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
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 eta Aquilae System: Radial Velocities and Astrometry in Search of eta Aql B
经典的造父变星eta Aql并没有包括在过去的莱维特定律工作中（Benedict et al. 2007），因为一个已知的B9.8V伴星使其轨道变得复杂。为了确定eta Aql B的轨道，我们分析了来自八个来源的大量径向速度测量（RV）。有了这些，我们建立了RV的变化，由于造父变星脉动，使用十二傅立叶系数模型，同时解决所需的速度偏移，使RV数据集重合。RV残差没有提供轨道运动的证据，这表明要么是近面对面的方向或非常长的周期。哈勃空间望远镜精细制导传感器天体测量的再分析现在包括来自盖亚EDR 3的参考星视差和自行先验。作为建模确认，我们重新分析zeta宝石并行，推导zeta宝石视差和自行值与盖亚EDR 3一致，并符合本尼迪克特2007年莱维特定律。为了进一步表征eta Aql B，我们假设eta Aql残差大于相关参考星的残差，或者视差与EDR 3和Benedict 2007 Leavitt定律不一致，表明轨道运动未建模。利用EDR 3的天体测量噪声或视差失配，我们估计了eta Aql B可能的周期和质量。将光度中心的运动归因于造父变星的光度变化，eta Aql A，产生了一个合理的分离，与一个长时期相一致，解释了RV变化的缺乏。这些方法都不能得出eta Aql A-B系统的无懈可击的特征
2022-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Pulsation Mode and Distance of the Cepheid FF Aquilae
确定造父变星的脉动模式和距离是一个复杂的问题，最好用光度估计来解决。为了说明一种基于光谱光度歧视的技术应用于4.47天的s-Cepheid FF Aql。可变屈服值=-3.40+-0.02 s.e.的高色散谱中的线比<Mv>。（+-0.04标准差），平均有效温度Teff=6195 ± 24 K，本征色（<B>-<V>）o = +0.506 ± 0.007，对应于E（B-V）=0.25 ± 0.01或E（B-V）（B 0）=0.26 ± 0.01的红化。FF Aql的倾斜光变曲线、固有色和光度与不稳定带蓝色一侧的小振幅经典造父变星的基模脉动一致，而不是正弦振荡器。根据造父变星的角直径估计其距离为413 ± 14秒差距，再加上<R>根据其光度和有效温度推断的平均半径=39.0 ± 0.7朗日。根据恒星的视距离模数，尘埃对FF Aql的消光率为Rv=Av/E（B-V）=3.16+-0.34。
2013-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photometric, Spectroscopic and Orbital Period Study of Three Early Type Semi-detached Systems: XZ Aql, UX Her and AT Peg
本文对三个早型食双星系统XZ Aql、UX Her和AT Peg进行了光度、光谱和轨道周期的综合研究。因此，我们导出了它们的组分的绝对参数，并在此基础上讨论了它们的演化状态。此外，我们比较了它们的参数与其他二元系统和理论模型。分析了所有可用的最新的最低时间表明，这里研究的所有三个系统都显示出循环轨道变化，详细讨论了它们的起源。最后，我们对可能的脉动行为进行了频率分析，结果我们认为XZ Aql拥有一个δ Scuti组件。
2016-07-23 astro-ph.SR
Finding magnetic north: an extraordinary magnetic field detection in Polaris and first results of a magnetic survey of classical Cepheids
经典造父变星是恒星演化和宇宙学研究中必不可少的天体，然而我们对它们的磁性却知之甚少。我们报告的检测斯托克斯$V$功能解释为塞曼签名在四个经典造父变星使用高分辨率光谱偏振观测获得ESPaDONS在CFHT。在2017年获得了$η$ Aql的八次观测，涵盖了其7.2 d的脉动周期，并在2020年获得了Polaris，$ζ$ Gem，$δ$ Cep和RT Aur的单次观测，作为我们正在进行的系统调查的一部分。我们使用平均圆偏振斯托克斯$V$配置文件使用最小二乘反卷积程序来诊断塞曼签名和测量平均纵向场强$\langle B_{z}\rangle$。我们在$η$ Aql（$-0.89\pm0.47$ G $\,<\langle B_{z}\rangle<1.27\pm 0.40$ G）的所有脉动相位上以及在Polaris（$0.59\pm0.16$ G）、$ζ$ Gem（$0.41\pm0.16$ G）和$δ$ Cep（$0.43\pm0.19$ G）的单个观测中检测磁特征。北极星的斯托克斯$V$轮廓在极高的S/N下被检测到，并且意味着复杂的磁场拓扑。它与所有其他探测到的斯托克斯$V$剖面形成鲜明对比，这些剖面显示出与在一些Am星中观察到的类似的不寻常的近似单极正圆偏振波瓣。
2022-04-07 astro-ph.SR
Strömgren photometry and spectroscopy of the Delta Scuti stars 7 Aql and 8 Aql
描述了盾牌座$(ubvy-β$变星\astrobj{7 Aql}和\astrobj{8 Aql}的光度观测和光谱观测。导出了这两颗星的Strömgren标准指数和物理参数。考虑到光谱学和光度学的结果，将F0 V和F2 III的光谱类型分别指定为\astrobj{7 Aql}和\astrobj{8 Aql}。还分析了微分$uvby$光曲线。进行了多色模式识别的尝试。
