Cepheids in Eclipsing Binaries. What and How We Can Learn About Them
具有脉动成分的双星系统为精确测量脉动恒星的最重要参数、研究它们的演化和检验脉动理论提供了独特的可能性。我将展示我们可以从分析这类系统中了解到什么，以及我们如何去做，并将特别注意质量、半径、p因子和距离的确定。虽然该方法的核心是基于双线食分光双星的观测，但借助于脉动理论，也可以测量单线食分光双星的绝对参数。
2018-05-22 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
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
The Secret Lives of Cepheids: $δ$ Cep -- the Prototype of a New Class of Pulsating X-ray Variable Stars
从我们的造父变星的秘密生活计划，原型经典造父变星，$δ$ Cep，被发现是一个X射线源与周期性的脉冲调制X射线的变化。这一发现补充了我们先前报道的相位相关FUV--恒星的UV辐射，在$\sim0.90-0.95ϕ$处，就在最大亮度之前，增加了$\sim$ 10- 20倍的最高通量。之前，使用XMM-牛顿观察发现$δ$ Cep具有潜在的X射线变量（Engle等人，2014）。在X射线发射峰附近使用Chandra获得了额外的相位约束数据，以确定发射和变异性是否是$δ$ Cep的脉冲相位特异性，而不是瞬态的，或者是由于可能的冠状动脉活性、冷伴发。钱德拉的数据与之前的XMM-牛顿观测相结合，非常接近之前观察到的X射线行为。根据组合数据集，测量到X射线通量的$\sim$ 4 $\times$增加，在0.45 $ϕ$附近达到峰值$L_X$ = 1.7 $\times$ 10 $^{29}$ erg s $^{-1}$。精确的X射线通量与恒星脉动的相位表明，发射来自造父变星，而不是伴星。然而，令人困惑的是，最大X射线通量发生在$\sim$ 0.5 $\sim$（$\sim$ 3天）后FUV-UV最大值。有几种其他潜在的Cepheid X射线检测具有与$δ$ Cep相似的特性，并且其他两种Cepheid（$β$ Dor和V473 Lyr）具有相当的X射线可变性。讨论了$δ$ Cep和其它造父变星的…
2017-02-21 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
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
An attempt of seismic modelling of Beta Cephei stars in NGC 6910
我们根据2013年在Bialkow（光度学）和Apache Point（光谱学）天文台进行的同时光度和光谱观测，提出了NGC 6910中Beta Cephei型恒星地震建模的初步结果。
2015-01-26 astro-ph.SR
uvby-beta photoelectric photometry of Cepheid stars
本文给出了41颗造父变星的时间序列紫外-β测光。简要讨论了所提供的数据和以前的光度数据之间的比较。
2010-07-02 astro-ph.SR
Period Changes and Evolution in Pulsating Variable Stars
我们回顾了对脉动变星变化周期的观测可用于检测和直接测量其演化的方法。我们简要地描述了两个主要的分析技术-（O-C）分析和小波分析-和脉动变星类型，这是合理的周期性的结果：I型和II造父变星，RR天琴座星，β造父变星，和Mira星。我们对盾牌座δ星和脉动白矮星作简要的评论。对于其中一些变星类型，观测结果与演化模型的预测大致一致，但仍然存在重大的分歧，这对未来的恒星演化模型提出了挑战。例如，可能需要包括旋转、质量损失和磁场等过程。也可能有一些非进化的过程导致了周期的变化。
2016-11-09 astro-ph.SR
Mode selection in pulsating stars
在这篇综述中，我们集中在脉动星的非线性现象，模式选择和振幅限制。在许多线性激发模式中，只有一小部分在脉动恒星中被探测到。它们中的哪一个和为什么（模式选择的问题）以及振幅（振幅限制的问题）本质上是非线性的，仍然是未解决的问题。研究这些问题的工具进行了简要的讨论，并提出了我们的理解模式选择和振幅限制在选定的组自激振荡器。重点放在经典的变星（造父变星和天琴座RR型变星）和主要的序列变量（盾牌座δ和造父座β型变星）。最后对今后的研究方向进行了展望。
