On resonant and non-resonant origin of double-mode Cepheid pulsation
双模造父变星的行为可能来自非共振或共振模式的相互作用。Kollath等人（1998）将湍流对流纳入脉动代码，导致稳定的双模F+1O造父变星脉动。然而，我们最近的计算（Smolec和Moskalik 2008）表明，这些模型是由于错误地忽略了负浮力效应。一旦考虑了这些影响，只能找到一些共振双模模型，这些模型并不能解决双模现象的难题，因为它们被限制在狭窄的参数范围内。对于大多数观测到的双模造父变星，非共振机制必须是可操作的。
2009-07-16 astro-ph.SR
The State of Cepheid Pulsation Theory
我们回顾了造父变星建模的现状，并讨论了其主要的不足之处，即使用时间依赖的混合长度。尽管如此，造父变星建模已经取得了一些出色的成功，我们提到了一些最近的。观测和建模之间的差异并没有出现在单模造父变星的总体特性中，而是当更微妙的非线性效应很重要时，例如在双模甚至三模脉动中。最后，我们将讨论我们认为未来十年最重要的挑战。这些是，第一，现实的多维建模的对流在脉动的环境中，第二，非径向脉动，已观察到的非线性建模，以及，相关的，最近已观察到在造父变星的Blazhko现象。
2009-07-10 astro-ph.SR
Evolution and pulsation period change in the Large Magellanic Cloud Cepheids
通过对初始化学成分X=0.7，Z=0.008，初始质量为5 M_ \odot <= Mzams <= 9 M_PDMATHABMM，脉动周期为2.2 ~ 29天的恒星演化和非线性恒星脉动的一致性计算，得到了大麦哲伦造父变星脉动周期变化率的理论估计.造父变星流体动力学模型对应热核氦燃烧的演化阶段。在HR图不稳定带的演化过程中，造父变星的脉动周期对于基模和第一泛音都是演化时间的二次函数。初始质量Mzams >= 7 M_（\odot）的造父变星以基本模式脉动，周期变化率\dot在不稳定带的两个交叉点上几乎变化为2倍。在周期-周期变化率图中，周期和\dot的值集中在条内，它们的斜率和半宽度取决于HR图中的运动方向和脉动模式。对于基模振荡，在不稳定带的第一次和第二次交叉处，带的半宽分别为δ \log \dot = 0.35和δ \log \dot = 0.2。计算结果与近700个LMC造父变星的观测结果进行了比较。在\dot的观测不确定度范围内，周期变化率对脉动周期的理论依赖关系与观测符合得很好。
2013-07-23 astro-ph.SR
Spectropolarimetric study of the classical Cepheid $η$ Aql: pulsation and magnetic field
本文报道了经典造父变星$η$ Aql的偏振光谱研究结果。我们发现，$η$ Aql的纵向磁场随径向脉动周期呈正弦变化，而幅度$B$，平均场$B_0$，最大和最小场的相位每年都在变化。我们推测，这些变化的可能原因是恒星的轴向旋转或发电机机制。
2013-11-08 astro-ph.SR
Challenges in Cepheid Evolution and Pulsation Modeling
本文综述造父变星演化与脉动建模的质量差异、输入物理不确定性及观测检验，并利用 MESA 与 RSP 分析模型物理变化。
2023-07-23 astro-ph.SR
Pulsation Period Change & Classical Cepheids: Probing the Details of Stellar Evolution
长期周期变化的测量探针实时恒星演化的经典造父变星，使这些测量强大的约束恒星演化模型，特别是当与干涉测量相结合。在这项工作中，我们提出了恒星演化模型和测量的周期变化率的两个银河造父变星：北极星和船底座，都是重要的造父变星锚定造父变星莱维特定律（周期光度关系）。结合先前测量的视差，干涉角直径和周期变化率，可以预测造父变星的质量损失和恒星质量。利用恒星演化模型，我们发现l Car的质量约为9 $M_\odot$，与恒星脉动模型一致，但没有经历增强的恒星质量损失。相反，北极星的周期变化率需要包括增强的质量损失率。我们讨论了这些不同的结果意味着造父变星的演化和造父变星不稳定带的质量损失机制。
2014-07-30 astro-ph.SR
