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
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
Predicted properties of Galactic and Magellanic Classical Cepheids in the SDSS filters
我们提出了第一个广泛而详细的理论方案，解释在SDSS过滤器中观察到的造父变星属性。分别对应于银河系造父变星、大麦云云和小麦哲伦云的化学成分的三组非线性对流脉动模型，通过更新的模型大气，被转换到SDSS波段。由此产生的可观的，即不稳定带的边界和光变曲线，以及周期亮度，Wesenweg和周期亮度颜色的关系，作为金属含量的函数进行了讨论，为基础和第一泛音模式。的基本PL关系被发现偏离线性关系计算时，在整个观察到的造父变星周期范围内，特别是在较短的波长，确认以前的研究结果中的约翰逊-波塞冬带。所得到的斜率被发现是温和陡峭的半经验和经验的关系，在文献中，覆盖大致相同的周期范围内，从约13%的u带约3%的z范围内的差异。
2012-09-18 astro-ph.SR
Type II and anomalous Cepheids in the Kepler K2 mission
我们提出的分析结果的II型和异常造父变星使用开普勒K2任务的数据。这些脉动变星的精确光变曲线是研究其脉动细节的关键，例如倍周期效应或额外模式的存在。我们利用自动扩展孔径测光（autoEAP）技术获得了观测到的目标变星的光变曲线。傅立叶分析光变曲线。我们调查了K2任务观察到的12颗恒星，7颗II型和5颗异常造父变星。在II型造父变星中，EPIC 210622262显示了倍周期效应，并且有四颗恒星的光变曲线存在调制，这与倍周期效应不同。计算了短周期造父变星的高阶傅里叶参数。我们还确定了物理参数拟合模型大气的光谱能量分布。对于这些类型的脉动恒星，使用盖亚太空望远镜测量的视差所确定的距离具有低于16等的有限精度，无论使用逆方法还是统计方法来计算距离。BaSTI演化模型进行了比较的光度和有效温度。大多数II型造父变星都是用低金属丰度模型来模拟的，但其中一些需要类似太阳的金属丰度（[Fe/H]=0.06）模型。异常造父变星相比，低金属量的单恒星模型。在我们的样本恒星中，我们没有看到双星的迹象。
2022-11-11 astro-ph.SR
Calibrating the Galactic Cepheid Period-Luminosity relation from the maximum-likelihood technique
我们提出了一个实现的极大似然（ML）技术，这是一个最新的修改Baade-Becker-Wesselink（BBW）方法。我们的方法是基于非线性校准的有效温度和热辐射校正，考虑到金属丰度和表面重力。它允许一个估计造父变星的关键参数，距离模量，和星际红化，结合光度和光谱数据（包括有效温度数据）。这种方法适用于44个银河系造父变星的样本，其中多相温度测量。执行额外的数据校正以减去二元/多元系统中组件的影响。我们还研究了冲击波的影响，它的存在，在恒星大气中的观测数据失真，并导致系统误差在所获得的参数。我们确定输入数据的最佳限制，以消除这种影响。这个限制提供了精确的周期半径和周期光度的关系，这是一致的，在以前的研究结果。我们发现了以下关系：$log\,R = (0.68 \pm 0.03) \cdot log\,P + (1.14 \pm 0.03)$，$M_v = - (2.67 \pm 0.16) \cdot (log\,P - 1) - (4.14 \pm 0.05)$。
2020-10-04 astro-ph.SR
Multi-chromatic observations of classical Cepheids using the CHARA Array interferometer: Surface brightness-colour relation, projection factor, and limb-darkening
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）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞尔吉巴黎大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（中智天文学联合实验室）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；Astronomy Department, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
本研究利用CHARA阵列干涉仪多色观测经典造父变星，校准表面亮度-颜色关系并测量投影因子和临边昏暗，提高了Baade-Wesselink方法的距离测量精度。
2026-09-15 astro-ph.SR
