Discovery of blue companions to two southern Cepheids: WW Car and FN Vel
在Ca Ⅱ H+K谱线区域获得了大量经典造父变星的高色散谱。这些光谱的分析使我们能够检测到一个强大的巴耳末线的存在，H $ε$，为几个造父变星，解释为一个蓝色的伴侣的签名：一个足够明亮的蓝色伴侣造父变星的存在下，在一个可辨别的加强CaII H + Hepatine线相对于CaII K线。我们调查了103颗造父变星，包括那些已知的热伴星（B5-B6主序星），以测试该方法。我们可以确认WW Car和FN Vel的伴星的存在（前者的存在以前只是怀疑），我们发现这些伴星是蓝热星。当双星系统中轨道速度的变化不能被揭示，而其他的双星检测方法效率不高时，该方法仍然有效。
2015-03-16 astro-ph.GA 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
Cepheids with giant companions. I. Revealing a numerous population of double-lined binary Cepheids
经典造父变星的质量为3至11 M $\odot$的理论预测，但那些测量，在3.6和5 M $\odot$之间的集群。因此，它们的质量-光度关系受到很差的约束，阻碍了我们对基本恒星物理和莱维特定律的理解。所有造父变星的质量都来自对11个双星系统的分析，其中只有5个是双线的，非常适合精确的动力学质量测定。我们提出了一个项目来分析一个新的，众多的造父变星在双线二进制（SB 2）系统提供质量测定在一个很宽的质量区间，并研究它们的演变。我们分析了一个样本的41个候选二进制LMC造父变星沿P-L关系，这可能是伴随着发光的红巨星，并提出间接和直接的指标，他们的二进制。在光谱研究的子样本的18个最明亮的候选人，为16个我们检测到线的两个组成部分的光谱，已经翻两番的造父变星的数量在SB 2系统。因此，对整个样本的观测可能会使目前所有的造父变星质量估计值增加四倍。对于我们的大多数候选人，不稳定的固有周期变化占主导地位的光旅行时间的影响，由于二进制。然而，后者可以解释四颗造父变星的周期性相位调制。我们的项目为LMC，银河系和其他星系中造父变星的未来精确动力学质量测定铺平了道路，这将有可能增加已知造父变星质量的数量，甚至是10倍，极大地提高了我们对这些重要恒星的了解。
2021-02-22 astro-ph.SR
Massive Star Multiplicity: The Cepheid W Sgr
我们用哈勃空间望远镜上的STIS摄谱仪获得了W-Sgr系统的光谱。光谱将系统分解为遥远的伴星B和光谱双星（A = Aa + Ab），伴星B是系统中最热的恒星。A和B之间的距离为0.16”。我们已经提取了这两个的光谱。我们在Aa + Ab光谱中没有看到造父变星不能解释的通量，并对F5 V和$\leq$ 1.4 Msun的伴星Ab的光谱类型和质量设定了上限。使用Benedict等人的HST FGS测量的轨道，这导致造父变星质量的上限为$\leq$ 5.4 Msun。我们还讨论了两个可能的遥远的同伴。根据2 MASS点源星表的测光，它们不是W Sgr系统的物理伴星。
2009-02-19 astro-ph.SR
Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry. IV. New detected companions from MIRC and PIONIER observations
