A temporal study of oxygen-rich pulsating variable AGB star, T Cep: Investigation on dust formation and dust properties
脉动被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星尘埃质量损失的主要原因。我们提出了一个时间的研究T Cep，一个长周期的米拉变量，使用七个ISO SWS光谱，涵盖了16个月的时间在一个单一的脉动周期。所观察到的光谱尘埃功能的变化，这米拉的脉动周期。一般来说，光谱特征的整体明显变化可以归因于尘埃温度的变化，这是由中心恒星的内在脉动周期造成的。然而，并不是所有的功能变化都很容易解释。根据与几种潜在矿物的实验室光谱的直接比较，尘埃最好用富含铁的硅酸盐晶体来解释。这些发现与目前流行的尘埃形成假说相矛盾。
2011-03-25 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
New Beta Cephei stars in the young open cluster NGC 637
研究疏散星团中的恒星脉动提供了进行系综星震学的可能性。合理的假设是星团成员具有相同的年龄、距离和总金属丰度，这有助于地震模拟过程，并严格限制了地震模拟过程，因此识别具有多个地震因子的疏散星团是很重要的。在疏散星团NGC 637的成员中寻找新的仙王座β型脉动星。获得了31小时的时间分辨V滤光片CCD测光。测量结果证实了两个先前已知的变量，并揭示了三个新的Beta Cephei恒星和一个候选者。所有四个振荡器都具有足够高的振幅，便于模式识别，并且是多周期的。NGC 637有四个确定的脉动成员，现在是六个疏散星团中最富有的仙王座β恒星之一。因此，它是集合星震学的一个很好的目标，并解决了在仙王座β域中是什么将脉动星与明显恒定的恒星区分开来的问题。
2011-05-16 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
Pulsating chromosphere of classical Cepheids. Calcium infrared triplet and H$α$ profile variations
最近的研究表明，造父变星的红外辐射在脉动周期内是恒定的，这可能是由于一个约为恒星半径15%的电离气体脉动壳层造成的，这可能归因于造父变星的色球活动。本文的目的是研究造父变星色球层沿脉动周期的动力学结构，并对其大小进行量化。我们目前H $α$和钙近红外三重态（Ca IR）配置文件的变化，使用高分辨率光谱与UVES光谱仪的一个良好的周期覆盖范围从$\approx$ 3至60天的24造父变星的样本。在对谱线轮廓进行定性分析后，我们将范霍夫效应（H $α$和Ca IR之间的速度梯度）量化为造父变星周期的函数。然后，我们使用史瓦西机制（由于冲击波的线加倍）来量化色球的大小。我们发现周期大于$P=10$天的造父变星存在显著的Van Hoof效应，特别是H $α$线的速度梯度比Ca IR延迟达$Δv \approx$ 30 km/s.我们发现长周期造父变星色球的大小至少是恒星半径的$\approx$ 50%，这与先前从红外过量分析中发现的由电离气体制成的壳的尺寸一级一致。最后，对于大多数的长周期造父变星的样本中，我们报告了一个不动的吸收功能的H $α$线，我们属性的拱星信封，围绕色球。分析造父变星的Ca~IR谱线对于消除周期光度关系中红外过剩的偏差具有重要意义，特别是在\textit{Gaia}上的径向速度谱仪（RVS）即将进行的观测中，它可能对色球层敏感。
2020-07-02 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Eclipsing Systems with Pulsating Components (Types β Cep, δ Sct, γ Dor or Red Giant) in the Era of High-Accuracy Space Data
恒星系统是理解恒星和恒星系统性质的基本对象。此外，具有脉动分量的振荡系统是有利的，因为它们提供了对分量特性的精确约束，以及用于脉动模式确定的补充方法，这对于精确的星震学至关重要。为寻找行星系统而进行的旨在为成千上万颗恒星提供高精度光变曲线的空间飞行任务的成果也使人们对变星领域有了新的认识，并重新引起了人们对一般双星系统的兴趣。具有脉动分量的食系统的检测特别受益于此，并且在该领域的进展正在快速增长。在这篇综述中，我们展示了一些最近的结果，从研究食系统的脉动组件的基础上获得的数据由空间任务{ \it开普勒}或TESS。我们考虑不同的系统配置，包括半分离食双星（近）圆轨道，（近）圆和非同步食双星的化学成分，食双星显示的心跳现象，以及分离，偏心双线系统。所有显示一个或多个脉动分量。在众多已知的脉动恒星中，我们讨论了光谱类型为B、A或F的未演化或略微演化的脉动恒星以及具有类太阳振荡的红巨星。一些系统表现出额外的现象，如潮汐效应，角动量转移，（偶尔）质量转移组件和/或磁活动之间。这些现象和轨道变化如何影响在一个或多个组件中激发的不同类型的脉动，为更好地理解脉动物理学提供了新的机会。