Near-IR CO and CN in classical Cepheids
本研究通过近红外光谱测量经典脉动星中的CO和CN特征，探讨其CNO丰度及温度变化，揭示CN受物质 dredge-up影响，并关联中红外周期-颜色-金属量关系。
2025-12-09 astro-ph.SR
Physical parameters and the projection factor of the classical Cepheid in the binary system OGLE-LMC-CEP-0227
本文提出了一种分析含径向脉动星的双线食双星的新方法。组合的脉动-食光曲线是从使用现有建模工具创建的纯食光曲线网格建立的。对于每一个脉动阶段的瞬时半径和表面亮度被考虑在内，被计算从解纠缠的径向速度曲线的脉动星，从它的出食脉动光曲线和组件的光比，分别。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法找到最佳模型。用该方法对食变星OGLE-LMC-CEP-0227（P_puls = 3.80 d，P_orb = 309 d）进行了分析。本文分析了该双星的一组新的光谱和光度观测，同时拟合了OGLE V波段、I波段和Spitzer 3.6 μm测光。我们推导出一组基本参数的系统显着提高精度相比，我们的小组以前获得的结果。造父变星的质量和半径分别为M_1 = 4.165 +/- 0.032 M_solar和R_1 = 34.92 +/- 0.34 R_solar。首次提出了造父变星投影因子的直接的、几何的和与距离无关的确定。值p = 1.21 +/- 0.03（统计学）+/- 0.04（系统）与短周期造父变星的理论预期和δ Cep的干涉测量结果一致。我们还发现了一个非常高的值的造父变星组件的光学临边暗化系数，在强烈的不一致的静态大气在给定的表面温度和重力的理论预测。
2013-08-23 astro-ph.SR
GIARPS simultaneous optical and infrared high-spectral-resolution observations of Cepheids I. Limb darkening from cross-correlated radial velocities
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and U. de Chile（中法天文学联合实验室）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Leibniz Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究通过首次比较五颗造父变星的同步光学与H波段径向速度，发现V波段振幅比H波段大5%，验证了投影因子几何部分与恒星大气模型预期一致。
2026-09-21 astro-ph.SR
Extended envelopes around Galactic Cepheids. V. Multi-wavelength and time-dependent analysis of IR excess
我们的目标是研究45兆瓦造父变星的红外过剩结合不同的观测约束CSE的存在。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的脉动的方法，结合测光，角直径，恒星有效温度，和RV测量的脉动在一个全球性的建模。我们获得了新的光度测量中红外与VLT/VISIR补充文献数据。然后，我们比较了从0.5 $μ$ m到70 $μ$ m的平均星等与恒星大气模型，以推断IR过剩，我们归因于CSE的存在。我们报告说，至少有29%的样品检测到IR过量。我们估计K平均过剩0.08mag，N平均过剩0.13mag。其他造父变星可能有红外过剩，但由于与单星模型相比，它们的探测水平较低而被拒绝。我们没有看到任何的IR过剩和脉动周期之间的相关性，如以前怀疑的MW造父变星，但一个相当恒定的趋势。我们也没有发现CO吸收和CSE的存在之间的任何相关性，而是与恒星的有效温度，这证实了以前报道的CO功能主要是光球。没有偏差所造成的CSE的存在下检测到的平均距离估计从SPIPS分析与拟合的颜色过剩。我们也没有发现IR过量的存在和演化阶段之间的相关性。我们报告了一个分数的29%的造父变星与IR过剩可能产生的CSE。较长周期的造父变星并没有表现出比短周期更大的过剩，正如以前从观测和理论尘风模型中所怀疑的那样。其他机制，如自由-自由发射等，可能是其形成的根源。我们还表明，不适合的颜色过剩导致在我们的银河系的距离估计的偏见。
2021-05-25 astro-ph.SR
CORS Baade-Wesselink method in the Walraven photometric system: the Period-Radius and the Period-Luminosity relation of Classical Cepheids