2009-12-15 astro-ph.SR
HARPS-N high spectral resolution observations of Cepheids II. The impact of the surface-brightness color relation on the Baade-Wesselink projection factor of eta Aql
利用造父变星的Baade-Wesselink（BW）定距方法对距离标尺进行了标定。该方法的各种版本主要基于干涉测量和/或表面亮度颜色关系（SBCR）。我们量化了SBCR、其斜率和其零点对投影因子的影响。在BW方法中，该量用于将脉动速度转换为径向速度。我们还研究了灭绝和潜在的拱星环境的投影因子的影响。我们分析了eta Aql的HARPS-N谱，使用不同的方法推导出其径向速度曲线。然后，我们应用逆BW方法使用各种SBCR在文献中，以获得BW投影因子。我们发现，SBCR的选择是至关重要的：在文献中发现约8%的分散在不同的SBCR的投影因子。SBCR系数的不确定性对投影因子的统计精度影响很小（1- 2%）。通过对以往研究的总结，我们发现径向速度曲线的推导方法也很关键，投影因子上的电势差为9%。E（B-V）增加0.1意味着投影因子降低3%。0.1星等的拱星包层（CSE）在可见光域的投影因子的影响是相当小的，约1.5%。然而，我们发现，由于CSE在K波段的0.1 mag红外过量可以增加约6%的投影因子。BW投影因子的表面亮度颜色关系的影响被发现是关键的。今后应努力从经验上改进造父变星的SBCR，但在理论上也要考虑到它们的CSE。
2023-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Life after eruption - IV. Spectroscopy of 13 old novae
我们提供了13个后新星系统的数据。这包括通过UBVR测光法恢复五颗新星X Cir，V2104 Oph，V363 Sgr，V928 Sgr和V1274 Sgr及其光谱确认。我们为这些物体提供精确的坐标和查找图表。额外的第一次或改进的光谱数据V356 Aql，V500 Aql，V604 Aql，V1370 Aql，MT岑，V693铬A，V697斯科和MU Ser。调查的行为，一些容易获得的参数产量（有限）的吸积状态和系统倾斜度的信息。我们预测，X Cir和V697 Sco很可能通过时间序列测光揭示它们的轨道周期，并且对V356 Aql，V500 Aql，V1370 Aql和X Cir的长期测光监测有很好的机会发现这些系统中的爆发行为。
2014-05-27 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
Discovery of the spectroscopic binary nature of three bright southern Cepheids
我们提出了一个分析的光谱径向速度和光度数据的三个明亮的银河系造父变星：LR三角南（LR TrA），RZ Velorum（RZ Vel），和BG Velorum（BG Vel）。根据新的径向速度数据，这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。峰-峰径向速度振幅与光度振幅的比值表明LR TrA和BG Vel存在伴星。IUE谱表明RZ Vel和BG Vel的伴星不可能是热星。对所有测光数据的分析表明，RZ Vel和BG Vel的脉动周期单调变化，这是由于恒星演化。此外，最长的周期造父变星在这个样本中，RZ Vel，显示周期波动叠加在单调的周期增加。光时间效应的解释所观察到的图案需要长期的光度监测这造父变星。LR TrA的脉动周期自发现亮度变化以来一直保持恒定。利用统计数据，它还表明，大量的光谱双星仍然有待发现明亮的经典造父变星。
2013-08-08 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of six southern Cepheids
我们提出了六个明亮的银河系造父变星的光度和光谱数据的分析：船底座GH，V419半人马座，V898半人马座，船尾座AD，人马座AY，和ST Velorum。根据新的径向速度数据（在某些情况下补充了文献中的早期数据），这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。V898 Cen是已知的造父变星双星中轨道径向速度振幅最大的一颗（> 40 km/s）。这些数据不足以确定这些新的光谱双星的轨道周期或其他轨道要素。这些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。我们还收集了所有可用的测光数据，揭示了AD Pup的脉动周期，在这个样本中最长的造父变星，是不断增加的Δ P = 0.004567 d/世纪，可能是由恒星演化。叠加在AD Pup的抛物线O-C图上的波形图案很可能是由双星系统中的光时效应引起的。ST Vel也以持续增加的周期脉动。其他四颗造父变星的特征是在过去的半个世纪里具有稳定的脉动周期。
2013-01-31 astro-ph.SR
Cepheids in spectroscopic binary systems -- current status and recent discoveries
本研究总结了双星系统造父变星的研究现状，介绍了SB2系统造父变星扩增项目进展，发现了更短轨道周期、特殊质量比的系统及9个新双造父变星系统，为研究多星性对造父变星的影响提供关键数据。
2025-01-16 astro-ph.SR
From outburst to quiescence: spectroscopic evolution of V1838 Aql imbedded in a bow-shock nebula
