On the formation of hydrogen-deficient low-mass white dwarfs
低质量（$M_{\star}\lesssim 0.5\,M_{\odot}$）缺氢白矮星形成的两种可能性是在渐近巨分支阶段之后发生的非常晚的热脉冲或在红巨星几乎剥离的核心中发生的晚氦闪光。我们的目标是评估星震学的潜力，以区分热闪光和非常晚的热脉冲的情况下形成的低质量缺氢白矮星。在这两种演化情景下，我们计算了零龄主序星上低质量缺氢白矮星的演化。我们探讨了脉冲特性的有效温度的模型特征的脉动富氦白矮星的不稳定带。我们发现在缺氢白矮星不稳定带内演化的白矮星模型的周期和周期间距与低径向阶（$k\lesssim 10$）引力模有显著的差异。周期短于$\sim500\,$ s的脉动模式的周期间隔的测量可用于区分这两种情况。此外，低质量脉动缺氢白矮星的周期与周期的星震拟合可以帮助确定它们的演化历史。
2020-03-31 astro-ph.SR
The nature of anomalous period increase in the pulsating variable V725 Sgr
在红巨星阶段以及AGB和后AGB阶段的质量损失率的各种假设下，计算了质量在主序$0.84M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 0.95M_\odot$和初始金属丰度$Z=0.006$和$Z=0.01$上的恒星的演化轨迹。在160个演化序列中，我们选择了近30个序列，其中氦壳层源的最终热闪光发生在早期后AGB阶段，当氢包层质量与恒星质量的比值范围从0.01到0.08。选定的演化序列被用于计算初始和内边界条件，用于求解描述氦闪光后恒星脉动演化的辐射流体动力学和湍流对流方程。在大约三十多个流体动力学模型中，我们发现三个模型表明在上个世纪期间在V725 Sgr中观察到的脉动周期几乎增加了八倍，以及以$Π\approx 12$天为周期的相当规则的脉动逐渐转变为以$80~\textrm{day} \lesssimΠ\lesssim 90~\textrm{day}$为周期的半规则非线性振荡。我们的结论是，在V725 Sgr的脉动周期的异常增长是由于最后的热闪光的氦壳源，发生在早期后AGB星的质量$M\approx 0.53M_\odot$和质量的氢包层范围从$0.013M_\odot$到$0.019M_\odot$。
2022-11-08 astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: II. Pulsation properties and mass-loss process of the Mira star R Car and the red supergiant VX Sgr
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), CNRS, 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）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Charles University（查理大学）；Schmidt Sciences（施密特科学公司）
研究红超巨星和渐近巨星分支恒星质量损失过程，通过VLTI - GRAVITY对R Car和VX Sgr观测，获取角直径等数据，发现二者脉动特性及质量损失过程不同，为相关恒星研究提供新认知。
2026-07-28 astro-ph.SR
Radio Pulsation Search and Imaging Study of SGR J1935+2154
我们提出了从成像观测获得的结果，并使用巨型米波射电望远镜和Ooty射电望远镜对磁星SGR J1935+2154进行射电脉动搜索。我们给出了超新星遗迹（SNR）G57.2+0.8的高分辨率射电图像，它与SGR J1935+2154的位置相关。我们没有检测到来自磁星的显著的周期性无线电脉动，其通量密度的8个$σ$上限分别为0.4和0.2毫焦耳，在326.5和610兆赫，假设占空比为10%。对于具有10 ms的假定宽度的任何突发发射，在两个频率处的相应6 $σ$上限分别为0.5 μ J和63 μ J。在SGR J1935+2154位置没有探测到连续射电点源，3 $σ$上限为1.2 mJy。我们也没有检测到在半径为70弧秒的扩散无线电发射与最近报道的扩散X射线发射一致，3 $σ$上限为4.5毫焦。使用存档HI谱，我们估计SNR G57.2+0.8的距离为11.7 $\pm$ 2.8 kpc。根据沿这条视线测得的HI柱密度（N $_H$），我们认为磁星可能与SNR G57.2+0.8物理相关。根据目前的数据，我们不能排除脉冲星风星云或尘埃散射晕起源的漫射X射线发射看到磁星周围。
2016-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsations and Long-Term Light Variability of Three Candidates to Protoplanetary Nebulae
我们提出了新的测光数据和分析的长期UBV光电观测的三个候选人的原行星对象-F-超巨星与IR-位于大银河系纬度，IRAS 18095+2704，IRAS 19386+0155，和IRAS 19500-1709。所有三颗恒星都揭示了准周期性的低振幅变化，这些变化是由观测到的亮度长期趋势的脉动引起的。对于IRAS 18095+2704=V887 Her，我们发现其脉动周期为109天，如果在年时间尺度上平均，则在恒定颜色下亮度的线性趋势。IRAS 19386+0155=V1648 Aql在2000-2008年的光变曲线可以近似为一个主周期为102天的波，该波被接近的频率调制，周期为98天，导致亮度振荡幅度可变。V1648 Aql还显示出同步变红，以及V波段亮度的持续上升。IRAS 19500-1709=V5112 Sgr经历了周期为39和47天的不规则脉动。V5112 Sgr的长期变化可能与该星的双星性质有关。
2009-11-02 astro-ph.SR