我们提出了一个新的推导CORS Baade-Wesselink方法在Walraven测光系统。我们解决了完整的Baade-Wesselink方程通过校准表面亮度函数与最近的网格大气模型。采用新的方法来估计的平均半径的样本的银河造父变星，这是可用的精确的光变曲线在Walraven波段。目前的半径同意，在误差范围内，很好地与造父变星半径的基础上，最近的光学和近红外干涉测量。我们还使用两个不同的值（p=1.36，p=1.27）测试了投影因子对周期-半径关系的影响，这些值包含了文献中可用的估计值。我们发现，我们的周期半径关系与最近文献中类似的经验和理论周期半径关系的一致性，通过将投影因子从p=1.36改变为p=1.27来改善。我们的周期-半径关系为log（R）=（0.75 \pm 0.03）log（P）+（1.10 \pm 0.03），rms=0.03 dex。由于对所选造父变星的有效温度进行了准确估计，我们还推导出了V波段的周期-亮度关系，并发现Mv=（-2.78 \pm 0.11）log（P）+（-1.42 \pm 0.11），其中rms=0.13 mag，p=1.27。它与文献中最近的结果相当吻合，而p=1.36的关系偏离超过2 σ。我们的结论是，即使考虑到所获得的周期-亮度关系的固有色散，这是大致相同的数量级的投影因子的影响，本文的结果似乎有利于值p = 1.27。
2010-12-20 astro-ph.SR
V363 Cas: a new lithium rich Galactic Cepheid
经典造父变星（DCEPs）不仅是测定宇宙距离阶梯的标准烛光，而且由于其脉动（周期、振幅）与恒星（光度、质量、有效温度、金属丰度）参数之间的严格联系，也是恒星演化理论的实验平台。我们的目标是揭示银河系DCEP V363 Cas和其他DCEP的性质，显示其大气中锂的宇宙丰度。我们已经收集了V363 Cas的三个时期的高分辨率光谱与HARPS-N@TNG。精确的恒星参数：测量了这颗恒星的有效温度、重力、微折射率、径向速度和金属丰度。我们检测到锂丰度A（Li）=2.86+-0.10 dex，以及铁、碳和氧丰度[Fe/H]=-0.30+-0.12 dex，[C/H]=-0.06+-0.15 dex和[O/H]=0.00+-0.12 dex。V363 Cas是银河系DCEP中第五个表现出富锂特征的。对百年历史时间序列的分析表明，V363 Cas的周期正在增加，在HJD=2453000之后急剧加速。这是第一次穿越不稳定地带的明显迹象。我们的研究结果有利于这五个银河系富锂DCEP是第一次穿越不稳定带的情况下，有缓慢旋转的祖先在其主序阶段。
2020-06-05 astro-ph.SR
The period-luminosity and period-radius relations of Type II and anomalous Cepheids
方法：在随附的论文（arXiv：1705.00886）中，我们通过构建光谱能量分布（SED）并将其与模型大气和尘埃辐射转移模型（在尘埃过量的情况下）拟合，确定了OGLE-III巡天中发现的LMC和SMC中335个T2 Cs和AC的光度和有效温度。基于这些结果，我们研究PL和PR关系。利用现有的脉动模型，我们推导出的周期光度质量温度金属丰度的关系，然后估计脉动质量的RR天琴座和经典造父变星。结果如下：T2 Cs的PL关系似乎并不依赖于金属丰度，并且，排除尘埃RV Tau星，是$M_{\rm bol}= +0.12 -1.78 \log P$（$P < 50$天）。还提出了基波和第一泛音LMC AC的关系。T2 C的PR关系也表现出很少或没有依赖于金属丰度或周期。我们的首选关系结合了SMC和LMC恒星以及所有T2 C子类，并且是$\log R = 0.846 + 0.521 \log P$。还提出了基波和第一泛音LMC AC的关系。对于短周期T2 Cs、BL Her亚型和AC，来自RR Lyeclium和经典造父变星脉动模型的脉动质量吻合良好，并且分别与文献中的估计值（即$M_{\rm BLH} \sim 0.49$ \msol \和$M_{\rm AC} ~\sim 1.3$ \msol）一致。W Vir星的质量与BL Her星相似，而pWVir星和RV Tau星的质量则不太清楚。对…
2017-05-12 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA I. Uncertainties of the Evolutionary Tracks of Intermediate-Mass Stars
本研究利用MESA程序构建造父变星演化模型网格，量化多类参数对中等质量恒星演化轨迹的影响，发现核心氦燃烧阶段不确定性显著，低质量模型存在收敛问题。
2024-08-13 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA II. Impact of Physical and Numerical Assumptions on Elemental Abundances