我们分析了最近发现的一个高自行激变变星V1838 Aql的新的光学光谱，直接图像和X射线观测。这些数据是在2013年的超级爆发和随后的静止状态期间获得的。在超级爆发的峰值之后30天，观察到源周围的扩展发射，将其解释为从静止源的准连续流出形成的弓形激波。弓形激波的头部与震源的高自行矢量（$v_{\perp}=123\pm5$ km s $^{-1}$）在距离$d=202\pm7$ pc处重合。在超级爆发的平台期，该物体被探测为弱X射线源（$0.015\pm0.002$计数s $^{-1}$），在静止期，其通量降低了两倍（0.007 $\pm$ 0.002计数s $^{-1}$）。在静止期的光谱观测中，我们确认了轨道周期值$P_{\rm{orb}}=0.0545\pm 0.0026$天，与早期的超级峰估计一致，以及以下轨道参数：$γ= -21\pm3$ km s $^{-1}$和$K_1 = 53\pm3$ km s $^{-1}$。白矮星在系统接近静止时显露出来，这使我们能够推断出主$T_{eff}=11,600\pm400$ K的有效温度。施主温度估计为$\lesssim 2200$ K，表明系统接近周期极小值。静止时的多普勒图显示了在预期的吸积盘流激波位置处的HeI线热点的存在和H $α$中吸积盘的一种不寻常的结构。
2019-03-15 astro-ph.SR
VELOcities of CEpheids (VELOCE) II. Systematic Search for Spectroscopic Binary Cepheids
本研究基于VELOCE项目高精度速度数据对258颗银河系造父变星进行系统性搜寻，发现76个单线光谱双星系统并确定33个轨道解，其中18个为首次报道，揭示了中等质量演化恒星的轨道周期与偏心率分布特征。
2024-05-30 astro-ph.SR
Analysis of the Massive Eclipsing Binary V1441\,Aql
本文报道了早型双线食双星V1441、Aql的新光谱观测结果。分析了由$ASAS$获得的径向速度和可用的光度数据，以导出组件的参数。V14411、Aql的组件被示出为B31、Aql的组件。质量M $_p$ =8.02 $\pm$ 0.51 M $_{\odot}$的IV级原发性半径R $_p$ =7.33 $\pm$ 0.19 R $_{\odot}$和质量M $_s$ =1.92 PDMATHABM的B 9 III次级MO 0.14 M $_{\odot}$和半径R $_s$ =4.22 $\pm$ 0.11 R $_{\odot}$。分析表明，V1441，Aql是一个具有快速旋转部件的双接触系统。根据Hertzsprung-Russell理论图上各组分的位置，我们估计V1441，Aql的年龄约为30，Myr，忽略组分间质量交换的影响.利用UBVJHK星等和星际吸收，我们估计到系统V1441\，Aql的平均距离为550 $\pm$ 25\，pc。
2014-06-02 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
Binarity among Cepheids in the Magellanic Clouds
根据已发表的径向速度观测资料，指出了大麦云星云中造父变星HV 914的光谱双星性。本文以表格形式公布了麦哲伦星云中造父变星型变星的已知双星。普查表明，与银河系的同行相比，造父变星与已知的同伴严重不足，其影响也进行了讨论。本文研究了个别麦哲伦造父变星的振幅比（A_{ V_{rad} }/A_B），以选择值得进行径向速度研究的光谱双星。
2012-10-18 astro-ph.SR
Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves
本文研究了短周期经典造父变星B、V、R_C和I_C波段光变曲线的傅立叶振幅比R_21和R_31与金属丰度的关系。根据现有的光度和光谱数据，我们确定了大气铁丰度，[Fe/H]和傅立叶参数之间的关系。使用这些关系，我们计算了光度[Fe/H]值的所有程序造父变星的平均精度为0.15 dex。其中14颗恒星的光谱铁丰度以前是未知的。这些经验结果提供了一种替代方法来确定经典造父变星的铁丰度，这些造父变星太微弱而无法进行光谱观测。我们还检查了两个麦哲伦星云的贫金属造父变星是否遵循相同的关系，并且发现了很好的一致性。
2013-07-31 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model II. Determination of stellar parameters and abundances
变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气。这种准静态方法在理论上尚未得到验证。我们的目的是调查的有效性的拟静态近似造父变星。我们专注于光谱测定的有效温度$T_\mathrm{eff}$，表面重力$\log \,g$，微湍流速度$ξ_\mathrm{t}$，和一个通用的金属丰度$\log\,A$ -这里采取的铁。我们计算网格的一维流体静力学平面平行模型覆盖的范围内遇到的有效温度和重力的演化过程中的二维时间依赖的包络模型的造父变星计算与辐射流体动力学代码CO 5 BOLD。我们进行1D光谱合成人工铁线在局部热力学平衡变化的微湍流速度和丰度。我们将由此产生的等效宽度拟合到从我们的动力学模型获得的相应值。对于四参数的情况下，恒星参数通常被低估，表现出的偏见，铁丰度的$\approx-0.2\,\mbox{dex}$。为了避免这种偏差，最好将光谱分析限制在光度相位$ϕ_\mathrm{ph}\approx0.3\ldots 0.65$，使用附加信息来确定有效温度和表面重力。流体静力学一维模型大气可以提供恒星参数和造父变星丰度的无偏估计，其脉动的特定阶段。我们确定对流不均匀性是潜在偏差背后的主要驱动因素。为了获得一个完整的视图上的影响时，确定恒星参数的一维模型，多维造父变星大气模型是必要的变量的时间比这里调查。
2017-12-18 astro-ph.SR