2013-09-23 astro-ph.SR
A study of the stellar photosphere-hydrogen ionisation front interaction in pulsating variables using period-color relations
周期色关系可以用来研究恒星光球层与氢电离锋的相互作用。天琴座RR型变星（RRL）和长周期经典造父变星（P > 10 d）在最大和最小光照下表现出不同的PC行为，这可以用基于它们在HR图上的位置的HIF-光球相互作用来解释。在这项工作中，我们将研究扩展到包括II型造父变星（T2 Cs），目的是在广泛的变星类型中测试HIF-光球相互作用理论。我们发现W Vir星和BL Her星分别与长周期和短周期经典造父变星具有相似的PC关系。我们还使用MESA计算RRL，BL Her和经典的造父变星模型，研究理论的HIF-光球距离，发现结果是相当一致的HIF-光球相互作用理论。
2020-10-13 astro-ph.SR
Photometric study of two beta Cephei pulsators in eclipsing systems
我们提出了一个年轻的南疏散星团股票14测光研究的结果。已知这个星团包含两个食星系统，HD 101794和HD 101838。我们确认的变化，由于脉动和日食在这两个目标，并宣布在观测领域的其他变星的发现。
2010-10-05 astro-ph.SR
The strong magnetic field of the large-amplitude beta Cephei pulsator V1449 Aql
只有极少数的仙王座β星的磁场的行为在旋转周期进行了研究。在过去的两年中，我们已经获得了多历元偏振光谱的β仙王座恒星V1449 Aql与SOFIN在北欧光学望远镜搜索的旋转周期和约束的几何形状的磁场。平均纵向磁场测量在13个不同的时期。新的测量，连同以前的FORS 1测量，已被用于频率分析和表征的磁场。V1449 Aql拥有迄今为止最强的纵向磁场，在仙王座β星中高达700 G。由此得到的周期图显示出三个主峰，最高峰位于f= 0.0720 d ^-1处，对应的周期为P= 13.893 d。磁场的几何形状可以用一个中心偶极子来描述，其极磁场强度B_d约为3 kG，磁轴与旋转轴的倾角β为76 ± 4 °。到目前为止，最强的纵向磁场是在仙王座β星V1449 Aql和xi ^1 CMa中探测到的，它们具有很大的径向速度振幅。它们的峰间振幅分别达到~ 90 km/s和~ 33 km/s。最后，我们简要地讨论了目前已知的八颗仙王座β星和候选仙王座β星在赫兹-罗素（H-R）图中的位置。
2011-07-05 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
The Onset of Chaos in Pulsating Variable Stars
脉动周期的随机变化发生在冷脉动米拉变星、A型、B型和C型半正则变星、金牛座RV变星和大多数经典造父变星中。造成这种波动的物理过程是不确定的，但据推测起源于这种恒星的包层对流的时间变化。这种波动在恒星的几个脉动周期中似乎是随机的，但在长期内主要由主脉动的规律性所支配。脉动恒星的随机性大小似乎与它们的尺寸直接相关，尽管不是以简单的方式。例如，M超巨星中的暗物质比短周期造父变星中的暗物质要大，但暗物质很常见，可以在许多类型的脉动恒星的目视观测中检测到。虽然混沌在80年前就在这些恒星中被发现了，但直到最近的研究才有可能检测到它在这组恒星中的普遍存在。
2011-02-21 astro-ph.SR
Observational Properties of 155 $β$ Cephei pulsating variable stars
利用TESS与Gaia数据识别并分析155颗BCEP恒星，给出周期、振幅、质量及不稳定区分布等观测性质，并更新其L-P关系。
2024-12-05 astro-ph.SR
Nonradial Oscillations in Classical Pulsating Stars. Predictions and Discoveries
经过一个简短的历史介绍和回顾恒星振荡理论的基本概念，我专注于我的评论中发现的RR天琴座恒星和造父变星的非径向模式激发的表现形式的二次周期的解释。
2015-12-11 astro-ph.SR
Beta Cephei stars from ASAS: a new look at hot pulsators