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Space sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学、技术与天体物理研究（STAR）研究所）
本文研究了物理和数值假设对造父变星模型中元素丰度的影响，通过分析不同参数对演化轨道的影响，揭示了表面丰度的不确定性来源。
2026-02-08 astro-ph.SR
Pulsating stars and eclipsing binaries as distances indicators in the universe
为了理解暗能量的性质，需要确定宇宙的膨胀，即哈勃常数（H 0）优于2%。然而，目前最精确的两种方法，宇宙微波背景和距离尺度阶梯并不一致，这就是所谓的“张力”。解决这一矛盾的关键之一与造父变星的周期光度（PL）的标定有关：它的零点是什么？它是否依赖于金属量？我们能减少PL关系的离散度吗？食双星方法最近被用来确定LMC的距离，精度为2.2%，这对于限制PL关系的零点和研究金属丰度的影响至关重要。然而，这种方法是基于恒星是完美黑体的假设，这并不总是如此，例如早期类型恒星的表面亮度-颜色关系的不一致性，实际上对遥远星系中食双星（即M31，M33）的距离测定是有用的。另一方面，现在可以将Baade-Wesselink方法应用于麦哲伦云中的造父变星，但是投影因子的值及其与造父变星周期的依赖关系仍然是一个关键问题。为了确定宇宙中的距离，不能回避对造父变星大气动力学结构（p因子，k因子）及其环境的理解。造父变星的环境可能会增加PL关系的色散，这一点更是真实的。在JWST、PLATO和ELT的背景下，下一代干涉仪（MATISSE、SPICA），即盖亚望远镜，将有助于解决这些基本问题。
2018-01-12 astro-ph.SR
The SEDs of very long-period cepheids in the Milky Way, the Magellanic Clouds, M31 and M33
构建并拟合了银河系、麦哲伦云、M31和M33中周期超50天的造父变星SEDs，发现仅LMC和银河系各有1颗红外excess天体，多数星HRD位置与不稳定带一致，银河系天体的距离和红化不确定性影响其HRD位置。
2025-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Variation of Fourier Parameters for Galactic and LMC Cepheids at Optical, Near-Infrared and Mid-Infrared Wavelengths
利用傅立叶分解技术对银河系和大麦云（LMC）造父变星的基模光变曲线进行了分析。我们从文献中收集了银河系和LMC造父变星在光学（{ \it VI}）、近红外（{ \it JHK} $_s$）和中红外（3.6 $\&$ 4.5- $μ$ m）波段的光变曲线数据，并确定了它们的傅里叶参数随周期和波长的变化。我们观察到傅里叶振幅参数的减少和傅里叶相位参数的增加，在一个给定的周期随着波长的增加。我们还发现，在一个固定的周期作为波长的函数的偏度和尖锐度参数的减少。我们应用了一个binning方法来分析的进展，平均傅里叶参数与周期和波长。我们发现，对于长于约20天的周期，傅立叶振幅参数的值急剧增加较短的波长相比，波长长于$J$ -带。我们观察到了Hertzsprung级数随波长的变化。在傅立叶振幅参数的情况下，赫兹波级数的中心周期随波长的增加而增加，在相位参数的情况下，中心周期随波长的增加而减小。我们还观察到银河系和LMC之间的进展的中心期的一个小的变化，大概与金属丰度的影响。这些结果将提供有用的约束恒星脉动代码，将恒星大气模型，以产生造父变星在各个波段的光变曲线。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
HARPS-N high spectral resolution observations of Cepheids I. The Baade-Wesselink projection factor of δ Cep revisited
投影因子p是Baade-Wesselink（BW）方法中用于距离确定的关键量;它将径向速度转换为脉动速度。几种方法被用来确定p，如几何和流体动力学模型或逆BW方法时的距离是已知的。我们分析了新的HARPS-N谱的三角洲Cep测量其周期平均大气速度梯度，以更好地约束投影因子。我们首先应用逆BW方法直接从观测值导出p。投影因子可分为三个子概念：（1）几何效应（p0）;（2）大气中的速度梯度（fgrad）;（3）光脉动光球相对于相应质量元的相对运动（fo-g）。然后，我们第一次测量Δ Cep的fgrad值。当HARPS-N平均互相关线轮廓与高斯轮廓拟合时，投影因子为pcc-g = 1.239 +/- 0.034（stat）+/- 0.023（syst）。当我们考虑与17条选定的谱线相关的径向速度曲线的不同振幅时，我们测量的投影因子范围从1.273到1.329。我们发现之间的关系fgrad和测得的线深度时，造父变星是在最小半径。这种关系是一致的，从我们最好的流体动力学模型的三角洲Cep和我们的投影因子分解。利用17条谱线的p和fgrad的观测值，我们导出了fo-g的半理论值。我们也可以得到fo-g = 0.975+/-0.002或1.006+/-0.002，假设模型分别使用平面平行或球对称几何中的辐射转移。新的HARPS-N观测δ Cep与我们对投影因子的分解是一致的。