On the possible existence of short-period g-mode instabilities powered by nuclear burning shells in post-AGB H-deficient (PG1159-type) stars
我们提出了一个脉动稳定性分析的热后AGB的H-缺乏前白矮星星与积极的He燃烧壳。所采用的恒星模型是最先进的平衡结构的代表PG 1159星来自完整的演化的祖星。完全非绝热脉动计算的基础上，我们证实了理论证据的存在一个单独的PG 1159不稳定带的$\log T_{\rm eff} - \log g$图的特点是短周期$g$模式激发的$ε$机制。这条不稳定带部分重叠的中/长周期$g$ -模式的不稳定的经典$κ$ -机制作用于部分电离的C和/或O的PG 1159星的信封已经知道GW Vir不稳定带。我们发现，PG 1159星的特点是厚的富氦信封，并位于这个重叠区域内，可以同时表现出短和中/长周期。我们研究了VV 47的特殊情况，它是一个脉动行星状星云核心，据报道它表现出一系列异常短的脉动周期。我们发现VV 47表现出的长周期可以很容易地用经典的$κ$机制来解释，而观测到的低于$\approx 300$ s的短周期分支可以对应于He燃烧壳层通过$ε$机制触发的模式，尽管需要更多的观测工作来确认这些短周期模式的真实性。如果短周期$g$ -模式在这颗恒星中的存在被未来的观测令人信服地证实，VV 47可能是第一颗已知的脉冲星，其中$κ$ -机制和$ε$ -机制的模式驱动同时运作。
2009-06-12 astro-ph.SR
Episodic Mass Loss from the Hydrogen-Deficient Central Star of the Planetary Nebula Longmore 4
1992年，Werner等人发现了行星状星云（PN）Longmore 4的极热缺氢中心恒星的一个壮观的瞬时质量损失事件。在该事件中，该恒星暂时从正常的PG 1159光谱变为发射线低光度的早期沃尔夫-拉叶星（WCE）。几天后，Lo 4恢复到正常的主要吸收线PG 1159型。为了确定此类事件是否会再次发生，如果发生的话，频率如何，我从2003年初到2012年初监测了Lo 4的光谱。在随机日期拍摄的81个光谱中，有4个显示了类似于1992年的质量损失爆发。这表明这些事件大约每100天重复一次（如果重复率近似恒定，并且典型事件的持续时间约为5天），并且大约5%的时间处于高质量损失状态。由于增强的恒星风缺乏氢，它来自光球层，不太可能与双星或行星伴星或坠落尘埃等现象有关。我推测这些独特的爆发的合理机制，包括它们与Lo 4所表现出的非径向GW Vir-type脉动有关的可能性。PN NGC 246的中心恒星具有与Lo 4相似的恒星参数，也是一个具有相似脉动周期的GW Vir-type增辐器。我在2003年至2011年期间获得了NGC 246的167个光谱，但没有发现质量喷射。
2014-06-05 astro-ph.SR
Radial Velocities and Pulsation Ephemerides of 11 Field RR Lyrae Stars
本文给出了11个RR型天琴座变星的新径向速度、改进的脉动周期和参考历元：AS Vir、BS Aps、CD Vel、DT Hya、RV Oct、TY Gru、UV Oct、V1645 Sgr、WY Ant、XZ Aps和Z Mic。这项研究是基于高分辨率光谱获得的2.5米杜邦望远镜在Las Campanas天文台的阶梯光谱图。我们获得了每颗恒星约200个光谱（即总共约2300个光谱），这些光谱或多或少地均匀分布在它们的脉动周期中。径向速度曲线和光度光变曲线阶段，我们的新星历的所有程序星。在随后的论文中，我们将使用这些光谱来推导恒星大气参数和化学成分的整个脉冲周期，纯粹基于光谱的限制。
2011-04-14 astro-ph.SR
Orbital Characteristics of the Subdwarf-B and F V Star Binary EC~20117-4014(=V4640 Sgr)
在亚矮星B（sdB）恒星的演化理论中，有一种是双星演化理论。EC~20117-4014（=V4640~Sgr）是一个光谱双星系统，由一颗脉动sdB星和一颗F主序星伴星组成（O 'Donoghue et al.1997），但其周期和轨道半长轴尚未精确确定。本文利用20年的测光数据给出了EC 20117-4014双星系统的轨道特征。在EC 20117-4014功率谱中确定的两个最高振幅脉动中检测到周期性观测减去计算（O-C）变化，表明双星系统的精确轨道周期（P = 792.3天）和光旅行时间振幅（A = 468.9秒）。这颗双星没有明显的轨道偏心率，偏心率的上限为0.025（使用3 $σ$作为上限）。这个离心率的上限是所有已知轨道参数的宽sdB双星中最低的。这一分析表明，sdB很可能是通过稳定的洛希瓣溢出失去了氢包层，从而支持了sdB星起源的假设。除了这些结果之外，从测光数据中获得的潜在脉动周期变化为$\dot{P}$ = 5.4（$\pm$ 0.7）$\times$ $10^{-14}$ d d $^{-1}$，这表明sdB刚好在核心氦燃烧阶段结束之前。
2018-03-25 astro-ph.SR
Recurrent and symbiotic novae in the OGLE data
我们分析了两个银河系复发新星（V745 Sco和V3890 Sgr）和一个大麦云云对象（新星LMC 1990 b）观察了几年的光学引力透镜实验（OGLE）巡天的长期光学测光。我们没有发现与先前声称的V745 Sco的轨道周期的变化。这将使基于该值的先前发现无效（例如，距离确定）。这个物体的静止变化主要是由红巨星二级的半规则脉动（周期为136.5和77.4 d）。新星LMC 1990 b的光度测定揭示了2010年的一次未被注意的爆发和类似日食的平静期变化，周期为1.26432（8）d。光度学特性使该对象与U Sco非常相似。最后，我们描述了两个可能的共生新星，V5590 Sgr和OGLE-2011-BLG-1444的爆发。V5590 Sgr的伴星是一颗脉动周期为236 d的Mira星。
2014-07-18 astro-ph.SR
The Very Fast Evolution of the VLTP Object V4334 Sgr