全天自动巡天（ASAS）的数据覆盖了北纬28度以南近70%的天空，最近发现了大约300颗比V~11.5等亮的造父β星。这意味着这种类型的已知恒星数量增加了近四倍，研究这些恒星的新可能性，包括统计工作。ASAS调查的同质性使我们能够研究它们在本地银河系中的分布。我们讨论这种分布的背景下，附近的旋臂的位置。此外，我们还展示了已知的仙王座β星的整个样本的脉动（周期，振幅）特性。还指出了从星震学的观点来看令人感兴趣的一些天体。
2009-12-07 astro-ph.SR
Application of Monte Carlo-based statistical significance determinations to the Beta Cephei stars V400 Car, V401 Car, V403 Car and V405 Car
我们使用Lomb-Scargle周期图分析和Monte Carlo显著性检验来检测仙王座β星V400 Car、V401 Car、V403 Car和V405 Car中高于3 σ水平的周期性。这些方法产生了六个以前未报道的周期性在预期的频率范围内的激发脉动：一个在V400车，三个在V401车，一个在V403车和一个在V405车。这六个频率中的一个显著高于4西格玛水平。我们为这四颗星中发现的所有周期提供了统计显着性。
2009-06-29 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
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
The Araucaria Project : the Baade-Wesselink projection factor of pulsating stars
在Baade-Wesselink方法中使用的投影因子决定了造父变星的距离，使得恒星物理学和宇宙学距离尺度之间建立了联系。现在基于几种方法提供该物理量的连贯画面。我们提出了最新的消息，预期的投影因子为不同类型的脉动恒星在赫兹-罗素图。
2013-09-19 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
Selected new results on pulsating variable stars
本文从观测角度综述了脉动变星研究的最新进展。在经典不稳定带中的扩散子的情况下，揭示了许多意想不到的现象。这些发现--还缺乏理论解释--使脉动恒星比以前更有价值的天体物理学对象。重点放在造父变星的所有种类和RR天琴座型变量，以及脉动变星之间的二元性。
2019-02-18 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
Pulsation among TESS A and B stars and the Maia variables
分类超过50000 TESS星在部门1-18导致766脉动主序星B的检测，以及超过5000 $δ$ Scuti，2300 $γ$ Doradus和114 roAp候选人。据发现，一个独特的组$β$造父星，定义为B星的频率大于2.5 d $^{-1}$和模型预测，不存在。相反，在整个B星范围内都能找到高频率，最终与$δ$ Scuti星合并。以高频率脉动的冷B星是Maia变星。结果表明，Maia变星不是快速旋转的$β$仙王座或SPB星。在发现$β$造父变星的区域，脉动星所占的比例较大，振幅也较高，并且有相当一部分是以单模低自转速率脉动的。没有明显的SPB不稳定区。在所有B星中发现了低频脉动的恒星。最多只有三分之一的B型恒星出现脉动。这些结果，以及一个事实，即大部分的A和B星显示旋转调制，表明有必要修订目前的想法，关于恒星的辐射信封。
2020-03-05 astro-ph.SR
The pulsating variable star population in DDO210
我们探测了孤立的本星系群矮星系DDO 210（宝瓶座）的脉动变星的内容，使用档案高级相机的调查/ $Hubble$ $Space$ $Telescope$成像在F475 W和F814 W通带。我们发现总共有32颗天琴座RR型星（24颗ab型，8颗c型）和75颗造父变星。计算出b型和c型天琴座RR型星的平均周期分别为$\langle$ P $_{\mathrm{ab}}\rangle = 0.609\pm0.011$和$\langle$ P $_{\mathrm{c}}\rangle = 0.359\pm0.025$日。基模天琴座RR型恒星的光变曲线特性给出了这个古老星群的平均金属丰度为$\langle$ [Fe/H] $\rangle$ = -1.63 $\pm$ 0.11 dex，这与最近的合成色星等图分析结果一致。我们发现这个星系是奥斯特霍夫中间，缺乏高振幅，短周期的ab型RR天琴座，与最近观察到的许多矮球状体和超微弱的矮星在本地集团的行为一致。我们发现距离模数$μ= 25.07\pm 0.12$确定的RR天琴座恒星，稍大，但同意最近的距离估计从红巨星分支尖端。我们还发现了一个相当大的人口造父变星在这个星系。我们提供的证据支持大多数，如果不是所有的这些恒星是短周期经典造父变星。假设所有这些恒星都是经典的造父变星，我们发现这些造父变星中的大多数都有3亿年的历史，最年轻的造父变星与…