2021-05-10 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
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
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
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
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 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
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
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
The pulsating magnetosphere of the extremely slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
$ξ^1$ CMa是一颗单周期脉动的磁性$β$ Cep星，其磁层X射线辐射在磁星中是独一无二的，明显受到恒星脉动周期的调制。旋转周期$P_{\rm rot}$尚未确定，文献中有多个相互竞争的声明。我们提出了一个大型ESPaDOnS数据集的分析与9年的基线。纵向磁场$\langle B_{\rm Z}\rangle$显示出显著的年度变化，表明$P_{\rm rot}$至少在几十年的数量级上。恒星的H $α$发射起源于一个经典的Be伴星周围的可能性进行了探索和拒绝基于VLTI琥珀和先锋干涉仪，这表明，而不是发射必须起源于恒星的磁层，因此也应该调制与$P_{\rm rot}$。从ESPaDOns和CORALIE光谱测量的H $α$等效宽度的周期分析表明，$P_{\rm rot} > 30$ yr。因此，所有的证据都支持$ξ^1$ CMa是一颗旋转非常缓慢的磁星，拥有一个动态的磁层。H $α$还显示了调制与脉动周期的证据，我们表明，这种现象不能解释的变化的底层光球线轮廓，即它可能反映的变化的数量和分布的磁约束等离子体在拱星环境。与其他具有类似恒星性质的磁星相比，$ξ^1$ CMa是迄今为止旋转速度最慢的B型磁星，也是唯一一颗在H $α$中可以探测到磁层的慢速旋转B型磁星（因此也是最冷的具有光学可探测到的动态磁层的恒星），并且是唯一一颗已知的H $α$发射受脉动和旋转调制的早期型磁星。
2017-06-27 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
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
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
Ensemble asteroseismology of pulsating B-type stars in NGC 6910
天文地震学提供了探测恒星内部和测试演化和地震模型的可能性。在对年轻的疏散星团进行多地点观测期间获得的精确光度测定和光谱学，可以发现丰富的脉动恒星样本，并将其用于称为系综星震学的同步地震建模。本研究的目的是通过对疏散星团NGC 6910早型脉动成员的集合星震学研究，获得其年龄，并推导出其恒星参数，对激发模进行分类。我们使用时间序列分析，进行光度和光谱模式识别，并计算网格的演变和地震模型应用程序的合奏asteroseismology NGC 6910的9个脉动成员。通过对9颗脉动星进行两次星震学合奏，我们得出NGC 6910的年龄为10.6 $^{+0.9}_{-0.8}$ Myr。在论文中检查的九颗脉动星中，有八颗是$β$ Cep星，其中三颗是混合型$β$ Cep和慢脉动B型（SPB）脉动星，还有一颗是SPB星。有趣的是，质量最小的$β$ Cep恒星NGC 6910-38的质量约为5.6 M $_\odot$。目前的理论并不能预测在这样低质量的B型恒星中不稳定的$p$模式。根据地震模型，在星团的三个成员中观察到的频率相对较高的$g$模式（$>3.5$ d $^{-1}$）也是稳定的。这两个发现都对理论计算提出了挑战，并促使对不透明度进行修订。根据脉动B型星，对NGC 6910和$χ$ Per进行的组合星震学程序是成功的，因此可以应用于其他富含这类星的年轻疏散星团。
2020-01-14 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
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
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
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
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
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