The occurrence of classical Cepheids in binary systems
经典造父变星，像双星一样，是恒星演化的实验室，而双星系统中的造父变星是特别强大的。大约三分之一的银河系造父变星都有伴星，最近在大麦云星云中发现了食双星系统中的造父变星。然而，没有已知的银河系双星造父变星的轨道周期小于一年。我们计算人口合成模型的二进制造父变星的观测周期和偏心率分布的银河造父变星，以及观测到的食二进制造父变星在LMC的数量进行比较。我们发现，我们的人口合成模型是一致的观测到的二进制造父变星的性质。此外，我们发现红巨星分支上的双星相互作用阻止了一些红巨星成为经典造父变星。这种相互作用表明造父变星的双星比例应该明显小于主序星，而且几乎所有造父变星的轨道周期都大于一年。如果造父变星的光谱双星比例约为35%，那么它们的中等质量主序星的光谱双星比例约为40- 45%。
2014-12-10 astro-ph.SR
Life after eruption - V. Spectroscopy of eight candidate old novae with Gemini-South
我们提出了分析的光度和光谱数据的八个候选人的后新星系统。成功地回收了V528 Aql、HS Sge、BS Sgr、GR Sgr和V999 Sgr五颗后新星。我们还确定了V1301 Aql、V1151 Sgr和V3964 Sgr字段的可能候选者。简要讨论了已确认的后新星的光谱性质。我们发现，在我们的样本中，两个最古老的后新星，GR Sgr和V999 Sgr，包含一个光学厚吸积盘，因此可以怀疑有一个高的传质速率，相反，人们会期望从大多数模型。HS Sge和V528 Aql显示了（相对）高系统倾角的证据，这使得它们成为时间序列观测的有吸引力的目标。最后，特别强的He II发射的存在，以及一个小的喷发幅度表明，BS Sgr是一个很好的候选人中间极性。
2015-03-24 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
Optical spectrum of distant OH/IR star V1648 Aql (IRAS 19386+0155)
在6米望远镜上获得了恒星V1648 Aql（=IRAS 19386+0155）的光谱，光谱分辨率为R $\ge$ 60000。从许多金属碎片上测得的日心径向速度等于V $_r$ = $10.18\pm0.05$ km s $^{-1}$（V $_{\rm LSR}$ =18.1 km s $^{-1}$）。我们分别在VPDMATHABMN =9.2、$-3.4$和$-12.8$ km s $^{-1}$处测定了NaI D~线剖面中的大气、星周和星际分量。20个DIBs的平均速度V $_r$（DIBs）= $-12.5\pm0.2$ km~s $^{-1}$与星际NaI分量一致。在光谱中检测到强度约为局部连续谱水平10%的弱发射，它们被识别为低激发金属线。它们的平均位置，V $_r$ = $8.44\pm0.28$ km s $^{-1}$，可能表明在恒星大气层的上层存在一个弱的速度梯度。根据光谱数据并考虑到星际和星周红化，我们估算了恒星的光度M $_V\approx-5^{\rm m}$，同时也得到了距离d $\ge1.8$ kpc的较低估计。利用模型大气方法，我们确定了V1648 Aql的基本参数和大气化学丰度，证实了它是一颗后AGB星。
2019-08-14 astro-ph.SR
The low-mass interacting binary system OO Aql revisited: a new quadruple system
在这项研究中，我们提出了光度和光谱变化分析和轨道周期的低质量相互作用系统OO Aql的研究。同时解出了主星和伴星的光速和视向速度曲线，从而确定了主星和伴星的一组新的恒星物理参数：M $_{1}$ = 1.05（2）M $_{\odot}$，M $_{2}$ = 0.89（2）M $_{\odot}$，R $_{1}$ = 1.38（2）R $_{\odot}$，R $_{2}$ = 1.28（2）R $_{\odot}$，测定了$\log{(L_1/L_{\odot})} = 0.258$和$\log{(L_2/L_{\odot})} = 0.117$以及组分的分离a = 3.333（16）R $_{\odot}$。新获得的参数产生的系统的距离为136（8）pc。对日食中期时间的分析表明，周期增加了$\frac{P}{\dot{P}}=4\times 10^{7}$年，这可以用质量转移$\frac{dM}{dt}=5\times 10^{-8}$ M $_{\odot}$ /年来解释，从质量较小的组件到质量较大的组件。我们的新解决方案证实了OO Aql是一个AB + C + D形式的多系统。用非保守恒星演化模型（EV-TWIN）计算了该系统的初始天体物理参数，得到其年龄为8.6 Gyr。
2013-02-27 astro-ph.SR
The VELOCE Modulation Zoo I. Spectroscopic detection of non-radial modes in the first-overtone Cepheids BG Crucis, QZ Normae, V0391 Normae, and V0411 Lacertae
该研究利用VELOCE光谱数据，在四颗首次泛音经典造父变星中探测到非径向脉动信号，其中三颗为0.61周期比，一颗为0.68周期比，为星震学研究开辟了新窗口。
2024-03-20 astro-ph.SR
Cepheids with giant companions. II. Spectroscopic confirmation of nine new double-lined binary systems composed of two Cepheids
本研究通过光谱监测确认9个由两颗造父变星组成的新双线双星系统，将已知BIND系统增至10个，并揭示其周光关系、周期比及并合起源线索。