2015-10-23 astro-ph.GA 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
Pulsating stars -- plethora of variables and observational tasks
这一意义深远的研究领域的发展从观测的角度进行了总结，提到最近发现的任何类型的恒星振荡测光的重要和有趣的现象。特别强调的是造父变星和天琴座RR型变星。
2014-04-07 astro-ph.SR
Radial Velocity Observations of Classical Pulsating Stars
我简要回顾了经典脉动星径向速度（RV）观测的历史，应用和最近的发展。重点在于I型（经典）造父变星，虽然历史的概述和大多数技术方面也与RR型天琴座恒星和II型造父变星有关。速度梯度和不同的实验设置上测得的RV变异性曲线的存在和影响进行了详细讨论。在最近的发展中，调制的谱线的变化导致调制RV曲线，代表一个问题的巴德-韦塞林克型距离和光谱同伴的可探测性，以及恒星模型的挑战。谱线不对称性（例如，通过平分线逆跨度; BIS）为识别由于速度梯度扰动引起的调制谱变异性提供了有用的工具。盖亚用时间序列RV观测到的脉动恒星数量即将增加，RV零点稳定性不断提高，这对高精度测速技术来说是一个巨大的希望，可以继续为恒星脉动及其与大气的相互作用提供新的见解。
2018-02-08 astro-ph.SR
A beta Cephei pulsator and a changing orbital inclination in the high-mass eclipsing binary system VV Orionis
我们提出了一个分析的高质量食双星系统VV猎户座测光的基础上从TESS卫星。主星（B1V，9.5 Msun）显示出仙王座β的脉动，而副星（B7V，3.8 Msun）可能是一颗缓慢脉动的B星。我们检测到51个显着的振荡频率，其中包括两个多重带的分离等于轨道频率，表明脉动潮汐扰动。我们分析TESS光变曲线和公布的径向速度，以确定系统的物理性质。这两颗恒星都是它们脉动类型中的第二颗，具有精确测量的质量。轨道倾角目前也在减小，可能是由于与第三个天体的引力相互作用。
2020-12-07 astro-ph.SR
New Beta Cephei stars with KELT
我们提出了一个搜索银河系的仙王座β星，这是大规模的脉动恒星的压力模式和混合模式的结果。因此，这些恒星可以作为大质量恒星内部地震学研究的基准。我们通过对已知O型和B型恒星的光学光变曲线进行频率分析来进行搜索，这些数据来自KELT系外行星调查。我们确定了113颗造父β星，其中86颗是新发现的，这总共代表了目前已知数量的70%。另有96名候选人已确定。在我们的目标中，我们发现了5个新的食双星和22颗恒星等频间距暗示旋转分裂的非径向脉动模式。我们的目标和一些有趣的个人对象之间的候选人逃逸恒星进行了讨论。TESS飞行任务将观测大多数已知和新发现的仙王座β星，提供迄今为止最全面的大质量主序星脉动观测数据集，其质量足以进行详细的星震研究。未来对这些光变曲线的分析有可能大大增加我们对恒星内部结构和其中发生的物理过程的理解。
2019-07-26 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
A Comprehensive, Wide-Field Study of Pulsating Stars in the Carina Dwarf Spheroidal Galaxy
我们报告的388脉动变星（和一些额外的杂项变量）在船底座dSph星系的一个区域，覆盖了整个星系的可见范围，并延伸了几倍，超出其测光（国王）潮汐半径沿其主轴方向检测。其中包括340颗新发现的矮造父变星，它们大部分位于水平分支以下约2.5等，周期非常短（<0.1天），这是它们的典型，与它们位于银河系年轻族群扩展主序的上部一致。在我们的调查中发现了几个潮外矮造父变星，距离船底座中心约1度。我们的样本还包括RR型天琴座恒星和异常的造父变星，其中一些也是在银河系潮汐半径之外发现的。这支持了过去的工作，表明船底座正在经历潮汐破坏。我们使用矮造父变星的周期-光度关系来估计距离模数为20.17 +/- 0.10 mags，与RR型天琴座星的估计非常一致。我们发现一些重要的区别，在性质的矮造父变星的船底座和那些在天炉座和LMC，目前已知的矮造父变星的唯一河外样本。这些差异可能反映了造父矮星的金属丰度分布、沿视线的深度和/或不同的演化路径。