我们的目标是检测和表征已知的和可疑的银河系二进制造父变星的样本的主序星同伴。我们使用多望远镜干涉组合器MIRC和PIONIER来探测和测量围绕16颗明亮的银河造父变星运行的高对比度同伴的天体测量位置。我们利用CANDID算法来搜索同伴并设置检测限。我们还提供了新型高精度RV，用于拟合径向脉动和轨道速度。我们报告的检测到的同伴环绕造父变星U Aql，BP Cir，和S Mus，可能检测到FF Aql，Y Car，BG Cru，X Sgr，V350 Sgr，和V636 Sco，而没有组件检测到U Car，YZ Car，T Mon，R Mus，S Nor，W Sgr和AH Vel。对于U Aql和S Mus，我们将天体测量与新的高精度RV相结合进行了初步的轨道拟合，提供了全套轨道和脉动参数。假设距离，我们估计M（U Aql）= 4.97+/-0.62Msun和M（S Mus）= 4.63+/-0.99Msun的初始质量。对于YZ Car，W Sgr，V350 Sgr和V636 Sco，我们使用新的高精度RV修订了光谱轨道，同时更新了BP Cir，BG Cru，S Nor和AH Vel的脉动参数。我们的干涉观测还提供了角直径的测量，可以用于Baade-Wesselink类型的分析。我们现在有几个造父变星同伴的天体测量探测。当同伴的RV可用时，这样的系统将提供准确和独立的质量和距离。精确度<…
2018-12-24 astro-ph.SR
Multiplicity of Galactic Cepheids and RR Lyrae stars from Gaia DR2 -- II. Resolved common proper motion pairs
上下文经典造父变星（CC）和天琴座RR型星（RRL）的多样性仍然不完全清楚，特别是对RRL。目标。为了补充近在短轨道周期系统中提出的文件I，我们的目标是检测广泛的，空间分辨同伴的目标，我们的参考样本的银河系CC和RRL。方法.角分辨共同自行对检测使用一个简单的渐进选择算法，以分离最可能的候选同伴无关的领域的明星。结果我们发现了27个解决，高概率引力约束系统与CC的456检查的恒星，和一个未绑定的恒星嵌入在拱星尘埃星云的长周期造父RS Pup。我们发现了7个空间分辨，可能绑定系统与RRL原色的789个调查的恒星，和22个额外的候选人对。我们特别报告了三个明亮的RRL的新同伴：OV和（F4 V光谱类型的同伴），RR狮子座（M0 V）和SS Oct（K2 V）。此外，我们还发现了14颗恒星的伴星，这些伴星可能被错误地归类为RRL。结论.检测CC和RRL周围的已解决的不可变伴随物有助于验证其盖亚DR 2松弛。进行详细分析的可能性，解决同时代的同伴的CC和老人口RRL也将是有价值的进展，我们了解他们的进化路径。
2019-08-01 astro-ph.SR
Age Discrepancy in Three Galactic Cepheid Binaries
Memorial University of Newfoundland & Labrador（纽芬兰与拉布拉多纪念大学）；Harvard & Smithsonian Astrophysical Observatory（哈佛-史密森天体物理台）
研究SV Per、RW Cam、KN Cen三颗造父变星双星的年龄差异，用MESA代码模拟合并过程，提出部分造父变星可能是主序星合并形成的年轻化产物，KN Cen符合单星演化。
2026-09-02 astro-ph.SR
The Milky Way Cepheid Leavitt law based on Gaia DR2 parallaxes of companion stars and host open cluster populations
经典造父变星为经验的河外距离阶梯提供了基础。银河系造父变星是这类恒星中唯一可以用三角视差测量的。然而，第二次盖亚数据发布（GDR 2）的造父变星的亮度受到系统学的影响，因为没有色度校正，偶尔也会受到饱和度的影响。作为银河系36颗造父变星视差的替代，我们采用了它们空间分辨同伴的GDR 2视差或它们宿主疏散星团的GDR 2视差。这种新的方法使我们能够绕过饱和和变异引起的GDR 2造父变星的系统学。我们采用GDR 2视差零点（ZP）为-0.046 mas，不确定性为0.015 mas，涵盖了大多数最近的估计。我们提出了在V、J、H、K_S和Wesenwirt W_H波段对莱维特定律的新的银河校准。我们比较我们的结果与以前的校准的基础上非盖亚测量和计算修正值的哈勃常数锚定银河系造父变星。从初始哈勃常数76.18 +/- 2.37 km/s/Mpc的视差测量的基础上没有盖亚，我们推导出一个修订的值，采用同伴和平均集群的直接造父变星的位置，H_0 = 72.8 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，考虑所有造父变星，H 0 = 73.0 +/- 1.9（统计+系统学）+/- 1.9（ZP）km/s/Mpc，仅适用于基模衰减器。