The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-Induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep
在过去的十年中，造父变星的秘密生活（SLiC）计划已经在维拉诺瓦大学进行，以研究经典造父变星的方面和行为，这些方面和行为仍然没有得到很好的理解。在这方面，第一个几个计划的文件计划造父变星，我们报告目前的结果为三角洲Cep，造父变星的原型。已获得持续测光，以寻找脉动周期、光变曲线形态和振幅的变化。将我们的测光与别尔德尼科夫2000年编制的最大光照时间相结合，得到一个小的周期变化dP/dt ~ -0.1006 +/-0.0002 sec yr^-1。还有证据表明，在过去的50年里，每十年的光振幅逐渐增加约0.011等（V波段）和约0.012等（B波段）。此外，HST-COS紫外分光光度法和XMM-Newton X射线数据进行了调查的高温等离子体存在的造父变星光球。总的来说，从XMM-牛顿的五次访问（八次曝光）中，发现δ Cep是一个软X射线源（Lx [0.3--2 keV] ~ 4.5-13x10^28 erg sec^-1），峰值通量在kT = 0.6-0.9 keV。X射线活动被发现是变化的，可能与恒星脉动的相位。从2010年至2013年，使用HST-COS对Delta Cep进行了9次观测。紫外辐射也是可变的，并且与恒星脉动相位一致。最大紫外线辐射发生在最大可见光附近或稍早，变化多达20倍。这种变化表明，脉动引起的冲击加热在造父变星大气中起着重要的作用，可能除了静态，磁加热。这项…
2014-09-30 astro-ph.SR
The Connection Between Pulsation, Mass Loss and Circumstellar Shells in Classical Cepheids
最近的观测造父变星使用红外干涉测量和斯皮策测光检测到存在的拱星信封（CSE）的灰尘，它已被假设，CSE的是由于尘埃形成的造父变星风。在这里，我们使用修改后的Castor，Abbott & Klein形式主义，以产生一个造父变星风，这是用来估计的造父变星质量差异的质量损失的贡献此外，我们测试OGLE-III经典造父变星使用SAGE调查的红外通量，以确定是否大麦云造父变星有CSE的。据发现，IR过剩是一种常见的现象，LMC造父变星和由此产生的质量损失率可以解释至少一小部分的造父变星质量差异，这取决于假定的灰尘气体比在风中。
2009-08-31 astro-ph.SR
Uncertainties on the theoretical predictions for classical Cepheid pulsational quantities
造父变星在不稳定带内的预期分布受到几个模型输入的影响，反映在预测的周期-亮度关系上。在新的和更新的一套演化和脉动模型的基础上，我们定量地评估了当前不确定性对大麦云云造父变星化学丰度的理论PL关系的影响，以及演化模型中采用的几个物理假设。我们分析了不同的因素如何影响演化和脉动观测和由此产生的PL关系。因此，我们发现，目前最相关的H和He燃烧反应速率的不确定性不影响在温度的环路扩展的相关方式。相反，当前LMC化学成分的不确定性显着影响环路的延伸，也反映在不稳定带的形态，但它们对预测的脉动参数的影响是可以忽略不计的。我们还讨论了过冲和质量损失对ML关系和脉动参数的影响。总之，目前的不确定性的物理输入中采用的进化代码和大麦哲伦星云的化学成分是可以忽略不计的主要脉动性质的预测，包括在以前的H燃烧阶段和/或质量损失的过冲预计将显着改变所得的理论脉动造父变星的情况下，以及校准的距离尺度。预计这些系统效应将影响二级距离指示器的造父变星理论校准，进而影响由此对哈勃常数的评估。
2009-11-15 astro-ph.SR
Linear nonadiabatic pulsation models of the double-mode Cepheid V371 Per
用线性非绝热脉动模型研究了最近发现的周期最短、周期比异常的双模造父变星V371 Per。V371 Per很可能是第一次穿越不稳定带，因为从脉动模型得出的质量大于第二个或更高穿越物体的演化质量。这一结果似乎支持了从光谱观测中得到的结论。我们还发现，具有观察周期和周期比V371 Per的模型需要在一个窄范围内具有质量和Teff，该范围随着重元素丰度Z的变化而变化。我们已经检查了观测估计的Teff范围和使用观测Z从脉动模型导出的Teff范围之间的一致性。我们发现这些范围有轻微的重叠。我们需要更多的光谱估计的Teff和[Fe/H]，和更多的光度监测，以估计的演变周期的变化，以确认我们的结果。