V4334 Sgr（樱井的天体）是一颗神秘的演化恒星，在1996年被发现前几年经历了一次非常晚的热脉冲。在这个过程中，它喷射出一个新的缺氢星云。新喷出的气体的发射线在1998年（He I 1083 nm）和2001年（光学）首次被发现。从那时起，我们就监测了光学发射光谱。从2001年到2007年，光谱显示通量呈指数下降，与1998年左右发生的一次冲击一致，并在那之后不久开始冷却。在本文中，我们表明，自2008年以来，线通量一直在继续上升。我们的初步解释是，这种辐射来自靠近中心恒星的区域，并受到第二次冲击的激发。这种冲击可能是由恒星质量损失的增加和恒星温度上升引起的风速。
2014-10-03 astro-ph.SR
The Galactic R Coronae Borealis Stars and the Final He-shell Flash Object V4334 Sgr (Sakurai's Object): A Comparison
利用我们的详细谱线表和Uppsala模型大气合成C2 Swan带（0，1），（0，0）和（1，0），分析了缺氢星、北冕R星和缺氢碳星的高分辨光谱，确定了它们的C丰度和12 C/13 C比值，这是研究这些恒星形成过程的潜在线索.在8.5（C/He = 0.1%）~ 10.5（C/He = 10%）范围内，不同碳丰度模型的C2带碳丰度值基本相同。根据Asplund等人的报告，在相同的C/He间隔内，从C I线得出的碳丰度比模型大气中采用的碳丰度低4倍：“碳问题”。原则上，从C2天鹅带获得的碳丰度和模型大气中采用的碳丰度可以等同于特定的C/He选择，不同的恒星（不像C I线）。然后，消除了C2带的碳问题。然而，这样的C/He比一般都小于极端氦星的C/He比，极端氦星是RCB和HdC星的天然亲戚。推导出的碳丰度和12 C/13 C比值的光的双简并（DD）和最终闪光（FF）的情况下进行了讨论。导出FF产物Sakurai's Object的碳丰度和12 C/13 C比。樱井号天体的碳丰度比RCB恒星VZ Sgr高10倍。平均而言，樱井天体的碳丰度比RCB恒星高出10到100倍。Sakurai's Object中的12 C/13 C比率为3.4，平衡值，与FF产品的预期一致。
2012-11-27 astro-ph.SR
On the binarity of the classical Cepheid X Sgr from interferometric observations
光学红外线干涉测量法可以提供造父变星半径的直接几何测量和/或揭示这些恒星的未知双星伴星。这些信息对于正确标定周期-光度关系和确定造父变星的双星比例是非常重要的。我们用VLTI/AMBER观测了造父变星X Sgr，以证实或反驳假设的双星伴星的存在，并直接测量平均恒星半径，可能检测其沿脉动周期的变化。根据MR模式下的AMBER观测结果，我们对闭合相位进行了二元模型拟合，并对可见度进行了边缘变暗模型拟合。我们的分析表明，在10.7质量和5.6 magK的分离比主星微弱，其流量和位置急剧约束的数据的点状同伴的存在。没有检测到半径脉动，而平均边缘变暗的直径结果是1.48+/-0.08质量，对应于53+/-3 R_sun在333.3 pc的距离。
2012-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic survey of faint planetary-nebula nuclei. VII. Thirty new hydrogen-deficient central stars
Eberhard Karls Universität（埃伯哈德·卡尔斯大学）；Penn State University（宾夕法尼亚州立大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
本文通过光谱调查发现30个新的氢缺乏中心星，其中21个属于PG1159型，提高了该类星云中心星数量，同时发现6个O(He)型和3个热氦丰富白矮星，为行星状星云研究提供了新数据。
2026-04-20 astro-ph.SR
The VELOCE modulation zoo II. Humps and splitting patterns in spectral lines of classical Cepheids
本研究针对经典造父变星中罕见的光谱线分裂现象，通过分析VELOCE项目的高信噪比CCF时间序列，确认并研究了射手座X和南十字座BG的线分裂，在其他6颗造父变星中发现类似驼峰，提出非径向模式为最可能成因。
2024-11-26 astro-ph.SR
The Origin and Pulsations of Extreme Helium Stars
恒星在其内部消耗氢，但一般来说，它们的表面在其一生中继续含有约70%的氢（按质量计）。尽管如此，许多类型的恒星都可以找到缺氢表面，在某些情况下，只有1/10000的氢原子。在这些恒星中，发光的B型和A型极端氦星是非常罕见的;在银河系的一个非常大的体积内，只有大约15颗已知。从表面成分的证据表明，连接到较冷的R CrB变量和一些较热的富氦亚矮星O。目前的争论倾向于起源于两颗白矮星的合并;因此也有与AM CVn变星和Ia型超新星的联系。许多极端氦星的脉动提供了一个观察其内部的合适窗口。这些脉动具有不寻常的性质，有些是“奇怪”的模式，而另一些则是由Z凸不透明驱动的。它们有可能提供与距离无关的质量，并提供脉动物理学的独特视角。我们回顾了这些恒星的演化起源和脉动，并介绍了最近的进展和持续的挑战。
2013-11-07 astro-ph.SR
The VELOCE modulation zoo III. Detecting additional pulsation modes in optical spectra of classical Cepheids using semi-partial distance correlation periodograms
本研究利用半偏距离相关周期图分析VELOCE项目四颗经典造父变星的光谱数据，检测额外脉动信号，并验证该方法在揭示新信号和星震学研究中的潜力。
2025-05-13 astro-ph.SR
A Remarkable Oxygen-rich Asymptotic Giant Branch Variable in the Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