2020-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for visual companions of close Cepheids. VLT/NACO lucky imaging of Y~Oph, FF~Aql, X~Sgr, W~Sgr and $η$~Aql
目的：在几个光度波段的高分辨率成像可以提供造父变星宽轨道部分的颜色和天体测量信息。这样的测量是了解脉动恒星的年龄和演化所必需的。此外，造父变星双星有可能提供直接和独立于模型的距离和质量。研究方法：我们使用NAOS-CONICA自适应光学仪器（NACO）在近红外波段对经典造父变星Y~Oph、FF~Aql、X~Sgr、W~Sgr和$η$ ~ Aql周围的宽分量进行了深入搜索，搜索范围为$1.7"\times 1.7"$（$η$ ~Aql的$3.4"\times 3.4"$）的视场（FoV）。结果如下：我们能够在$r > 0.2"$半径范围内达到对比度$ΔH = 5$-8\，mag和$ΔK_\mathrm{s} = 4$-7\，mag，这使我们能够限制宽伴体的存在。对于Y~Oph、FF~Aql、X~Sgr、W~Sgr和$η$ ~Aql，我们排除了光谱类型分别早于B7 V、A9 V、A9 V、A1 V和G5 V恒星的伴星的存在。对于$0.1"< r < 0.2"$，没有发现比O 9 V、B 3 V、B 4 V、B 2 V和B 2 V星更早的伴星。在投影间隔$ρ= 654.7 \pm 0.9$ 1，mas和位置角$PA = 92.8 \pm 0.1^\circ$处检测到接近$η$ ~Aql的分量。我们估计它的去红视星等为$m_H^0 = 9.34 \pm 0.04$，并推导出一个光谱类型，范…
2014-06-02 astro-ph.SR
On Cepheid Distance Scale Bias due to Stellar Companions and Cluster Populations
河外造父变星最先进的光度测量，占平均额外的光，由于造父变星的机会叠加在拥挤的背景下，通过使用人造恒星测量。然而，如果沿着距离阶梯变化的空间分辨率显著改变了相关混合的量，那么来自与造父变星物理上相关的恒星的光可能会使相对距离测量产生偏差。我们已经确定了两个制度，这种现象可能会发生：造父变星在广泛的双星和疏散星团。我们估计恒星协会的偏差使用光度通带和红免费Weseneirs的幅度用于建立的距离尺度。对于宽双星，我们依赖于日内瓦恒星演化模型结合详细的统计数据，中等质量的双星。对于星团恒星的影响，我们已经收集了关于造父变星的信息，并通过PHAT项目提供的深HST成像测量了M31中典型的星团贡献。我们发现，占主导地位的影响距离尺度来自造父变星集群，尽管集群造父变星是一个相对罕见的现象。宽双星对长周期造父变星的$H_0$的影响可以忽略不计，无论是在近红外波段观测还是在考虑Weseneux星等时。我们估计，由于集群人口的混合以前导致了0.23%的高估$H_0$。校正这种偏差，我们得到了$H_0 = 73.07 \pm 1.76 km s^{-1} Mpc^{-1}$，它保持在$3.3σ$张力与普朗克值。我们的结论是，恒星协会的偏见并不构成测量$H_0$的精度为1%的限制。
2018-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared Nebula Associated with Delta Cephei: Evidence of Mass Loss?