2017-02-08 astro-ph.SR
Period-Color and Amplitude-Color Relations in Classical Cepheid Variables - VI. New Challenges for Pulsation Models
我们提出了多相周期颜色/振幅颜色/周期亮度的关系，使用OGLE III和银河造父变星的数据，并与最先进的理论脉动模型的状态进行比较。使用这种新的方法来比较模型和观测，我们发现令人信服的证据表明，作为相位的函数的周期颜色和周期亮度关系是动态的，在某些脉动相位高度非线性。我们将其推广到一个多相Wesenfeld函数，并发现相同的结果。因此，我们的结果不能归因于红化误差。我们目前的统计测试和电影描述的周期颜色/周期光度和Weseneirs关系的LMC OGLE III造父变星数据的相位函数的URL：这些测试和电影清楚地表明非线性作为相位的函数，并提供了一个新的窗口，对恒星脉动的更深入的了解。当与模型比较时，我们发现模型在周期颜色和周期亮度平面上也预测了这种非线性。具有（Z=0.004，Y=0.25）的模型在模拟LMC造父变星关系方面表现更好，特别是在较长的周期内，尽管模型预测的振幅系统性地高于观测值。
2010-06-09 astro-ph.SR
Study of changes in the pulsation period of 148 Galactic Cepheid variables
通过$O-C$图的框架研究经典造父变星的周期变化，为理解这些变星的演化和性质提供了独特的视角。本文给出了148颗银河系经典造父变星的新的或扩展的$O-C$图。通过将计算出的周期变化率与盖亚EDR3的颜色相关联，我们获得了不可忽略的周期变化率对不稳定带内水平位置的依赖性的观测指标。我们发现，在59造父变星的置信水平为99%，这是均匀分布在检查期间的范围内的周期波动。将波动幅度与脉动周期相关联，得到了一个清晰的相关性，类似于对较长周期脉动变星有效的相关性。造父变星的$O-C$图显示的变化是不可忽略的数量，不是或不仅仅是进化的起源指向需要进一步的研究，以完全理解这些影响。一个这样的特殊行为是大幅度周期波动短周期造父变星，这发生在一个显着的一部分调查的恒星。波动强度和它的最小值在凸块造父变星区域的周期依赖性表明，在此期间范围内，这与电流脉动模型一致的稳定增强机制。
2022-01-13 astro-ph.SR
Convection, granulation and period jitter in classical Cepheids
对开普勒场中唯一的经典造父变星天鹅座V1154的最近观测结果进行分析，发现脉动周期约为30分钟的随机变化。这些周期变化挑战了脉动和演化的标准理论，因为周期变化是非长期的，解释这种周期抖动对于理解恒星演化和造父变星作为精确标准烛光的作用是必要的。我们认为，对流和对流热点可以解释所观察到的周期抖动。对流热点改变了造父变星光变曲线中通量最大和最小的时间，从而改变了测量的脉动周期。我们提出了一个模型的随机热点，产生一个本地化的流量过剩，扰动造父变星的光变曲线，从而脉动周期，这是与所观察到的抖动。这一结果表明，理解对流对于造父变星结构和演化的建模是多么重要，对流如何决定不稳定带的红边，以及造父变星光变曲线对大气物理的敏感程度。
2014-02-04 astro-ph.SR
Diversity of dynamical phenomena in type II Cepheids of the OGLE collection
本文分析了光学引力透镜实验观测到的924颗来自银河系球核的II型造父变星的测光结果。我们的目标是检测和分析各种动力学现象，包括例如多模脉动、倍周期脉动、周期k脉动或脉动的准周期调制。第一个例子的双模BL赫型恒星，脉动的基本模式和第一泛音模式同时报道。然而，两个双模式的变星并不是孤立的，而是最近发现的一类长周期RRd星的延伸。在三颗BL Her-type星中发现了倍周期效应，其中两颗是以前发现的，一颗是新发现的。通过大量的周期加倍的W Vir星的识别，我们表明，出现的倍周期效应，因此向RV Tau类的过渡，是一个平稳的过程，开始在脉动周期略高于15天。在数十个RV Tau变量中确定了深脉动周期和浅脉动周期的互换。其中一颗RV Tau星是第4周期脉动的有力候选者。首次报道了II型造父变星所有子类中脉动的准周期调制。在16 BL Her，9 W Vir和7 RV Tau星中检测到调制。在最后一种情况下，调制是最有可能的情况，但其他两种情况，非径向模式的激励，或周期4脉动，也可以解释所观察到的脉动模式。在II型造父变星的所有子群中，脉动幅度和周期在不同时间尺度上的不规则变化是普遍的。