2013-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
OGLE-GAL-ACEP-091 -- The First Known Multi-Mode Anomalous Cepheid
反常造父变星（Anomalous Cepheids，AC）是一种缺乏金属、核心燃烧氦的脉动星，质量在1.2-2.2 M_S之间。直到最近，所有已知的AC都是纯粹的单模振荡器。第一个候选人的交流脉动在一个以上的径向模式- OGLE-GAL-ACEP-091 -最近确定在银河系的光度数据库的光学引力透镜实验（OGLE）调查的基础上。我们分析这个对象表明，它实际上是一个三模振荡器。它在彼得森图中的位置，由傅立叶系数量化的光变曲线形态，以及从盖亚视差导出的绝对星等与OGLE-GAL-ACEP-091是AC的假设一致。我们的线性脉动网格模型表明OGLE-GAL-ACEP-091是一颗1.8 M_S的恒星，金属丰度约为[Fe/H] = -0.5 dex。
2020-09-14 astro-ph.SR
High-precision distance measurements with classical pulsating stars
经典造父变星和天琴座RR型变星是径向脉动的恒星，分别追踪年轻和年老的恒星星族。这些经典脉动星是进行精确恒星天体物理和河外距离测量的最敏感的探测器。尽管由于它们定义良好的周期-亮度关系，它们被广泛用作标准蜡烛，但基于这些物体的距离测量受到其绝对主校准，金属丰度效应和其他系统不确定性的影响。在这里，我提出了一个经典的造父变星，天琴座RR，和II型造父变星的历史介绍和描述他们的基本进化和脉动属性开始审查。我将集中在最近的理论和观测工作，以建立这些标准蜡烛在多个波长的绝对规模。这些经典的脉动星的应用，以高精度的宇宙距离尺度将与观测系统一起讨论。我将总结与展望进一步改善我们的理解，这些经典的反射镜在即将到来的时代，极大的望远镜。
2020-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model I. Description and validation of the model
造父变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气，对流处理使用各种配方的混合长度理论。本文的目的是进行调查的有效性准静态近似的脉动星的背景下。我们检查充分的二维时间依赖模型的造父变星，专注于其光谱特性。利用辐射流体动力学程序CO 5 BOLD，我们构造了一个包含$T_\mathrm{eff}= 5600$ K、$\log g=2.0$、太阳金属丰度和2.8天脉动周期的造父变星二维时变包络模型。随后，我们进行了广泛的光谱合成的一组人工铁线在当地的热力学平衡。这组线使我们能够系统地研究线强度，电离阶段和激发电位的影响。我们评估的微湍流速度，线不对称性，投影因子，和多普勒频移。平均多普勒频移是非零和负的，-1公里/秒，经过几个完整的周期和线的平均。这种剩余的视线速度（与“K项”有关）主要是由水平不均匀性引起的，因此我们将其解释为常见的对流蓝移，普遍存在于非脉动晚型恒星中。有限的统计数据无法对线路不对称性得出明确的结论。我们的二维模型提供了一个合理的准确表示的光谱特性的短周期造父变星变星。有些性质主要是由对流的不均匀性，而不是由造父变星定义的脉动。
2017-09-12 astro-ph.SR
Testing the forward approach in modelling beta Cephei pulsators: setting the stage
我们通过研究脉动星所能获得的恒星参数和恒星内部的信息，关键取决于现有的观测约束：地震约束（探测到的模式的精度和数量、识别、模式的性质）和“经典”观测（光球丰度、有效温度、光度、表面重力）。我们考虑的情况下，β仙王座的干扰，并定量估计的目的是如何可用的观测约束条件确定的类型和精度，我们的推论，我们设置的阶段野兔和猎犬练习。在这方面的贡献，我们提出了一个简单的情况下，我们假设为“观察到”的频率的一个模型的频率的子集，然后评估一个密集的和广泛的网格模型的B-型星的地震优值函数的初步结果。我们还比较了有模式识别和没有模式识别时所得到的卡方曲面的行为。
2009-01-14 astro-ph.SR
Complex asteroseismology of the Slowly Pulsating B-type star HD74560