我们的报告和讨论JHKs测光的Sgr dIG，一个非常缺乏金属的星系在本星系群，获得了超过3.5年的红外测量设施在南非。确定了三个大振幅渐近巨分支变量。其中一颗是富氧恒星，脉动周期为950天，直到最近还在进行热的底部燃烧，Mbol~-6.7。在Sgr dIG中发现这样的变量是令人惊讶的，因为它们在其他矮不规则星中很罕见。尽管它的周期很长，但相对来说，这颗恒星是蓝色的，而且在所有波长都短于4.5微米的情况下，它比根据描述热底燃烧恒星的周期光度关系所预期的要暗。与模型的比较表明，它的主序星质量Mi约为太阳的5倍，现在它已接近AGB演化的尾声。另外两个周期变星是碳星，周期分别为670和503天（Mbol~-5.7和-5.3）。它们与在缺金属本星系群AGB上发现的其他类似恒星非常相似，与模型的比较表明Mi~3倍于太阳。我们比较了Sgr dIG与NGC 6822和IC 1613中AGB变星的数量，并认为这些差异可能是由于Sgr dIG的高比星形成率和低金属丰度。
2017-08-31 astro-ph.GA 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
High-latitude supergiant V5112 Sgr: enrichment of the envelope with heavy s-process metals
在1996-2012年，用6米望远镜BTA对后AGB超巨星V5112 Sgr进行了高分辨率（R=60000）阶梯光栅光谱学研究，揭示了恒星光谱的特殊性，并允许详细研究恒星大气和包层中速度场的变化。第一次检测到具有低激发势的强吸收线的不对称性和分裂。这种效应在其轮廓被分成三个分量的Ball线中最大。剖面形状和分割线的位置随时间而变化。分裂吸收线的蓝色成分被证明是在一个结构化的拱星包层中形成的，这表明在这颗恒星进入包层之前的演化过程中产生的重金属被有效地挖掘出来。包线膨胀速度估计为20和30 km/s。V5112 Sgr光谱中弥散带的平均径向速度与NaI D线的短波长壳层分量的平均径向速度一致，从而得出它们形成于拱星包层的结论。基于对称吸收线的径向速度Vr组的分析证实了恒星大气中存在振幅为8 km/s的脉动。
2013-10-03 astro-ph.SR
Pulsating H-deficient WDs and pre-WDs observed with TESS: V. Discovery of two new DBV pulsators, WD J152738.4-450207.4 and WD 1708-871, and asteroseismology of the already known DBV stars PG 1351+489, EC 20058-5234, and EC 04207-4748
{ \sl TESS}空间任务最近证明了它在发现新的脉动白矮星和前白矮星，以及在已知的白矮星脉动星中高精度探测周期性方面的巨大潜力。我们报告发现了两个新的脉动富氦大气白矮星（DBV），并提出了一个详细的星震学分析的三个已知的DBV星采用的观测收集的{ \sl TESS}任务以及地面数据。我们从这些DBV星的{ \sl TESS}光变曲线中提取频率，使用标准的预白化程序来导出潜在的脉动频率。我们发现的所有振荡频率都与周期从$\sim 190$ s到$\sim 936$ s的$g$模脉动有关。我们发现一些目标，包括两个新的DBV的频率三元组旋转的提示。对于三个目标，我们发现恒定的周期间距，这使我们能够推断他们的恒星质量和约束的谐波度$\ell$的模式。我们还进行了周期到周期的拟合分析，发现了三个目标的星震模型，恒星质量与光谱质量基本一致。获得地震学模型使我们能够估计地震学距离，并将其与{ \it Gaia}测量的精确天体测量距离进行比较。我们发现三颗恒星（PG~1351+489，EC~20058 $-$ 5234，和EC~04207 $-$ 4748）的地震距离和天体测量距离之间有很好的一致性，尽管对于另外两颗恒星（WD~J152738.4 $-$ 50207和WD~1708 $-$ 871），差异很大。来自{ \sl TESS}任务的高质量数据继续提供重要线索，通过星震学工具确定脉动…
2022-10-11 astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements
脉动恒星的距离通常使用脉动松弛（PoP）方法来估计，该方法结合了光谱径向速度测量和角直径估计来推导恒星的距离。这种方法的一个重要应用是确定造父变星的距离，鉴于其距离尺度的校准。然而，在PoP方法中，径向速度到脉动速度的转换依赖于校准不良的参数，投影因子（p因子）。我们的目标是凭经验测量的P-因子的值的均匀样本的九个银河造父变星的三角函数的测量与哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的PoP方法，结合测光，干涉，径向速度测量的脉动的全球建模。我们获得了新的干涉角直径使用PIONIER仪器在甚大望远镜干涉仪，完成了从文献中的数据。使用已知的距离作为输入，我们推导出的p-因子的值，并研究其与脉动周期的依赖关系。我们发现以下P因子：1.20 $\pm$ 0.12，用于RT Aur，1.48 $\pm$ 0.18（T Vul），1.14 $\pm$ 0.10（FF Aql），1.31 $\pm$ 0.19（Y Sgr），1.39 $\pm$ 0.09（X Sgr），1.35 $\pm$ 0.13（对于W Sgr），1.36 $\pm$ 0.08对于$β$ Dor，1.41 $\pm$ 0.10用于$ζ$ Gem，1.23 $\pm$ 0.12用于$\ell$ Car。这些值始终接近p = 1.324 $\pm$ 0.024。我们观察到这个平均值周围的一些分散，…
2016-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Are the double-mode bulge RR Lyrae stars with identical period-ratios the relic of a disrupted stellar system?