2017-01-06 astro-ph.SR
The Effect of a Non-universal Extinction Curve on the Wesenheit Function and Cepheid Distances
University of Warsaw（华沙大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
非通用消光曲线显著影响韦森函数和造父变星距离测量，尤其在光学波段，需考虑Rv变化对距离估计的较大影响。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the dynamical structure of pulsating stars: The Baade-Wesselink projection factor of the delta Scuti stars AI Vel and beta Cas
目标。Baade-Wesselink距离测定法是基于脉动恒星的振荡。该方法的关键参数是用于将径向速度转换为脉动速度的投影因子。我们的分析的目的是推导出的第一次三角洲Scuti星的投影因子，使用高分辨率的光谱的高振幅的增辐器AI Vel和快速旋转β Cas。方法.使用AI Vel的强度分布的边缘变暗模型和beta Cas的快速旋转器模型计算投影因子的几何分量（即p0）。然后，利用SOPHIE/OHP观测的β Cas和HARPS/ESO观测的AI Vel数据，比较了在大气中不同高度上形成的几条谱线的径向速度曲线，导出了与恒星大气中谱线形成区相关的速度梯度。这个速度梯度被用来推导出一个动态投影因子p。我们发现这两颗恒星的速度梯度是平坦的，最后AI Vel的p = p0 = 1.44，β Cas的p = p0 = 1.41。通过比较造父变星和盾牌座δ星，这些结果为脉动恒星大气的动力学结构带来了有价值的见解。他们认为，造父变星的周期投影因子关系也适用于以主导径向模式脉动的盾牌座δ星。
2013-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spectroscopic Orbit of Polaris, and its Pulsation Properties
本文分析了北极星126年间3600多次径向速度测量，发现其脉动周期变短且振幅停止增加，这些变化可能与伴星近星点扰动有关，并由此推导出改进的光谱轨道。
2023-09-06 astro-ph.SR
Understanding the dynamical structure of pulsating stars: The center-of-mass velocity and the Baade-Wesselink projection factor of the beta-Cephei star alpha-Lupi
脉动恒星的高分辨率光谱是研究其大气动力学结构的有力工具。线的不对称性被用来导出恒星的质心速度，而直接测量大气速度梯度有助于确定用于Baade-Wesselink距离确定方法的投影因子。我们的目标是推导出仙王座β星α-Lup的质心速度和投影因子。我们目前的HARPS高光谱分辨率观测α-Lup。我们计算了一阶矩径向速度，并通过双高斯拟合谱线轮廓，推导出线不对称性。γ速度和γ不对称性（分别定义为径向速度和线不对称性曲线的平均值）之间的相关性被用来推导恒星的质心速度。通过结合我们的大气速度梯度的光谱测定与恒星光球的流体动力学模型，我们推导出一个半理论的投影因子α Lup。我们发现质心速度为Vgamma = 7.9 +/- 0.6 km/s，α Lup大气中的速度梯度为零。我们将通常的投影因子分解为三部分，p = p0 fgrad fog（最初是为造父变星开发的），并将投影因子p = 1.43 +/-0.01应用于α Lup。通过与经典造父变星的HARPS观测结果的比较，我们还指出了大气速度梯度与径向速度曲线振幅之间的线性关系。此外，我们观察到相移（范霍夫效应），而α Lup没有速度梯度。
2013-05-31 astro-ph.SR
OGLE GD-CEP-0516: the most metal-poor lithium-rich Galactic Cepheid
本研究通过高分辨率光谱分析，确认OGLE-GD-CEP-0516为最贫金属的富锂银河系经典造父变星，支持其首次穿越不稳定带且主序前身星慢旋转的情景，并发现锂丰度与周期及金属丰度的关系挑战现有模型。