我们提出了复杂的地震模拟的缓慢脉动B型星HD74560的结果。这颗恒星在测光观测中检测到的五种频率中脉动。对于所有这些频率，我们确定模式度，$\ell$。对于其中两个，发现也在光谱数据，我们能够推导出经验值的复杂的非绝热参数$f$。我们测试化学成分和不透明度数据的影响。我们的研究结果表明，SPB星的地震模型的性质显着不同的质量更大的$β$造父星。
2012-04-14 astro-ph.SR
The Population of Pulsating Variable Stars in the Sextans Dwarf Spheroidal Galaxy
智利托洛洛山美洲天文台的布兰科望远镜用暗能量照相机对六分仪矮球状星系的一个7平方度的大扩展区进行了变星观测。我们报告了7颗异常造父变星、199颗天琴座RR星和16颗矮造父变星。这只是第五个星系外的矮造父变星已被系统地搜索。尽管如此，新的恒星增加了来自不同环境的恒星的普查，可以用来评估使用矮造父变星作为标准烛光的优势和局限性，因为这些恒星的金属丰度不一定是已知的。在六分仪座发现的矮造父变星的平均周期为0.066天，平均$g$振幅为0.87磁等。它们位于水平分支的下方，跨度为0.8等，介于$21.9 < g < 22.7$之间。与船底座等其他星系相比，六分仪座中的矮造父变星数量较少，而船底座星系拥有大量的中年人口。另一方面，天琴座RR型恒星与矮造父变星的数量和比例与玉夫座非常相似，玉夫座是一个像六分仪座一样被古老的恒星星族所控制的星系。在六分仪中发现的造父矮星遵循一个很好的周期-光度关系，在$g$波段的均方根=0.05等，这是通过锚定到由天琴座RR型恒星给出的距离模量而建立的。虽然六分仪座中的大多数变星都位于星系的中心，但我们在星系的外围发现了2颗天琴座RR星和1颗异常造父变星，它们可能是潮汐外恒星，表明该星系可能正在经历潮汐破坏。这些可能的潮外变星与六分仪座有着相同的自行，正如最近的盖亚测量所看到的。
2018-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
New studies of a variety of Southern pulsating B stars
我们目前的多色测光的造父β星在LMC和NGC 6200中观察到的初步结果。已经对脉动模式进行了初步鉴定，并注意到一些新的B脉动。在这些恒星的光变曲线中也发现了有趣的特征。
2012-06-28 astro-ph.SR
Modelling hybrid Beta Cephei/SPB pulsations: Gamma Pegasi
最近对混合变星飞马座Gamma的光度和光谱观测（Wavelet al. 2009，Wavelet 2009）揭示了6个SPB型脉动频率和8个Beta Cep型脉动频率。通过拟合三个频率（径向基本模式和两个偶极模式的频率），使用OPAL（Iglesias & Rogers 1996）和OP（Seaton 2005）不透明度构建的标准地震模型不能再现观测到的脉动的频率范围，也不能以令人满意的精度拟合观测到的各个频率。我们认为，更好的拟合可以实现与不透明度增强，在OP数据，由约20- 50%左右的不透明度凸块产生的铁族元素的激发离子在温度约200 000 K（Z凸块）和2万K（深不透明度凸块）。
2009-09-25 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
An asteroseismic study of the beta Cephei star 12 Lacertae: multisite spectroscopic observations, mode identification and seismic modelling
我们提出的结果，光谱多站点运动的β仙王座星12（DD）蝎虎。我们的研究是基于在11个月的时间跨度内用8台不同的望远镜收集的上千个高分辨率高S/N光谱。此外，我们利用许多档案光谱测量。我们确认了最近从测光中发现的10个独立频率，以及谐波和组合频率。特别地，在我们的光谱中检测到之前报道的频率为0.3428 1/d的类SPB g模。对于f1 = 5.178964 1/d，f2 = 5.334224 1/d，f3 = 5.066316 1/d和f4 = 5.490133 1/d，我们确定了四个主要模式：（l1，m1）=（1，1），（l2，m2）=（0，0），（l3，m3）=（1，0）和（l4，m4）=（2，1）。分别我们的地震模拟表明，f2可能是径向第一泛音和核心超调参数α_ov低于0.4的本地压力标度高度。
2009-04-03 astro-ph.SR