我们目前发现的红外星云周围的造父变星原型三角洲造父变星和它的热同伴HD 213307。在5.8、8.0、24和70 μ m处检测到大尺度（~2.1x10^4 AU）星云。在这两颗恒星周围，5.8和8.0微米的辐射主要是由于来自仙王座三角洲和/或其伴星的风从ISM吹来的多环芳烃（PAH）辐射。随机加热的小尘埃颗粒是24和70微米扩展发射的最可能来源。特别是70微米的发射，类似于一个弓形激波，与仙王座δ自行的方向一致。这一发现支持了一个假设，即造父变星目前可能正在以大约5 × 10 ^-9到6 × 10 ^-8 Mo/年的速度失去质量。
2011-02-01 astro-ph.SR
The Orbit of the Close Companion of Polaris: Hubble Space Telescope Imaging 2007 to 2014
作为确定造父变星动力学质量计划的一部分，我们用哈勃太空望远镜宽视场行星照相机2和宽视场照相机3拍摄了最近和最亮的造父变星北极星。在2007年至2014年的三个时期进行了观测。在这些图像中，就像我们在2008年的一篇论文中讨论的2005年和2006年获得的HST帧一样，我们从造父变星北极星Aa中分辨出了近伴星北极星Ab。由于北极星Aa和Ab的距离很小，星等相差很大，我们采用PSF反卷积技术对这对双星进行了天体测量。根据这些新的测量结果，我们更新了29.59年轨道的要素。采用最近的盖亚数据发布2到系统的距离，我们发现造父变星的动力学质量为3.45 +/- 0.75 Msun，虽然这是初步的，并将通过CHARA测量覆盖近星点来改善。与最近确定的造父变星V1334 Cyg的动力学质量一样，北极星的质量明显低于通过拟合HR图中的演化轨道预测的“演化质量”。我们讨论了几个问题和影响，这些测量，包括脉动模式，其中不稳定带穿越恒星，和可能的并发症，如旋转，质量损失，和二进制合并。根据等时线拟合，系统中遥远的第三颗恒星北极星B似乎比造父变星更老。这可能表明造父变星北极星相对较老，是双星合并的结果，而不是一颗年轻的单星。
2018-07-16 astro-ph.SR
The Components of Cepheid Systems: The FN Vel System
本文提出利用HST紫外光谱、地面轨道质量函数及Gaia DR4自行确定轨道倾角，从而推算造父变星质量，并以FN Vel系统演示该方法。
2024-10-02 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
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
Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of Polaris B, Companion of the Nearest Cepheid
北极星是离我们最近且最明亮的造父变星，是莱维特周期光度关系的潜在锚点。然而，它的距离是一个有争议的问题，最近主张视差约为10 mas，而依巴谷的测量值为7.54+/-0.11 mas。我们报告了一个独立的三角视差测定，使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器（FGS）。北极星本身对于FGS来说太亮了，所以我们测量了它的8等伴星北极星B，相对于背景参考星的网络。我们将FGS相对视差转换为绝对视差，使用从地面测光和光谱分类估计的参考星距离。我们的结果是6.26+/-0.24 mas，甚至比依巴谷发现的还要小。我们注意到依巴谷似乎高估了其他天体的视差，包括已经确定的昂宿星团。我们认为可能的来源，系统误差的FGS视差，但没有发现任何证据，他们是显着的。如果我们的“长”距离是正确的，北极星的高光度表明它是在其基本模式的第二泛音脉动。我们的结果提出了几个难题，包括与麦哲伦云中的二次泛音振荡器相比，北极星的脉动周期较长，以及北极星B的等时线年龄（~2.1 Gyr）和北极星A的年龄之间的冲突。我们讨论的可能性，B是不是一个物理伴星的A，尽管有强有力的证据表明，它是，或其中一颗恒星是合并残留物。这些问题可能会在盖亚为两颗恒星提供照明时得到解决。
2017-12-21 astro-ph.SR
The Araucaria Project: A study of the classical Cepheid in the eclipsing binary system OGLE LMC562.05.9009 in the Large Magellanic Cloud