本文给出了15颗双模核球型天琴座RR（RR 01）星的径向速度，其中6颗属于脉动空间中的紧凑型RR 01星群，其一阶泛频周期与基模周期之比为P_{fo} / P_{f} ~0.74，P_{f} ~0.44。有人认为，这些脉动聚集的RR 01恒星是一个破裂的矮星系或星团的遗迹，因为它们在空间上也是连贯的，在一个垂直的带穿过凸起。然而，这里呈现的恒星的径向速度，以及来自盖亚DR 2的自行，显示了脉动团中隆起RR 01恒星的径向速度，自行和距离的大范围，远大于人马座矮星系（Sgr）中的RR 01恒星。因此，与属于Sgr的RRL星以及在凸起球状星团NGC~6441中和周围的RRL星的运动学相比，脉动聚集的RR 01星没有明显的运动学特征。如果脉动聚集的RR 01恒星过去属于同一个系统并被吸积，那么它们在银河系内部的吸积不是最近的，因为这组恒星的运动学特征已经丢失（即，这些恒星现在在银河系内部混合得很好）。我们表明，这些恒星的明显的空间相干性可能是由小的数字统计。银河系内RR 01星的轨道表明它们被限制在银河系的最内侧~4~kpc。
2019-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of the Cepheids X Puppis and XX Sagittarii
本文分析了两颗明亮的造父变星船尾座X和人马座XX的光度和光谱数据。根据文献中的数据以及自己75年的观测，我们得出结论，这两个造父变星都属于光谱双星系统。然而，这些数据不足以确定轨道周期或轨道的其他要素。这一发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。测光结果表明，X Pup的脉动周期持续增加，Δ P=0.007559 d/century，可能是由恒星演化引起的。XX Sgr的脉动周期在过去的100年里是非常稳定的。
2012-10-18 astro-ph.SR
On the nature of VX Sagitarii: Is it a TZO, a RSG or a high-mass AGB star?
目标。我们提出了一个光谱分析的基础上，结合AAVSO光变曲线数据的高分辨率观测的非常明亮的红色恒星VX Sgr。鉴于VX Sgr令人困惑的特点，我们探讨了三种情况下，它的性质：一个巨大的红超巨星（RSG）或超巨星（RHG），索恩Zytkow对象（TZO），和极端的渐近巨星分支（AGB）的明星。方法.采样一个以上的整个周期的光度变化，我们得出恒星大气参数使用国家的最先进的PHOENIX大气模型。我们将它们与光学和近红外光谱类型进行比较。我们报告的一些关键功能，由于中性元素原子物种，如Li I，Ca I和Rb I。结果我们提供了新的见解，其亮度，演化阶段以及脉动周期。基于所有的数据，有两个强有力的理由相信VX Sgr是某种极端的AGB星。首先，它在活跃阶段的类似Mira的行为。VX Sgr显示光的变化，其幅度比任何已知的RSG都大得多，并且明显大于所有的RHG。此外，它显示巴耳末线发射，并在这里显示的第一次，线加倍的金属光谱在最大的光，这两个特点典型的Miras。其次，与任何已知的RSG或RHG不同，VX Sgr显示强Rb I线。除了有时可以看到的光球线，它总是显示拱星组件的膨胀速度是兼容的包层中的OH脉泽，证明了一个连续的丰富的外层大气与s-过程元素，一个行为，只能解释为第三疏浚在热脉冲阶段。
2020-11-18 astro-ph.SR
Pulsating hydrogen-deficient white dwarfs and pre-white dwarfs observed with TESS: I. Asteroseismology of the GW Vir stars RX J2117+3412, HS 2324+3944, NGC 6905, NGC 1501, NGC 2371, and K 1-16
在本文中，我们提出了一个详细的星震学分析的6 GW Vir星，包括观测收集的TESS任务。我们处理和分析了RX J2117+3412，HS 2324+3944，NGC 6905，NGC 1501，NGC 2371和K 1-16的TESS观测。我们对这些恒星进行了详细的星震学分析的基础上PG 1159进化模型，考虑到祖星的完整演化。总的来说，我们使用标准的预白化程序从TESS光变曲线中提取了58个周期，以获得潜在的脉动频率。我们发现的所有振荡频率都与周期从$\sim 817$ s到$\sim 2682$ s的g模脉动有关。我们发现恒定的周期间距，但一颗恒星，这使我们能够推断他们的恒星质量和约束谐波度$\ell$的模式。我们对六颗分析的恒星中的五颗进行了周期拟合分析。对于四颗恒星，我们能够找到一个星震学模型，其质量与从周期间隔推断的恒星质量值一致，并且通常与光谱质量相容。我们估计了地震学距离，并将其与GAIA测量的精确天体测量距离进行了比较。最后，我们发现K1 -16的周期谱在频率和振幅上都有很大的变化。TESS空间飞行任务收集的高质量数据，与地面观测同时考虑，能够为GW Vir星的星震学提供非常宝贵的投入，类似于其他类别的脉动白矮星的情况。TESS任务与未来的空间任务和即将进行的调查相结合，将在白矮星星震学方面取得令人印象深刻的进展。
2020-11-06 astro-ph.SR hep-ph
beta Cas: the first delta Scuti star with a dynamo magnetic field