Asiago eclipsing binaries program. IV. SZ Camelopardalis, a beta Cephei pulsator in a quadruple, eclipsing system
本文对复系统早型食双星SZCam（O 9 IV + B0.5V）进行了分光光度分析，它由一对轨道周期为P=2.7天的食星SB 2绕一对轨道周期为P =2.8天的非食星SB 1长轨道运行（约55年）组成。我们已经重建的光谱的各个组成部分的SZ凸轮从所观察到的复合光谱使用光谱解纠缠技术。我们使用它们与广泛和准确的BVI CCD测光，以获得轨道的解决方案。我们的测光揭示了在SZ Cam分级系统中存在一个β Cep变量，可能位于非食SB 1对内。脉动周期为0.33265+/-0.00005天，在B波段观测到的总振幅为0.0105 +/-0.0005 mag. NLTE分析的解纠缠光谱提供了所有三个组成部分的大气参数，与来自轨道解的参数一致。
2012-02-01 astro-ph.SR
New measurements and analysis of the \b{eta} Cephei star V909 Cassiopeiae
V909 Cas是一颗\b{eta} Cep脉动变星，位于银河系英仙座旋臂的OB星协Cas OB 8中。2016-7年的测光观测提供了30个新的脉动极值，并使其平均脉动周期确定为0.2067798（1）d。通过光谱观测，我们确定了它的星际消光、绝对星等和光度，并将它与其他\b{eta} Cep星一起定位在H-R图的OB不稳定区。
2018-03-31 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Yellow Supergiants
最近发现，脉动红巨星和超巨星的振幅在20-30个脉动周期的时间尺度上变化很大。在这里，我们分析了29脉动黄超巨星（5 RVa，4 RVb，9 SRd，7长周期造父变星，4黄超巨星）的振幅变化，使用视觉观测从AAVSO国际数据库，傅立叶和小波分析使用AAVSO的VSTAR软件包。我们发现，这些恒星的振幅变化高达10倍或更多（但更典型的是3-5倍），平均时间尺度（L）为33 +/- 4脉动周期（P）。这五个子类型中的每一个都表现出相同的行为，这与脉动红巨星非常相似，其L/P的中位数为31。对于RVb星，振幅变化周期的长度与长次级周期相同，在各自的不确定性范围内。
2014-05-29 astro-ph.SR
Type II Cepheids: Period-Luminosity-Metallicity relations for the Population II distance scale
Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（天文与天体物理大学间中心）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence, Budapest（匈牙利科学院空间研究所在布达佩斯的卓越中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）
本文研究了II型造父变星在人口II距离尺度中的周期-光度-金属licity关系，探讨其作为距离指示器的应用及理论模型的最新进展。
2025-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the dynamical structure of pulsating stars. HARPS spectroscopy of the delta Scuti stars rho Pup and DX Cet
高分辨率光谱学是研究脉动恒星大气动力学结构的有力工具。我们的目的是比较线的不对称性和速度的两个三角洲Sct星rho Pup和DX Cet与以前的光谱数据上获得的经典造父变星和β Cep星。我们获得，分析和讨论的HARPS高分辨率谱的rho Pup和DX Cet。我们推导了与以前研究中相同的物理量，即一阶矩径向速度和双高斯谱线不对称性。f=7.098（1/d）的基本径向模和非常精确的依巴谷视差使rho Pup成为检验delta Sct星周期光度关系的最佳标准烛光。小振幅非径向模式的作用可以看作是rho Pup径向速度测量中定义明确的周期到周期变化。用谱线不对称方法，我们还得到了rho Pup和DX Cet的质心速度，分别为V_gamma = 47.49 +/- 0.07 km/s和V_gamma = 25.75 +/- 0.06 km/s。通过将我们的结果与经典造父变星和β-造父变星的HARPS观测结果进行比较，我们证实了大气速度梯度与径向速度曲线振幅之间的线性关系，但仅限于振幅大于22.5 km/s的情况。对于较低的速度幅度值（即，< 22.5 km/s），我们关于ρ Pup的数据似乎表明速度梯度为零，但这一结果需要用更多的数据来证实。我们推导出rho Pup的Baade-Wesselink投影因子p = 1.36 +/- 0.02，DX Cet的p = 1.39 +/- 0.02…