2024-03-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria Project. OGLE-LMC-CEP-1718: An exotic eclipsing binary system composed of two classical overtone Cepheids in a 413-day orbit
我们已经获得了大麦云中OGLE-LMC-CEP-1718食双星系统的广泛高质量光谱观测，Soszynski等人（2008）将其确定为轨道上包含两个经典造父变星的候选系统。我们的光谱数据清楚地表明造父变星在413天的偏心轨道上的二进制运动，使这个食双星系统成为有史以来第一个已知的由两个经典造父变星组成。在解开系统中四种不同的径向速度变化后，我们给出了造父变星的轨道解和单个脉动径向速度曲线。我们表明，这两个造父变星是非常有可能的第一泛音的增音，并确定其各自的动力学质量，这原来是等于在1.5%。由于在轨道光变曲线中没有观测到二次食，我们无法推导出造父变星的单个半径，但从测光中推导出的它们的半径之和与这两个变量的泛音脉动一致。在一个具有不同脉动周期（分别为1.96和2.48天）的双星系统中存在两个质量相等的造父变星可能会对恒星演化和脉动理论提出有趣的挑战，使用额外的数据集对该系统进行更详细的研究应该会对造父变星的恒星演化物理学产生更深入的了解。未来使用额外的近红外测光系统的分析也可能会导致更好地了解目前的Baade-Wesselink距离测定造父变星技术的系统不确定性。
2014-03-14 astro-ph.SR
Effective temperatures of classical Cepheids from line-depth ratios in the H-band
本文利用6颗造父变星的115次同步光学与近红外光谱观测，在H波段建立了87条谱线深度比-温度校准关系，将温度测定精度提升至30-50 K，并发现光学与近红外结果在特定脉动相位存在系统性差异。
2023-07-01 astro-ph.SR
The Araucaria Project: The First-Overtone Classical Cepheid in the Eclipsing System OGLE-LMC-CEP-2532
我们在这里提出的第一次光谱和光度分析的双线食双星包含经典的，第一泛音造父变星OGLE-LMC-CEP-2532（OOO 81.8997.87）。该系统的轨道周期为800天，造父变星的周期为2.035天。使用光谱数据从三个高级别的望远镜和测光从三个调查跨越7500天，我们能够得到的动力学质量的两颗恒星的精度优于3%。这使得该系统中的造父变星成为少数几个具有精确动力学质量测定的经典造父变星之一（M_1=3.90 +/- 0.10 M_sun）。伴星的质量可能稍小（3.82 +/- 0.10 M_sun），但可能在误差范围内（M_2/M_1= 0.981 +/- 0.015）具有相同的质量。该系统的年龄约为1.85亿年，造父变星处于更高级的进化阶段。第一次精确的参数推导出这两个恒星在这个系统中。由于多年来没有出现二次日食，人们对造父变星的同伴知之甚少。在我们的分析中，我们使用了来自脉动的额外信息和来自径向速度曲线的轨道解。最好的模型预测了一次掠食的次食，其深度小于1毫等，因此在主食后约370天的数据中无法检测到。这里获得的动力学质量是最准确的已知的第一泛音造父变星，将有助于解决造父变星质量差异问题。
2015-04-17 astro-ph.SR
Hypergiant V1302 Aql in 2001-2014
基于2001-2014年获得的高分辨率光谱观测结果，我们提出了对超巨星V1302 Aql（IR源IRC+10420的光学对应物）的光谱特征和大气中的速度场以及星周包络的研究结果。我们测量了以下类型的线的径向速度：禁止和允许的纯发射，离子线的吸收和发射分量，纯吸收（例如，HeI，SiIII），以及NaI D线、KI和DIB的星际成分。纯散射以及禁止和允许的纯发射的日心径向速度接近系统径向速度，分别等于Vr=63.7 $\pm$ 0.3、65.2 $\pm$ 0.3和62.0 $\pm$ 0.4 km/s。具有反P Cyg轮廓的线的吸收分量的位置是稳定的，并且指示以$\sim$ 20 km/s的速度向恒星移动的团块的存在。DIB的平均径向速度为Vr（DIB）=4.6 $\pm$ 0.2 km/s。将2001-2014年观测到的吸收线与早期数据进行比较，没有发现明显的变化。我们的结论是，超巨星达到了一个阶段的减缓（或终止）的有效温度的增长，目前位于附近的高温边界的黄空在Hertszprung-Russell的星系。
2015-12-17 astro-ph.SR
Reconstruction of Cepheid Radial Velocity Curves from the shape of the V-band Light Curves
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）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（法智利天文学联合实验室，IRL 3386，法国国家科学研究中心）；Universidad de Concepción, Departamento Astronomía（康塞普西翁大学，天文学系）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（高级研究所，塔拉帕卡大学）
本文提出基于光变曲线形状和脉动周期重建造父星径向速度曲线的方法，通过分析光变和径向速度傅里叶参数的关联，实现了高精度重建，精度达1%以内。
2026-03-12 astro-ph.SR
Non-radial modes in classical Cepheids. What to look for in spectroscopy?