Photometric Behavior of Five Long-Period Pulsating Stars
研究了Mira型恒星T Cep，X CrB，U UMi，U Cyg，BG Cyg的平均亮度随时间的变化和振幅的变化。在这项研究中，使用了法国变星观测者协会（AFOEV）成员近100年的观测结果。所有的星星都显示了指定参数的周期变化。对T Cep、U UMi和U Cyg，平均亮度变化的准周期值分别约为1400、1025和1680天。对于T Cep，U UMi和BG Cyg，亮度变化的周期是变化的，但我们使用的是平均值。绘制了依赖性«平均亮度- JD»和«振幅- JD»。结果进行了讨论。
2012-12-30 astro-ph.GA 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
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
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
Maia variables and other anomalies among pulsating stars
从TESS测光，493中晚B星与高频率（迈亚变星）已被确定。投影自转速度的分布表明，Maia变星的自转速率与SPB星的自转速率没有区别。此外，许多Maia恒星的脉动频率超过60 c/d。快速旋转被排除在理解Maia变量的可能因素之外。目前的脉动模型显然存在严重的问题。这些模型不仅不能解释Maia星，而且也不能解释SPB和Gamma Dor变星从Delta Sct区域的冷端到Beta Cep不稳定带的热端形成一个连续的不稳定带的事实。同样，δ Sct、Maia和β Cep变量的分布之间也存在连续性。事实上，Maia星似乎是delta Sct星向中B型的延伸。这些观察结果表明，多个驱动机制之间的相互作用，而不是单独的主导机制，每个变异组。
2023-01-23 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
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
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
Can an underestimation of opacity explain B-type pulsators in the SMC?
慢脉动B星和造父$β$是由$κ$机制驱动的脉动B星。该$κ$机制起作用，因为在$\log T \approx 5.3$区域中出现了由于来自铁族元素的大量原子跃迁而导致的不透明度峰值。理论结果预测，在小麦哲伦云等低金属丰度环境中，很少会遇到SPB，也不会遇到$β$ Cep。然而，最近的变化调查的B星在SMC报告检测到大量的SPB和$β$ Cep候选人。虽然铁的含量起着重要的作用，在激发$β$ Cep和SPB脉动，化学混合物代表的SMC B星，如最近得出的不留下空间，在这些恒星的铁丰度显着增加。虽然铁族元素的丰度似乎是可靠的，但铁族元素的不透明度是否被低估了？我们确定如何在B型星的不透明度配置文件应该改变，以激发SPB和$β$ Cep脉动的早期型星的SMC。
2010-07-19 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
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
The Classificiation of Kepler B star Variables
开普勒数据库中的252颗B星候选者的光变曲线以类似于Balona等人（2011）的方式进行分析，以进一步表征B星的变化，为未来的研究增加可变B星的样本，并识别其功率谱包括特别有趣的特征（如频率分组）的恒星。恒星分为常发光恒星、$β$ Cep恒星、缓慢脉动B星、混合变星、联星或光变曲线由自转控制的恒星（Bin/Rot）、热次矮星或白矮星。在我们的样本中，有100颗恒星被发现要么是光常数，要么是在小于0.02毫等的水平上变化的。我们以如下方式增加了Balona等人（2011）在开普勒数据库中发现的候选B星变星的数量：$β$ Cep星从0增加到10，缓慢脉动B星从8增加到54，混合变星从7增加到21，Bin/Rot星从23增加到82。为了比较的目的，在2007年之前已知大约有51个SPB和6个混合体。在2004年之前，已知的$β$ Cep恒星数量为93颗。这项研究的第二个结果是确定了另外11个脉动白矮星候选者，其中四个具有频率分组。
2012-02-10 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
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
An observational asteroseismic study of the pulsating B-stars in the open cluster NGC 884