2014-01-09 astro-ph.SR
Combining BRITE and ground-based photometry for the Beta Cephei star Nu Eridani: impact on photometric pulsation mode identification and detection of several g modes
我们同时报告了一个基于地面和空间的光度研究的造父β星Nu波江座。组成BRITE星座的五颗卫星中的四颗已经进行了半年的观测，并辅以地面光电测光。我们表明，仔细结合这两个数据集几乎消除了混淆的问题，往往阻碍了时间序列分析。我们在光变曲线中检测到恒星固有的40个周期信号。尽管较低的检测限，我们没有恢复所有的压力和混合模式以前在文献中报道，但我们新检测到6个额外的重力模式。这种行为是脉动幅度的时间变化的结果，我们也检测到的一些p模式。我们指出，理论上预测的脉动振幅对波长的依赖性是陡峭的视觉通带比那些观测测量，在一定程度上，三个主要的脉动模式的波江座将被错误地识别使用的数据，仅在光学滤波器。我们讨论这种差异的可能原因。
2016-09-29 astro-ph.SR
More on pulsating B-type stars in the Magellanic Clouds
在这里，我们提出了我们的研究结果，B型闪烁在低金属丰度的环境中，寻找短期的周期性变化的大样本的B和Be星的麦哲伦云（MC），其中的基本天体物理参数被准确地确定。大量的仙王座β和类SPB的脉动在低金属丰度下被探测到，这与目前的脉动理论模型相冲突。此外，我们已经把这些脉动的恒星在HR图映射的MC金属丰度观测不稳定区域。大样本的B和Be星分析允许5Aus作出一个可靠的统计的脉动B型星在MC。最后，我们对脉动理论和低金属丰度环境下的观测进行了比较。
2009-02-25 astro-ph.SR
Pulsating stars in Local Group dwarf galaxies
本文综述本星系群矮星系中的RR Lyrae、Anomalous Cepheids和Classical Cepheids等脉动恒星，阐明其作为星族示踪体及距离、年龄、金属丰度和红化指示器的应用。
2024-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large Variety of New Pulsating Stars in the OGLE-III Galactic Disk Fields
我们给出了在7.12 deg^2 OGLE-III银河系盘区域中与半人马臂相切的方向上寻找脉动星的结果，我们报告了20颗经典造父变星、45颗天琴座RR型星、31颗长周期变星（如Miras和半规则变星）、1颗脉动白矮星和58颗很可能是δ Sct型星。基于为一个四模和六个三模三角洲Sct型闪烁器构建的星震模型，我们估计了这些物体的质量、金属丰度、年龄和距离模量。模拟的恒星质量在0.9-2.5 M太阳之间，距离在2.5 kpc和6.2 kpc之间。两个三模和一个双模的双星似乎是星族II的SX Phe型恒星，可能来自星系晕。我们的样本还包括II型造父变星和未分类的短周期（P<0.23 d）多模恒星的候选者，这些恒星可能是δ Sct或β Cep型恒星。其中一个被探测到的变星很可能是一颗δ Sct星，它在0.0196 d的极短周期内具有异常高的峰-峰I波段振幅，为0.35等。除了一个天体之外，所有报告的脉动变量都是新发现的。它们被列入OGLE-III变星表。最后，我们介绍了正在进行的OGLE-IV银河系盘调查，其中包括超过一半的银河系平面。为了将来研究银河系的螺旋结构和恒星形成历史，我们已经编制了一份已知的银河系经典造父变星列表。
2014-01-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing ultralow amplitude Cepheid candidates in the Galactic disk by TESS and Gaia
本研究利用CoRoT、2MASS、Gaia DR3和TESS数据分析了银河系中的6个超低振幅造父变星候选体，发现它们并非脉动变星，而是比造父变星更蓝或更暗的自转诱导变星。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