我们对双线高偏心食双星系统OGLE-LMC 562.05.9009中的经典造父变星进行了详细的研究。造父变星是一个周期为2.988天的基模振荡器。该系统的轨道周期为1550天。利用三台4-8米望远镜的光谱数据和22年的测光数据，我们能够精确地推导出两颗恒星的动力学质量和半径。该系统中的两颗恒星在质量、半径和颜色上都非常相似，但伴星是一颗稳定的非脉动恒星。造父变星比它的伴星（M_2 = 3.60 +/- 0.03M_sun，R_2 = 26.6 +/- 0.2R_sun）质量稍大，体积也稍大（M_1 = 3.70 +/- 0.03M_sun，R_1 = 28.6 +/- 0.2R_sun）。在观测不确定度范围内，两颗恒星的有效温度都是6030 +/-150 K。演化轨迹将这两颗恒星都置于经典造父变星不稳定带内，但未来改进的温度估计可能会将稳定的巨星伴星移动到不稳定带的红边之外。在目前观测和理论的不确定性下，两颗恒星都符合2.05亿年的等时线，证明它们的年龄相同。根据我们的模型，我们确定了OGLE-LMC 562.05.9009系统中造父变星的投影因子p = 1.37 +/- 0.07。这是第二个造父变星，我们可以直接从食双星系统的分析中以高精度测量其p因子，这对更好地校准Baade-Wesselink造父变星距离测定方法做出了重要贡献。
2015-11-09 astro-ph.SR
The dynamical mass and evolutionary status of the type-II Cepheid in the eclipsing binary system OGLE-LMC-T2CEP-211 with a double-ring disk
对双线双星系统（$P_{orb}=242\,d$）中的一颗奇特的室女座W~（pWVir）II型造父变星OGLE-LMC-T2 CEP-211（$P_{puls}=9.393\,d$）进行了分析，揭示了pWVir星的演化状态和结构。造父变星的动力学质量是$0.64\pm{}0.02\,M_\odot$，半径是$R=25.1\pm{}0.3\,R_\odot$。伴星是一颗大质量的主序星（$5.67\,M_\odot$），被一个圆盘所遮蔽。这种配置表明在系统历史中存在质量转移。我们发现，最初的系统（$P_{orb}^{init}=12\,d$）是由$3.5$和$2.8\,M_\odot$恒星，与目前的造父变星更大的质量。系统的年龄现在是$\sim{}$ 200 My，造父变星几乎完全被剥离了氢，氦的质量是总质量的$\sim{}92\%$。它在2.5 My前完成了质量转移，并通过不稳定带向更低的温度发展。与观测结果的比较表明造父变星有合理的$2.7\cdot{}10^{-8}\,M_\odot/y$质量损失。伴星很可能是一颗拥有$T=22000\,K$和$R=2.5\,R_\odot$的Be主序星。我们的研究结果产生了一个很好的协议与脉动理论模型的氢不足的蒸发器，确认所描述的进化方案。我们在伴星周围探测到一个双环盘（$R_{disk}\sim\,116\,R_{\odot}$）和一个壳（$…
2018-10-15 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
Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in $5\,M_\odot$ Binaries
要推导出某一特定类别恒星在整个轨道间距范围内的双星参数分布，通常需要综合许多不同观测技术（径向速度、干涉测量、天体测量、测光、直接成像）的结果，每种观测技术都有选择偏差。然而，造父变星-$\sim$ $5\, M_\odot$的冷的、演化的恒星-是一个特殊的情况，因为紫外光谱将立即显示任何比早期A型更热的伴星，{ \it，不管轨道间隔如何}。我们已经使用了{ \it国际紫外探测器}（\IUE）紫外光谱的一个完整的样本，所有76造父变星亮于V=8创建一个列表{ \it所有18}造父变星与同伴更大的质量比$2.0\, M_\odot$。许多这类双星的轨道周期可以从径向速度研究中获得，或者可以从检测到的速度变化中估计出更长周期的系统。在用{ \it哈勃太空望远镜} 3号宽视场照相机进行的一次成像调查中，我们分辨出了三个伴星（$η$ Aql、S Nor和V659 Cen），使我们能够估计出分布的长周期末端的周期。结合这些分离与轨道数据在文献中，我们得到一个公正的分布的二进制分离，轨道周期，和质量比。轨道周期的分布表明，$5\, M_\odot$双星系统的周期比$1\, M_\odot$星短。我们的数据还表明，质量比的分布取决于二元分离和系统的多重性。然而，质量比的分布作为轨道间隔的函数，并不取决于一个系统是二元还是三元。
2013-07-26 astro-ph.SR
News From The Gamma Cephei Planetary System
造父γ行星系是最有趣的系统之一，原因有几个：1。它是第一颗通过精确的径向速度（RV）测量发现的行星候选者，这在文献中进行了讨论（Campbell et al. 1988）; 2.）它是一个紧密双星系统，a ~ 20 AU; 3.）这颗行星的主星是一颗演化的K型恒星。在Hatzes等人（2003）的研究中，我们确认了在2天文单位处存在最小质量为1.7兆焦耳的行星伴星。在本文中，我们提出了额外的8年的精确RV数据从哈兰J史密斯2.7米望远镜和它的塔尔库德光谱仪在麦当劳天文台。900 d信号被解释为巨大行星伴星的存在，通过添加新数据得到了有力的证实。我们提出了一个更新的轨道解的行星，这表明，行星是稍微更大的质量和轨道更圆比以前的结果建议。2007年一周密集的高节奏RV观测显示，Cep A是一个多周期的振荡器。我们在这个系统中寻找其他行星的背景下讨论这个问题。