最近对第一泛音经典造父变星和天琴座RR型恒星的测光观测发现了额外的频率，其特征周期比为0.60-0.65，与主脉动模式。在Dziembowski（2016）提出的一个有希望的模型中，这些信号被认为是由于7，8和9度（造父变星）或8和9度（RR Lyrics）的非径向模式的激发。这种模式通常在光度数据中具有低振幅。光谱时间序列提供了一个未经探索和有前途的前进方向。我们模拟了一个典型的第一泛音经典造父变星模型的合成谱线轮廓的时间序列，并添加了一个低振幅的非径向模式。我们研究了密集采样和无噪声的光谱集，即所谓的“完美”情况，以及更真实的采样和信噪比水平。除了第一泛音模式和非径向模式之外，还经常检测到这两种模式和组合信号的谐波，但是足够高的采样和信噪比证明是必要的。非径向模及其谐波的振幅取决于方位阶数$m$。倾斜度也是确定非径向模式和/或其谐波的可检测性的重要因素。我们比较了预测的高度与那些较低程度的模式所获得的结果。最后，研究了非径向模态检测的采样要求。我们的发现可以用来计划一个光谱观测活动，以揭示这些神秘模式的性质。
2021-11-04 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
Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C- MetaLL) survey: VIII: Spectroscopic detection of rare earth dysprosium, erbium, lutetium and thorium in Classical Cepheids
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）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Università di Salerno, Dipartimento di Fisica “E.R. Caianiello”（萨莱诺大学E.R.凯亚涅洛物理系）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所天体物理学与空间科学观测站）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（跨大学天文学与天体物理学中心）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN)-Sez. di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）
本研究通过光谱学首次检测经典造父变星中稀有金属镝、铒、镥和钍的丰度，并分析了银河系中这些元素的径向梯度。
2026-02-02 astro-ph.GA 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
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
Discovery of a binary-origin classical Cepheid in a binary system with a 59-day orbital period
我们发现了一个令人惊讶的双模造父变星OGLE-LMC-CEP-1347的双星结构，它的第一（P_1=0.690d）和第二泛音（P_2=0.556d）模脉动。该系统的轨道周期（P_orb= 59 d）比目前已知的最短造父变星轨道周期（310 d）短5倍。造父变星本身也是在双星系统中发现的最短周期的变星，也是在光谱双线双星系统中发现的第一颗双模造父变星。OGLE-LMC-CEP-1347最有可能是第一次穿越不稳定带，这是从它的短周期和快速周期增加（与演化模型一致）以及短轨道周期（对于其组成部分已经通过红巨星阶段的造父变星来说是不可能的）推断出来的。我们的进化分析产生了一个质量在2.9-3.4 Msun（低于任何测量的造父变星质量）范围内的首次交叉造父变星，与观测结果一致。伴星是一颗稳定的恒星，比造父变星（初始质量比q=0.55）暗至少两倍，质量也比造父变星小，同时也更红，因此处于亚巨星或更高级的演化阶段。为了符合这些特征，造父变星必须是双星相互作用的产物，最有可能是两颗质量较小的恒星合并，这使它成为第二个已知的经典造父变星。此外，组件的进一步演化可能导致另一种二元相互作用。
2022-12-08 astro-ph.SR
Using classical Cepheids to study the far side of the Milky Way disk: I. Spectroscopic classification and the metallicity gradient
银河系盘远侧的结构、运动学和化学成分，在凸起之外，仍然有待揭示。经典造父变星（CC）是年轻而明亮的标准烛光。我们的目标是使用这些变星的一个很好的特征样本来研究银河系盘的远侧的当前时间属性。从VVV巡天获得的近红外时间序列测光数据中选取了45颗造父变星候选星。我们使用VLT/X-Shooter获得的高质量近红外光谱对该样品进行了表征，推导出所有样品造父变星的径向速度和铁丰度。这使我们能够将富含金属且运动学与盘旋转一致的CC与II型造父变星（T2 C）分开，II型造父变星（T2 C）金属更少且运动学不同。我们利用VVV测光和周期光度关系估算了个体的距离和距离，报道了位于银盘远端的30个CC的特征，以及主要位于凸起区域的8个T2 Cs，其中10个CC和4个T2 Cs是新发现的。这是我们银河系这个遥远区域中第一个相当大的CC样本，已经被光谱证实。我们使用它们的位置，运动学和金属丰度来确认远盘的一般性质与银河系太阳侧的已被充分研究的盘相似。此外，我们第一次推导出径向金属丰度梯度的磁盘的远侧。考虑到所有具有$R_{\mathrm{GC}} < 17\,\rm{kpc}$的CC，我们测量具有$-0.062 \, \mathrm{dex\, kpc^{-1}}$的斜率和$+0.59 \, \rm{dex}$的截距的梯度，这与基于盘的近侧上的CC的先前确定一致。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution Spectroscopic Metallicities of Milky Way Cepheid Standards and their impact on the Leavitt Law and the Hubble constant