F型恒星的特徴是有几种物理过程，例如不同的脉动机制、自转、对流、扩散和磁场。快速旋转的盾牌座β星可以被认为是研究这些效应相互作用的基准星。我们研究了β Cas的脉动和磁场性质。我们还确定了恒星的表观基本参数和化学丰度。基于从三个不同的空间任务（BRITE星座，SMEI，和TESS）获得的测光时间序列，我们进行了频率分析，并调查了四年的观测脉动振幅的稳定性。我们调查的存在下的磁场和它的属性使用光谱偏振观测Narval仪器通过应用最小二乘反卷积和塞曼多普勒成像技术。β Cas仅显示三个独立的p模式频率，低至几ppm水平;其最高振幅频率被认为是$n=3$、$\ell = 2$、$m=0$模式。它的磁场结构相当复杂，几乎可以肯定是由发电机产生的。β Cas的大气中铁峰值元素略有不足，而C、O和更重的元素则略有过剩。对于盾牌座δ星，我们只能探测到三种脉动模式，而对于Cas β星，这种模式的噪声水平非常低。这颗恒星也是迄今为止已知的少数几颗显示出可测量磁场的盾牌座δ恒星之一，也是第一颗具有发电机磁场的盾牌座δ恒星。这些特点使β Cas成为未来研究F型恒星薄对流包络中发电机过程、化石场和发电机场之间的过渡区以及脉动和磁场之间相互作用的有趣目标。
2020-09-10 astro-ph.SR
VLTI observations of the dust geometry around R Coronae Borealis stars
我们正在研究被称为北冕座R（RCB）恒星的缺氢超巨星周围尘埃的形成和演化。我们的目标是确定这些恒星可能的合并过去与它们目前的尘埃生产活动之间的联系。我们进行了高角分辨率的干涉观测的三个RCB星，即RY Sgr，V CrA，和V854岑与中红外干涉仪，VLTI上，使用两个望远镜对。基线从30米到60米不等，使我们能够在非常小的空间尺度（~ 50质量或400恒星半径）上探测尘埃环境。用几何模型和一维辐射转移程序解释了RCB星尘环境的观测结果。从我们的分析中，我们发现，不对称的拱星材料是明显的RY Sgr，也可能存在于V CrA，是可能的V854 Cen。总的来说，我们发现我们的观测结果与RCB恒星周围随机喷射的尘埃团形成一致，因此随着时间的推移，它们会形成一个球对称的尘埃分布。然而，我们的结论是，确定是否有一个优选的尘埃喷射平面必须等到一个时间序列的观察。
2011-02-21 astro-ph.SR
The Asteroseismological Richness of RCB and dLHdC Stars
本文通过恒星建模和脉动计算，研究RCB星和dLHdC星中观测到的半规则脉动，发现其与富氢巨星中的太阳类振荡起源相似，并识别出可能的p模和g模特征。
2023-11-16 astro-ph.SR
Pulsating hydrogen-deficient white dwarfs and pre-white dwarfs observed with {\it TESS}: III. Asteroseismology of the DBV star GD 358
空间望远镜收集高质量光度数据正在使白矮星星震学领域发生革命性变化。在不同种类的脉动白矮星中，有一些拥有富含He的大气层，它们被称为DBV或V777 Her变星。这些脉动白矮星的原型GD~358是本文的重点。我们报告了一个全面的星震学分析的DBV星GD~358（TIC~219074038）的基础上新的高精度测光数据收集的{PDMATHAMM TESS}空间任务结合从地球上获取的数据。总的来说，我们使用标准的预白化从该DBV星的{ \it TESS}光变曲线检测到26个周期。振荡频率与非径向$g$（重力）模式脉动周期从$\sim 422$ s到$\sim 1087$ s。此外，我们还检测到$\sim 543$和$\sim 295$之间的8种组合频率。我们将这些数据与大量的地面观测相结合。我们发现$39.25\pm0.17$ s的周期间隔是恒定的，这有助于我们推断它的质量（$M_{\star}= 0.588\pm0.024 M_{\sun}$）和约束模式的谐波度$\ell$。我们对GD~358进行了周期拟合分析，成功地找到了一个恒星质量（$M_{\star}= 0.584^{+0.025}_{-0.019} M_{\sun}$）与光谱质量（$M_{\star}= 0.560\pm0.028 M_{\sun}$）一致的星震模型。我们发现，频率分裂的变化根据径向顺序的模式，这表明差分旋转。获…
2021-11-30 astro-ph.SR
Cool carbon stars in the halo and in dwarf galaxies: Halpha, colours, and variabiity
远离银道面的冷碳（C）星可能是由小星系的碎片组成的，如人马座矮球状星系（Sgr），它们被银河系的引力场破坏。我们的目标是通过光谱学，2 MASS光度颜色和可变性数据更好地了解这一人群。在可能的情况下，我们比较了晕的结果，在天炉座矮球状星系，Sgr，和太阳附近的C星人口。本文首先介绍了在晕和天炉座中发现的几颗C星。晕C星的光谱数量现在是125。百分之四十的放射出了阿尔法。晕C星在JHK图中的狭窄位置不同于上述星系中类似的C星。利用Catalina光变数据库和LINEAR光变数据库计算了66颗晕C星的脉动周期。用TAROT望远镜获得了一些补充周期。我们证实，晕的周期分布非常类似于天炉座，我们发现，它是非常不同的太阳附近的C星。在晕中Mira/SRa短周期变星的比例比Sgr大，但对该矮星系中C星的观测还不完全，需要继续研究它们的变率，以探讨Sgr与冷晕C星之间的联系。
2013-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsating hydrogen-deficient white dwarfs and pre-white dwarfs observed with TESS VI. Asteroseismology of the GW Vir-type central star of the Planetary Nebula NGC 246
基于TESS测光数据，对行星状星云NGC 246中心星进行星震学分析，提取17个g模式脉动周期并发现12.9秒的恒定周期间距，结合演化模型限制恒星质量，发现其质量取决于脉动模式，可能为高质量或中等质量。
