的风吸收起源于磁赤道面。最大发射发生在磁北极指向地球时。径向速度与其Be星双星伴星的~90-y轨道一致。
2013-05-12 astro-ph.SR
Confirmation of xi^1 CMa's ultra-slow rotation: magnetic polarity reversal and a dramatic change in magnetospheric UV emission lines
在所有已知的B型磁性恒星中，磁性β Cep变星xi^1 CMa的自转周期最长。它也是唯一一颗具有磁层辐射的B型磁性恒星，已知它会受到自转和脉动的调制。我们在这里报告了首次明确探测到的负纵向磁场，其长度为xi ^1 CMa（<Bz>2019年=-87 +/- 2 G，<Bz>2020年=-207 +/- 3 G），以及对该恒星H α变化的持续监测结果。我们研究证据偏离一个纯粹的偶极拓扑结构。我们还报告了一个新的在磁零点附近获得的xi^1 CMa的HST紫外光谱，它与磁层的赤道视图是一致的，这可以从它与在最大发射附近获得的β Cep的紫外光谱的相似性得到证明。通过与档案数据的比较，新的xi ^1 CMa紫外光谱为该恒星极长的自转周期提供了额外的证据。
2021-05-17 astro-ph.SR
Inner disc rearrangement revealed by dramatic brightness variations in the young star PV Cep
年轻的类太阳恒星在前主序星（PMS）演化的开始被吸积盘和残余的原恒星包层所包围。这些恒星的光度和光谱变化是由恒星与圆盘的相互作用驱动的。时间尺度和波长依赖的可变性携带这些相互作用背后的物理机制的信息。我们进行了多历元，多波长的研究PV Cep，一个强变，吸积PMS星。通过将我们自己2004-2010年的观测与档案和文献数据相结合，我们表明PV Cep在2005年开始了壮观的衰落，达到了4兆的I_C波段振幅。和发射线通量表明，2005-2009年的光度下降是由可变吸积和星周消光之间的相互作用造成的：由于系统的中心光度是由吸积控制的，吸积率的适度下降可能会引起内盘的剧烈重组。星盘内侧区域的尘埃凝结可能导致了星周消光的增强。
2011-03-12 astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
MOBSTER -- V: Discovery of a magnetic companion star to the magnetic $β$ Cep pulsator HD 156424
HD 156424（B2 V）是一颗很少被研究的磁热星，位于天蝎座OB 4星协，先前被发现显示出高频径向速度（RV）变化和磁层H $α$辐射。我们分析了TESS光变曲线，发现它是一个具有11个可探测频率的$β$振荡器，其中4个是独立的$p$模。最强的频率也可以从地面高分辨率光谱仪的RV中检测到。RV也显示出长期的变化，暗示轨道运动的周期为$\sim$年;从TESS和RV数据集确定的频率的显着差异与轨道运动的光时间效应一致。仔细检查恒星的光谱，发现它有一颗光谱伴星，但由于它的RV不是可变的，所以它不能对轨道运动负责，因此我们推断该系统是一个分层的三重星系，还有一颗迄今未被发现的第三颗恒星。对ESPaDONS和HARPSpol光谱偏振仪的LSD剖面的重新分析揭示了伴星中令人惊讶的强磁场的存在，与主星的$\langle B_z \rangle \sim -0.8$ kG相比，$\langle B_z \rangle$约为$+1.5$ kG。HD 156424是第二颗有两颗磁星的热双星。我们无法确定HD 156424 A的自转周期。磁层H $α$辐射似乎起源于HD 156424 B附近。使用H $α$，以及其他可变的光谱线，我们确定的周期约为0.52 d，使HD 156424 B的最快速旋转的磁热星之一。
2020-10-08 astro-ph.SR
Two epoch spectra-imagery of PV Cep outflow system
本文利用6米望远镜两个历元的Hα和[SII]扫描法布里-珀罗观测，研究HH 215的形态、自行与视向速度，识别新结并约束高速通道、激波起源、倾角及外流尺度。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diagnosing the Clumpy Protoplanetary Disk of the UXor Type Young Star GM Cephei
猎户座UX型星（UXors）是赫比格Ae/Be型或金牛座T型星，偶尔会被星周尘埃掩星。GM\，Cephei就是这样一个年轻（$\sim4$ ~Myr）疏散星团Trumpler\，37中的UXor，显示出显著的红外过剩、发射线光谱和耀斑活动。我们的光度监测（2008- 2018）探测到（1）~一个$\sim$ 3.43天的周期，可能是由表面恒星黑子的旋转调制引起的，（2）~由于吸积，在几天的时间尺度上零星变亮，（3）~由于星周尘埃灭绝，不规则的小通量下降，以及（4）~大通量下降，每个持续几个月，重复时间，虽然不完全是周期性的，大约两年。恒星经历了大颗粒的正常变红，即，当它变暗时，它会变得更红，但它会表现出一种不寻常的“蓝化”现象，即恒星在亮度最小值附近变蓝。相对较短（持续$\leq 50$ ~天）事件期间的最大灭绝与持续时间成比例，这是不同团块大小的结果。对于较长的事件，灭绝是独立的持续时间，暗示横向串分布的团块。偏振监测表明光学偏振变化$\sim3\%$ -8 $\%$，其水平λ与缓慢的亮度变化有关。非偏振光和偏振光的时间变化限制了星周团块与年轻恒星和散射包络相互作用的大小和轨道距离。这些凌日团块是最近在年轻恒星中发现的环状或螺旋状结构的边缘表现，它们在散射光的红外成像中或在热化尘埃发射的亚毫米成像中被发现。
2019-02-13 astro-ph.SR
Pilot VLBI Survey of SiO v=3 J=1--0 Maser Emission around Evolved Stars
在这封信中，我们报告了对12颗长周期变星中的4颗：WX Psc，R Leo，W Hya和T Cep的甚长基线干涉（VLBI）观测中SiO v=3 J=1- 0脉泽发射的探测。对WX Psc和T Cep的检测是新的。我们还介绍了利用VLBI射电天体测量探索（VERA）对两颗恒星WX Psc和W Hya及其位置参考连续谱源J010746.0+131205和J135146.8-291218的SiO v=2和v=3 J=1- 0脉泽辐射的成功天体测量观测。测量了位置基准连续光源和SiOv =3脉泽光斑相对于作为条纹相位基准的SiOv =2脉泽光斑的相对坐标。因此，微弱的连续光源与明亮的脉泽光源相位相反。这意味着多个SiO脉泽线图可能配准到一个共同的坐标系与10微弧秒级的精度。
2012-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