本研究利用高分辨率光谱测量了75颗银河系造父变星标准星的金属丰度，结合最新视差推导多波长周期-光度-金属丰度关系，并应用于距离阶梯测得 Hubble 常数为 72.9±1.0 km/s/Mpc，表明金属丰度标度差异对局部 H0 的影响极小。
2023-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
A thin shell of ionized gas explaining the IR excess of classical Cepheids
尽管有观测证据，但经典造父变星的红外（IR）过剩很少被研究和了解，但可能会导致用于校准河外距离尺度的周期光度（PL）关系的系统学。本研究的目的是了解5颗造父变星的光谱能量分布（SED）中IR过剩的物理来源：RS Pup（P=41.46d），zeta Gem（P=10.15d），eta Aql（P=7.18d），V Cen（P=5.49d）和SU Cyg（P=3.85d）。沿脉动周期的大气模型的时间序列与数据汇编相吻合，包括光学和近红外测光、斯皮策光谱（在特定阶段得到保证）、干涉角直径、有效温度和径向速度测量。对两个波段的赫歇尔像也作了定性分析。在该拟合过程中，基于SPIPS算法，无论脉动相位如何，对于大于约$1.2μ$ m的波长，在SED中发现残差，其对应于造父变星的如此确定的红外过量。然后从星际介质吸收中校正这种IR过量，以推断是否存在尘埃壳，并最终用于拟合电离气体壳的模型。对于所有的造父变星，我们发现一个连续红外过剩增加到约-0.1等，在30 $μ$ m，这不能解释的热或冷尘埃模型的环恒星环境（CSE）。我们表明，第一次，造父变星的红外过剩可以解释从电离气体的薄壳层的自由-自由发射，厚度约为15%的恒星半径，质量为$10^{-9}-10^{-7}$ Msol和温度范围从3500至4500 K。这一结果必须用在可见光、中红外或无线电领域工作的干涉仪进行测试。这种电离气体的CSE对…
2019-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C--MetaLL) survey: VIII. High-Resolution IGRINS Spectroscopy of 23 Classical Cepheids: Validating NIR Abundances
INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；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）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学系）；Laboratory of Infrared High-Resolution spectroscopy (LiH), Koyama Astronomical Observatory, Kyoto Sangyo University（京都产业大学小山天文台红外高分辨率光谱实验室）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN)-Sez. di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）
利用高分辨率近红外光谱学研究23颗经典造父星，验证其金属丰度并与光学结果一致，提供P、K、Yb等元素的近红外测量，支持未来大规模天文调查。
2025-11-09 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
Mass and p-factor of the type II Cepheid OGLE-LMC-T2CEP-098 in a binary system
本文介绍食双星OGLE-LMC-T2 CEP-098（$P_{orb} = 397.2 d$）中第二型造父变星（$P_{puls} = 4.974 d$）的研究结果。造父变星属于独特的W Vir群，其演化状态几乎是未知的。这是第一个使用Pilecki等人（2013）开发的方法分析脉动分量的单线系统。我们表明，存在的一个reflectator使得有可能获得准确的物理参数的恒星，即使径向速度可以测量只有一个组件。我们使用了四种不同的方法来限制和估计物理参数，最终通过将脉动理论与光谱和光度解决方案相结合来获得精确的结果。造父变星的半径、质量和温度分别是$25.3 \pm 0.2 R_\odot$、$1.51 \pm 0.09 M_\odot$和$5300 \pm 100 K$，而它的伴星有相似的大小（$26.3 R_\odot$），但质量更大（$6.8 M_\odot$）和温度更高（$9500 K$）。我们对造父变星p因子的最佳估计是$1.30 \pm 0.03$。质量、在周期光度图上的位置和脉动幅度表明脉动分量与异常造父变星非常相似，尽管它的周期更长，颜色更红。非常不寻常的组合的组件表明，该系统已经通过了一个传质阶段，在其演变。更复杂的内部结构可以解释它的特殊性。
2017-04-25 astro-ph.SR
The Distribution of the Elements in the Galactic Disk II. Azimuthal and Radial Variation in Abundances from Cepheids