2024-02-26 astro-ph.SR
SALT revisits DY Cen: a rapidly-evolving strontium-rich single helium star
贫氢星DY Cen被认为是一颗R CrB型变星，一颗极端氦星（有一些氢），是一颗单线光谱联星。在上个世纪，它与视觉亮度和颜色的急剧变化有关，对应于有效温度（$T_{\mathrm eff}$）的变化约为20，000 K。为了更精确地表征双星轨道和$T_{\mathrm eff}$的变化，用SALT获得了新的高分辨率光谱。先前的轨道周期没有得到确认;先前的测量可能被脉动的存在所混淆。包括早期（1987年，2002年和2010年）的数据，所有四个时期的自洽光谱分析表明，1987年至2015年期间，$T_{\mathrm eff}$从18，800 K增加到24，400 K。线剖面表明，表面旋转在相同的时间间隔内增加了两倍。这与$T_{\mathrm eff}$的变化和总体收缩相当。如果收缩继续，旋转将超过临界值。1987年的光谱显示了s过程元素锶丰度非常高的证据。非常快速的演化，不可忽略的表面氢和高表面锶指向一个非常晚的热脉冲的历史。在接下来的30年里，观测应该寻找一个减少的脉动周期，重新激活的R CrB型活动，因为恒星试图摆脱角动量和增加照明的发射线从星云物质喷射在过去。
2020-02-10 astro-ph.SR
Asteroseismology of the Kepler V777 Her variable white dwarf with fully evolutionary models
DBV恒星是脉动的白矮星，大气中富含He。DBV星的星震学可以为缺氢白矮星的起源、结构和演化提供有价值的线索，并可能为研究中微子和轴子物理提供可能。最近，在\emph{Kepler}航天器的视场中发现了一颗新的DBV星，KIC 8626021。预计今后几年对这颗恒星的进一步监测将使天文学家能够确定其详细的星震剖面。我们进行了星震学分析KIC 8626021的基础上充分进化DB白矮星模型。我们采用了一套完整的进化DB白矮星结构，涵盖了广泛的有效温度和恒星质量。它们是在对祖星演化历史进行完整处理的基础上获得的。我们计算g-模式绝热脉动周期为这组模型，并将它们与KIC 8626021所表现出的脉动特性进行比较。根据恒星的平均周期间隔，我们发现恒星的质量应该比光谱学显示的要大得多。从周期到周期的拟合，我们发现了一个小行星地震模型，其特征是有效温度远高于光谱估计。与其他作者最近对这颗恒星的星震学分析一致，我们得出结论，KIC 8626021位于DBV不稳定带的蓝色边缘附近，与光谱预测相反。我们还得出结论，KIC 8626021的质量应该比想象的要大得多。
2012-03-16 astro-ph.SR
Orbital Periods for Three Recurrent Novae
我报告的发现轨道周期的三个经常性的新星在我们的银河系。根据2004-2008年的SMARTS测光，V745 Sco的轨道周期为510+-20天，具有椭球调制。V3890 Sgr的轨道周期为519.7+-0.3天，具有椭球调制和浅食，主要基于1995-2008年的SMARTS和AAVSO测光，但也可以追溯到1899年的档案板。此外，在红色区域还可以看到振幅为0.2等、周期为103.8 ± 0.4天的正弦调制，这是由巨大伴星的普通脉动引起的。V394 CrA的轨道周期等于其主测光周期的两倍（P_orb=1.515682+-0.000008天），基于1989-2008年的测光。我使用所有可用的信息（包括UBVRIJHK光谱能量分布）来获得与红巨星同伴的四个RNe的距离，T CrB为800+-140 pc，RS Oph为4300+-700 pc，V745 Sco为7300+-1200 pc，V3890 Sgr为6000+-1000 pc。此外，根据许多可靠的测量，RS Oph系统中的红巨星的质量损失率接近3.7 × 10 ^-8 M_sun/yr，这太弱了（100，000倍），无法以已知的3.9 × 10 ^-6 M_sun/yr的速度为白矮星提供质量。因此，让物质足够快地到达白矮星的唯一方法是通过洛希瓣溢出，这确信地表明，到RS Oph的距离>~3000 pc。
2009-03-07 astro-ph.SR
Asteroseismology of white dwarfs in the 2040s
2040年代，通过结合高精度空间光度计与地面光谱学观测，将提高白矮星脉动观测的数量和质量，以解决白矮星质量测定和内部结构理解的挑战。
2025-12-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
NSV 11154 Is a New R Coronae Borealis Star
NSV 11154是罕见的缺氢型北冕座R星（RCB）的新成员。使用新的测光方法，以及哈佛档案馆的档案板，我们已经构建了NSV 11154从1896年到现在的历史光变曲线。光变曲线显示了RCB星的特征，即突然的、深度的、不规则间隔的下降。可见光谱是典型的冷（Teff < 5000 K）RCB星，没有氢线，强的C2天鹅带，也没有13 C的证据。此外，这颗恒星还表现出典型的RCB星的小脉动，以及由于温度约为800 K的星周尘埃而产生的红外过量。NSV 11154的距离估计约为14.5千秒差距。RCB恒星在银河系中非常罕见，因此每一颗额外的恒星对于人口研究都很重要，可以更好地了解这些神秘恒星的起源。在已知的RCB恒星样本中，NSV 11154是不寻常的，因为它位于银道面（5 kpc）之上，远离银道中心，这表明它的母星既不是厚盘也不是凸起。
2011-08-23 astro-ph.SR
The field high-amplitude SX Phe variable BL Cam: results from a multisite photometric campaign. II. Evidence of a binary - possibly triple - system