2011-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidates for non-pulsating stars located in the Cepheid instability strip in the Large Magellanic Cloud based on Strömgren photometry
我们提出的候选人的非脉动恒星躺在经典的造父变星不稳定带的基础上OGLE光度图结合Strömgren光度获得的4.1米SOAR望远镜，盖亚DR 2数据在四个领域的大麦云。我们总共挑选了19名候选人。在分析了OGLE巡天的光变曲线后，我们发现所有这些恒星在光度上似乎都稳定在几个mmag的水平。我们的结果表明，非脉动星可能约占位于经典不稳定带的巨星样本的21%-30%。此外，我们确定了经典造父变星的潜在候选者与热同伴的基础上，他们的斯特伦格伦颜色。
2019-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
V659 Cen: System Parameters Updated
本文利用HST/STIS空间分辨光谱和Gaia数据更新了造父变星V659 Cen多星系统的成员构成，并基于新径向速度推导出新轨道。
2025-09-18 astro-ph.SR
The Kepler Cepheid V1154 Cyg revisited: light curve modulation and detection of granulation
利用开普勒空间望远镜4年的连续观测，对明亮的造父型变星天鹅座V1154进行了详细的分析。用标准傅里叶变换方法检测了28个频率，确定了主脉动频率及其谐波的调制，其周期约为159 d。这种调制也存在于光变曲线和O-C图的傅立叶参数中。我们检测到另一个调制的周期约为1160 d。这颗星在低频区域也显示出显著的能量，我们将其确定为颗粒噪声。颗粒化的有效时间尺度与红巨星的外推标度一致。没有检测到类似太阳的振荡表明脉动抑制了其他振荡。我们获得了新的径向速度观测结果，与往年的观测结果完全一致，表明天鹅座V1154不存在高质量伴星。最后，我们讨论了可能的起源检测到的频率调制。
2016-09-17 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
Discovery and Characterization of a Rare Magnetic Hybrid $β$ Cephei Slowly Pulsating B-type Star in an Eclipsing Binary in the Young Open Cluster NGC 6193
多达10%的OB型恒星具有全球磁场，这是令人惊讶的，因为它们的内部结构在表面附近是辐射性的。脉动是内部结构的一个直接探测器，一些OB型恒星表现出压力模式（$β$ Cep脉动子）或重力模式（慢脉动B型恒星; SPB）;少数罕见的混合$β$ Cep/SPB在H-R图中占据了一条狭窄的不稳定带。恒星最精确的基本性质是从食双星（EB）中获得的，而那些已知年龄和金属丰度的星团中的恒星提供了最严格的理论约束。在这里，我们报告的发现，HD 149834在$\sim$ 500万年集群NGC 6193是一个EB，包括一个混合$β$ Cep/SPB分解器和一个高辐射的低质量的同伴。我们确定的质量，半径和温度的两颗恒星; $\sim$ 9.7 M $_\odot$主要居住在不稳定带的混合脉动理论预测。SPB和$β$ Cep脉动的存在表明该系统具有近太阳的金属丰度，并且处于主序星寿命的后半部分。1.2 M $\sim$伴星的半径与理论上主序前5百万年的等时线一致，但它的温度比预期的要高得多，可能是由于主星的辐射。主星的半径比预期的要大，除非它的金属丰度是超太阳的。最后，光变曲线显示了与主星旋转一致的剩余调制，钱德拉的观测揭示了耀斑，这两个都表明主星上存在恒星黑子和磁性。
2021-02-11 astro-ph.SR
Revisiting candidates for non-pulsating stars located in the Cepheid instability strip in the Large Magellanic Cloud
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院哥白尼天文学中心）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）
本研究分析大麦哲伦云造父变星不稳定带内11颗非脉动候选星的测光与光谱数据，确定其大气参数等物理量，发现钡峰s过程元素增强，脉动缺失仍待探究。
2026-09-09 astro-ph.SR
Long-term Photometric Behavior of the Eclipsing Binary GW Cephei