近年来，在地震解释方面取得了一些进展，从而改善了大质量恒星结构和演化模型计算中的物理描述。通过研究年轻的疏散星团中的恒星群，可以获得更多的小行星地震限制，这些恒星群都具有相似的年龄、距离和化学成分。基于在疏散星团NGC 884中发现的大量多周期和单周期B星，我们提出了一个观测性的星震研究。我们的研究说明了一个年轻的疏散星团的集合星震学的现状。
2013-10-01 astro-ph.SR
Inference for Stellar Opacities from Seismic Studies of the Hybrid $β$ Cep/SPB pulsators
本文对$β$ Cep/SPB型脉动星波江座$ν$、蝎虎座12和飞马座$γ$进行了全面的地震研究。模型与修改后的平均不透明度配置文件的构建，以考虑到所观察到的频率范围和一些个别频率的值。为了减少可能的解决方案的数量，我们使用的非绝热参数$f$，其值是非常敏感的亚光球层的脉动驱动。这种复杂的地震模拟表明，需要对不透明度剖面进行重大修改。
2017-04-20 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
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
The challenge of measuring magnetic fields in strongly pulsating stars: the case of HD 96446
在早期的B型星中，富氦Bp星表现出最强的大尺度有序磁场，并具有主导的偶极贡献。几年前，在典型的磁性早期Bp型恒星HD 96446中发现了$β$类Cep脉动，但由于缺乏可靠的旋转周期和复杂的程序来解释脉动对磁场测量的影响，对磁场几何形状的分析受到了阻碍。使用新的spectropolarimetric观测和最近确定的旋转周期的基础上，广泛的光谱时间序列，我们调查的磁场模型参数下更详细的考虑这颗星的脉动行为的线轮廓。
2016-10-12 astro-ph.SR
An investigation of the close environment of beta Cep with the VEGA/CHARA interferometer
对脉动恒星进行高精度干涉测量有助于确定其近距离环境的特征。在1974年，一个近伴星被发现围绕脉动星β Cep使用散斑干涉测量技术和功能的极限分辨率（20毫弧秒或mas）的仪器提到，可能是由于拱星材料。Cep β有一个磁场，这可能是MHD模型所描述的围绕恒星的球壳或环状结构的原因。利用安装在Mt. CHARA长基线干涉仪上的可见光复合器VEGA。Wilson，我们的目标是确定β Cep的角直径，并以高达1 mas水平的空间分辨率解决其封闭环境。在2008年和2009年期间，VEGA仪器获得了β Cep的中等光谱分辨率（R=6000）观测。这些观测是用阵列的S1 S2（30米）和W1 W2（100米）基线进行的。我们研究了几个模型来重现我们的观察结果。一个大尺度结构的几个质量是清楚地检测到周围的恒星与一个典型的通量相对贡献为0.23 +- 0.02。我们最好的模型是一个共同旋转的几何薄环周围的恒星预测的磁约束风冲击模型。环内径为8.2 ± 0.8质量，宽度为0.6 ± 0.7质量。旋转轴在天空平面上的方向是PA = 60 +- 1 deg，而β Cep的平均角直径的最佳拟合给出UD[V] = 0.22 +- 0.05 mas。我们的数据与预测的β Cep近伴星的位置一致。这些结果带来了额外的限制的基本参数和未来的MHD和asteroseisological模型的明星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Magnetic fields in beta Cep, SPB, and Be stars
最近的观测和理论研究结果强调了磁场对大质量恒星结构、演化和环境的潜在意义。根据它们的光谱和光度行为，上主序星B型星被划分为不同的类别，例如β Cep星和缓慢脉动B（SPB）星、富氦和缺氦Bp星、Be星、BpSi星、HgMn星或正常B型星。所有这些组的特征在于不同的磁场几何形状和强度，从低于几个高斯的检测极限到几十kG的场。我们的合作是第一个系统地研究不同类型主序星B的代表性样本中的磁场。在这篇文章中，我们给出了一个概述，我们已经了解到，在过去几年中有关磁场β Cep，SPB和Be星。
2013-09-21 astro-ph.SR
Stochastic Processes in Yellow and Red Pulsating Variables
脉动周期的随机变化在冷的脉动星中得到了很好的证实，特别是红巨星变星：Miras，A型和B型的半正则星，以及RV Tau变星。这样的效应也在少数造父变星、SX Phe变星XX Cyg，以及最近的红超巨星变星BC Cyg（一颗C型半正则变星）中观察到。这种波动的性质在恒星的几个脉动周期内似乎是随机的，但主要脉动机制的规律性在长期内占主导地位。随机性的程度与恒星的尺寸有关，随机性参数“e”似乎与周期“P”内的平均恒星半径密切相关，平均值为e/P = 0.0136+-0.0005。造成这种波动的物理过程是不确定的，但推测起源于此类恒星中包层对流的时间变化。
2009-07-16 astro-ph.SR