星族I（$δ$ Sct星）和星族II（SX Phe变星）的短周期高振幅脉动星存在于经典（造父变星）不稳定带的下部。它们中的大多数具有非常简单的脉动行为，只有一个或两个径向模式被激发。然而，BL Cam是其中一个独特的对象，是一个极端的金属缺乏场高振幅SX Phe变量，具有大量的频率。根据频率分析，以前给出了脉动解释。目的标题（强制性）我们试图解释在以前的观测-计算（O-C）短期分析中没有考虑的残差的长期行为。方法标题（强制性）O-C时间的调查已经进行，使用的数据集的基础上，以前公布的时间的光最大值，大大丰富了那些在密集的多站点测光活动的BL凸轮持续几个月。结果标题（必填）除了BL Cam主脉动周期的正（161 $\pm$ 3）x 10 $^{-9}$ yr $^{-1}$长期相对增加外，我们还在O-C数据中检测到短期（144.2 d）和长期（$\sim$ 3400 d）变化，这两种变化都与恒星演化的情况不一致。结论标题（强制性）O-C短期变化被解释为光旅行时间效应，表明有一个大质量恒星成分（0.46至1 M $_{\sun}$），其轨道周期短（144.2 d），距离主星0.7 AU。还需要更多的观测来证实长期的O-C变化：如果它们也是由光的旅行时间效应引起的，那么它们可以用第三个分量来解释，在这种情况下，可能是一颗棕矮星（$\geq$ 0.03 \ M $_{\sun}$），在距离…
2010-04-16 astro-ph.SR
Four 'Peculiar' RRd Stars Observed by K2
在美国宇航局K2任务期间，开普勒太空望远镜观测到的3000多颗天琴座RR型恒星中，发现了4颗同时脉动的恒星，其主周期为$P_D$ $\in$（0.28，0.39）d，{ \it附加}周期为$P_A$ $\in$（0.20，0.27）d。这四颗恒星都位于银河隆起的方向，其周期比$P_A$ / $P_D$明显小于大多数双模天琴座RR型（RRd）恒星：$P_A$ / $P_D$ $\in$（0.694，0.710）vs. $P_1$ / $P_0$ $\in$（0.726，0.748）。其中三颗恒星是暗淡的（$<$ $V$ $>$ =18- 20等）和遥远的，是Prudil等人（2017）发现的“奇特”RRd（pRRd）恒星之一;第四颗恒星EPIC 216764000（=V1125 Sgr）是一颗新发现的pRRd恒星，比其他三颗恒星亮几个星等。本文详细分析了高精度长踏频K2测光，并将其用于研究周期间的光变。脉动的pRRd星的特点进行了比较与那些“经典”和“异常”的RRd（cRRd，aRRd）的明星。Prudil等人的结论，即pRRd星形成一个独立的双模式双折射星群，而不仅仅是非常短周期的cRRd星，得到了证实。V1127 Aql和AH Cam被认为是pRRd星的其他可能成员。
2021-07-03 astro-ph.SR
V532 Oph is a New R Coronae Borealis Star
根据新的光度和光谱数据，发现V532 Oph是罕见的缺氢北冕座R星（RCB）的成员。V532 Oph的光变曲线显示了RCB星特有的突然、深度、不规则间隔的下降。它的光谱是典型的温暖（T（eff）~7000 K）RCB星，显示出微弱或不存在氢线，C2天鹅带，没有证据表明13 C。此外，这颗恒星还表现出典型的RCB恒星的小脉动和由于环恒星尘埃而产生的红外过量。它似乎也被前景尘埃显着变红。距离V532 Oph的距离估计为5.5-8.7 kpc。这些新的数据表明，这颗恒星在变星总表中被错误地归类为食双星。V532 Oph的新数据揭示了高质量，高节奏的全天空测光调查的力量，如ASAS-3，仅根据光变曲线数据识别新的RCB候选者，现在他们已经收集了足够长的数据来揭示多次下降。尽管RCB星的数量不多，但它们在理解恒星演化的后期阶段可能具有重要意义。特别是，他们测量的同位素丰度意味着许多（如果不是大多数）RCB恒星是由WD合并产生的，这可能是产生Ia型超新星的更大质量合并的低质量对应物。因此，在银河系中建立RCB星的种群将有助于限制这些WD合并的频率。
2009-04-03 astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters From Their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. III. M55 and NGC 6362
M55（NGC 6809）和NGC 6362是为数不多的球状星团，它们的质量和半径已经被高精度地推导出来。它们还包含RR Lyrics变量，连同其不可变的水平分支（HB）人口，提供严格的限制集群reddenings和距离模量，通过适合恒星模型，其脉动和演化特性。可靠的（m-M）_V估计可得到精度相当的双星M_V和M_bol值，因为适用于它们的V波段辐射热改正对有效温度（T_eff）和[Fe/H]的依赖性很弱。由二元质量-M_V关系导出的化学丰度与光谱测定结果无关。双星的温度，这是直接从它们的光度和测量的半径计算，完全排除了低T_eff标度，已被确定为缺乏金属的恒星在最近的光谱和干涉研究。如果[α/Fe] = 0.4和[O/Fe] = 0.5 +/- 0.1，我们发现M55的（m-M）_V = 13.95 +/- 0.05，[Fe/H] = -1.85 +/- 0.1，年龄为12.9 +/- 0.8 Gyr，而NGC 6362的（m-M）_V = 14.56 +/- 0.05，[Fe/H] = -0.90 +/- 0.1，年龄为12.4 +/- 0.8 Gyr。NGC 6362的HB显示了多个恒星星族的明确证据。简要讨论了来自天琴座RR标准烛光和来自本地次矮星（带有盖亚DR 2视差）的约束。
2018-06-07 astro-ph.SR