从2005年开始，连续4年对食双星GW Cep进行了新的CCD测光，并对光变和周期变化作出了合理的解释。所有的历史光变曲线，超过30年的时间间隔，显示惊人的光变化，最好的模型是同时存在的一个冷点和一个热点的更大质量的冷组分恒星。该系统是磁活动的，并且热点一直存在于恒星的内半球，这表明这两个点是由（1）冷恒星上与磁发电机相关的活动和（2）从主要成分到次要成分的质量转移形成的。根据Wilson-Devinney代码和所有其他最小历元的38个光变曲线计时，GW Cep的周期研究表明，轨道周期经历了正弦变化，周期和半振幅分别为32.6 yrs和0.009 d。原则上，这些可能是由第三个天体的光旅行时间效应或至少一个组成恒星的活跃磁循环产生的。因为我们没有发现光度变化和周期变化之间的任何联系，这种变化很可能是由于存在一颗看不见的第三颗伴星，它的最小质量为0.22 $M_\odot$，被引力束缚在食对上。
2009-11-24 astro-ph.SR
V446 Cephei: a $β$ Cep pulsator in a multiple system
Keele University（基尔大学）；University of Zagreb（萨格勒布大学）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；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）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Villanova University（维拉诺瓦大学）
通过TESS光度和HERMES光谱分析V446天琴座中的β Cep星，确定其质量、半径和有效温度等参数，并发现其脉动频率与轨道频率相关，同时发现第三个伴星。
2026-05-07 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
The Great Dimming of the hypergiant star RW Cephei: CHARA Array images and spectral analysis
本文利用 CHARA Array 干涉仪首次获得特超巨星 RW Cephei 的分辨图像和近红外光谱，揭示其深度变暗由表面物质抛射形成的尘埃云部分遮挡光球层所致，并测得恒星半径为 900-1760 倍太阳半径。
2023-07-10 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
Time-Evolution Images of the Hypergiant RW Cephei During the Re-brightening Phase Following the Great Dimming
本研究利用 CHARA Array 多历元观测，对比超巨星 RW Cep 在大变暗及重新变亮阶段的图像，发现其西侧重现且角直径增大 8%，表明变暗由表面物质抛射产生尘埃云遮挡光球层所致。
2024-08-21 astro-ph.SR
Formation of massive planets in binary star systems
到今天为止，已经在双星系统中发现了40多个行星系。在所有的情况下，配置似乎是拱星，其中行星轨道围绕其中一颗恒星，作为一个摄动的第二。由于伴星的引力作用于原行星盘的动力学，在双星系统中形成行星比在单星周围形成行星要困难得多。在这篇文章中，我们首先简要介绍了双星系统中行星的相关观测证据。然后，通过完全流体动力学模拟，分析次级伴星对拱星盘的动力学影响。我们证明，磁盘变得偏心，并显示出一致的进动周围的主要恒星。最后，充分流体动力学模拟嵌入在磁盘中的双星系统的原行星。我们研究如何轨道演化的原行星胚胎和他们的质量增长，从核心到大规模的行星可能会受到影响，在这个非常动态的环境。我们特别考虑的是围绕造父变星系统中主星运行的行星。
2009-10-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD-shock structures of astrospheres: $λ$ Cephei-like astrospheres
解释最近观测到的弓形激波周围的O-星和创建相应的模型需要详细了解相关的（磁）流体动力学结构。我们的研究基于三维数值磁流体动力学模型，使用动态相关参数，特别是（磁）音速马赫数进行分析。将HD和MHD的解析Rankine-Hugoniot关系与数值模型得到的结果进行了比较。在这种情况下，我们还表明，唯一的距离，可以近似确定的是终止冲击，如果它是一个流体动力学冲击。对于MHD激波，驻点一般不位于流入线上，流入线是平行于流入矢量并穿过恒星的线。因此，如在HD情况下那样经由伯努利方程的估计通常是不可能的。我们还表明，在O-星天体层，不同的区域存在的快速，慢速，Alfvénic，和声波的马赫数变得低于一，这意味着亚慢磁声以及亚快和亚音速流。然而，解析的MHD Rankine Hugoniot关系可以用于湍流和宇宙线调制的进一步研究。
2020-02-19 astro-ph.HE 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
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