2024-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chicago-Carnegie Hubble Program (CCHP) A Multi-Wavelength Search for the Effects of Metallicity on the Cepheid Distance Scale. Part II: Theoretical Models and Synthetic Spectra
本文基于理论恒星大气模型分析金属丰度对造父变星多波段PL关系的微分影响，发现该效应系统性但幅度极小，与Paper I无统计显著结果的发现一致，并解释了长期难以解决该问题的原因。
2025-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical analysis of surface brightness-colour relations for late-type stars using MARCS model atmospheres
表面亮度-颜色关系（SBCR）主要用于恒星天体物理学的一般研究和确定河外距离。利用MARCS模型大气模拟晚型恒星的光谱，分析恒星基本参数对表面亮度的影响。我们还比较了理论和最近的经验SBCR。我们使用MARCS模型大气来计算恒星的光谱和表面亮度。我们首先探索了MARCS的参数空间（即有效温度、$\log g$、$\mathrm{[Fe/H]}$、微湍流和质量），以量化它们对表面亮度的影响。然后我们考虑了晚矮星和巨星的有效温度和$\log g$之间的关系，以及太阳的金属丰度，以便对理论和经验SBCR进行一致的比较。我们发现SBCR对微湍流和质量不敏感。金属丰度对SBCR的影响被认为是更大的矮星比巨星。当考虑较大的$V-K_s$值时，它也较大。我们还发现，银河系和LMC SBCRs之间的金属丰度差异0.5德克斯不影响最近的LMC距离测定，基于食双星，超过0.4%。通过比较SBCR的理论值和经验值，我们发现F5-K7型矮星和巨星的SBCR值在2 $σ$以下符合得很好，而M型矮星和巨星的SBCR值在4-6 $σ$之间相差较大.在MARCS中模拟的表面重力特性解释了经验SBCR在类别方面的差异。我们最终发现造父变星的理论和经验SBCR是一致的。在校准或使用SBCR时，必须仔细考虑金属性和$\log g$。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relativistic corrections for measuring Hubble's constant to 1% using stellar standard candles
经典造父变星和红巨星分支的尖端（TRGB恒星）的相对论修正估计，使未来的哈勃常数，$H_0$无偏的1%测量。我们考虑了四种影响：$K-$修正，时间膨胀，由于非共动参考系引起的宿主尘埃消光的明显变化，以及由于红移引起的观测颜色的变化。在HST、JWST和2 MASS滤波器中，使用适用于巨星的恒星大气模型计算了与灭绝相关的$0.005 < z < 0.03$ $K-$修正。光学-NIR Wesenchman函数有利地将滤波器与相反符号的$K-$校正组合，并且避免由于宿主消光而引起的复杂化。对于TRGB星，JWST/NIRCAM F277 W滤波器结合了对红化的不敏感性和后发座星团距离处的$K-$校正$<1$ %。由于环银河系或拱星材料的主机灭绝的缺失校正进行了讨论，作为潜在的系统学的TRGB距离，虽然他们的影响是不够的，以解释之间的差异$H_0$造父变星或TRGB超新星校准的基础。所有恒星标准烛光都需要相对论修正，以实现未来无偏的1%$H_0$测量。结合相对论修正，包括$K$、红移-莱维特偏置和韦森函数的红移依赖性，使得造父变星的$H_0$由$0.45 \pm 0.05$ km/s/Mpc增加到$73.65 \pm 1.30$ km/s/Mpc，并将与{ \it普朗克}值的张力从$4.2σ$提高到$4.4σ$。对于TRGB星，我们估计$\sim 0.5\%$比Freedman等人报道的…
2022-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Baade-Wesselink projection factor of RR Lyrae stars -- Calibration from OHP/SOPHIE spectroscopy and Gaia DR3 parallaxes
本文利用Gaia DR3视差和OHP/SOPHIE光谱数据，通过SPIPS代码为17颗天琴座RR型变星定标Baade-Wesselink投影因子，得到p=1.248±0.022，并发现其分布比经典造父变星更集中，且视向速度提取方法对p因子影响可达10%。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