本文报道了对船底座区101颗造父变星的光谱研究。这些造父变星在数量上扩展了以前的样本约35%，并增加了银盘覆盖的数量，特别是在l \approx 270°方向。新的造父变星并没有增加太多的径向梯度的信息，但提供了一个方位角的覆盖范围大幅增加。在以太阳为中心的1 kpc深度的环中，我们发现在与银河系中心成80°角的范围内，丰度没有方位角依赖性。对造父变星数据进行简单的线性拟合，得到梯度d[Fe/H]/dRG = -0.055 \pm 0.003 dex/kpc，这比我们以前从较小的造父变星样本中发现的要浅一些。
2011-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry I. CHARA/MIRC detection of the companion of V1334 Cygni
我们的目标是确定造父变星的质量，以及它们的几何距离和同伴的通量贡献。干涉测量与光谱学的结合将提供对造父变星质量的独特和独立的估计。使用可见光和红外波长的长基线干涉测量法，有可能在空间上分辨出包含造父变星的双星系统，直到毫角秒的距离。根据所得到的可见轨道和径向速度，我们可以推导出这些系统的基本参数，特别是组件的质量和几何距离。因此，我们进行了干涉观测的第一泛音模式Cepheid V1334 Cyg的CHARA/MIRC组合器。我们报告的第一次检测造父变星的同伴使用长基线干涉。我们在两个纪元探测到一个环绕天鹅座V1334轨道运行的伴星的特征。我们测量到伴星和造父变星之间的流量比f = 3.10+/-0.08%，给出的视星等为mH = 8.47+/-0.15mag.将干涉测量数据和光谱数据结合起来，就能够对轨道要素进行独特的确定：P = 1938.6 ± 1.2天，Tp = 2443616.1 ± 7.3，a = 8.54 ± 0.51mas，i = 124.7 ± 1.8 °，e = 0.190 ± 0.013，ω = 228.7 ± 1.6 °，Ω = 206.3 ± 9.4 °。我们推导出一个最小距离d ~ 691 pc，一个最小的质量为3.6 Msol的两颗恒星，与一个光谱类型早于B5.5V的伴星。我们测量的通量比表明，使用光谱学的同伴径向速度检测是触手可及的，并将提供一个轨道视…
2014-07-07 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
Cepheids with giant companions III. Evolutionary modeling of nine binary double Cepheids from the Milky Way and Magellanic Clouds
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学天体物理研究所）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）
利用q-PED方法结合观测与理论模型，首次估计了麦哲伦云和银河系中九个双星造父变星的物理参数，揭示了双星相互作用和并合起源，并扩展了造父变星的质量、半径等参数空间。
2026-06-26 astro-ph.GA 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
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
New classical Cepheids in the inner part of the northern Galactic disk and their kinematics
银河系内部的特征仍然被显著的尘埃消光所掩盖，因此红外巡天有助于找到年轻的造父变星，其距离和年龄可以准确确定。进行了近红外测光和光谱测量，并在银河经度20和30度附近的内盘中发现了三颗经典的造父变星。这些目标的特征是银心距离很小，3-5 kpc，它们的速度很重要，因为它们可能受到银河系酒吧的环境影响。虽然其中一颗造父变星的径向速度与银河系的旋转一致，但其他两颗的移动速度明显较慢。我们还比较了它们的运动学与高质量恒星形成区的视差距离测量。
2017-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C-MetaLL) survey: IX. Metallicity dependence of Period-Wesenheit relations based on a homogeneous spectroscopic sample
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）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所空间科学与天体物理观测站）
研究基于同质光谱样本，探讨周期-韦森heit关系的金属丰度依赖性，发现金属丰度对光学和近红外波段的影响更强，且通过Gaia视差零点修正提升距离估计精度。
2026-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gaia-ASAS-SN classical Cepheids sample: I. Sample Selection
我们提出了银河系中经典造父变星的一个定义明确和特征鲜明的全天空样本，通过结合两个时域全天空调查获得：Gaia DR 2（Gaia Collaboration et al. 2018）和ASAS-SN（Shappe et al. 2014）。我们首先使用来自盖亚的视差和变化信息来选择约30，000个明亮的（G<17）造父变星候选者，M_K<-1。然后，我们分析他们的ASAS-SN V波段光变曲线，确定周期，并使用其傅立叶参数的光变曲线进行分类。这导致了大约1900个可能的银河系造父变星，我们估计它们在我们采用的选择标准内是>90%完整和纯净的。这是银河系造父变星最大的全天空样本，具有如此良好的特征选择功能，需要人口建模和SDSS-V预见的系统光谱后续行动。
2021-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