2018-09-08 astro-ph.SR
Theoretical rates of pulsation period change in the Galactic Cepheids
通过一致的恒星演化和非线性恒星脉动计算，得到了初始质量为5.5 M_ \odot <= Mzams <= 13 M_ \odot，化学成分X=0.7，Z=0.02，周期为1.5天<= P <= 100天的造父变星径向脉动周期变化率的理论估计。根据HR图中的演化轨迹，研究了三个不稳定带交叉点的脉动不稳定性。第一次穿越发生在主序后氦核引力收缩阶段，该阶段在Kelvin-Helmholtz时间尺度内进行，而第二次和第三次穿越发生在热核芯氦燃烧的演化阶段。在不稳定带的每一个交叉的径向脉动的周期是一个恒星演化时间的二次函数。脉动周期变化的理论速率与观测值一致，但观测估计的dP/dt的离散度明显超过了谱带的宽度（δ \log| DP/DT| <= 0.6）在周期-周期变化率图中封闭演化轨迹。造父变星中dP/dt值非常高的大散射的原因之一可能是第一次穿过不稳定带的恒星。它们的比例从Mzams= 5.5 M_ \odot的2%到Mzams= 13 M_ \odot的9%不等。变星αUMi和IX Cas似乎属于这样的天体。
2014-01-25 astro-ph.SR
Observations of Cepheids with the MOST satellite: Contrast between Pulsation Modes
卫星测光数据串的数量和质量在很低的水平上揭示了造父变星的细节。具体来说，我们观察到造父变星脉动的基本模式和一个脉动的第一泛音与加拿大MOST卫星。3.7-d周期基模振荡器（RT Aur）具有精确重复的光变曲线，并且可以非常精确地由傅立叶级数建模。另一方面，泛音振荡器（SZ Tau，3.1 d周期）显示了从周期到周期的光变曲线变化，我们通过傅立叶参数的变化来表征。我们提出的论点，我们看到的不稳定性的脉动周期的泛音倍频，这也是一个特点的O-C曲线的泛音倍频。另一方面，周期与周期之间的偏差作为脉动相位的函数，在两颗恒星中遵循类似的模式，在最小半径之后增加。总之，在长时间尺度和短时间尺度上，泛音振荡器中的脉动比基模振荡器中的脉动更不稳定。
2014-11-06 astro-ph.SR
Pulsation periods reveal tension between theoretical and empirical radii for classical Cepheids in eclipsing binary systems
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文中心，波兰科学院）；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）
研究发现用食双星造父变星约束恒星模型时，基于脉动周期与半径的拟合解存在张力，建议用脉动周期而非半径，并需研究大振幅脉动星半径的非线性效应。
2026-08-12 astro-ph.SR
Stellar Pulsation and Evolution: a Combined Theoretical Renewal and Updated Models (SPECTRUM) -- I: Updating radiative opacities for pulsation models of Classical Cepheid and RR-Lyrae
本研究作为SPECTRUM项目首篇成果，更新Stellingwerf脉动代码的辐射不透明度表，发现该更新对经典造父变星与天琴座RR型变星的脉动性质及距离标尺定标影响极小，为构建自洽的恒星演化与脉动框架迈出重要一步。
2024-11-02 astro-ph.SR
Cepheid and RR Lyrae Variables as Standard Candles and What Else?
经典造父变星和天琴座RR型变星是宇宙距离、恒星演化和脉动的基本示踪物。这些径向脉动星的光变曲线分析和脉动特性为理论演化和脉动模型提供了严格的检验。我讨论了一个详细的光变曲线分析的经典造父变星在银河系和麦哲伦云在多个波长。光变曲线参数随周期、波长和金属丰度的变化被定量化，以约束造父变星的质光关系等理论参数。我简要地总结了应用多波长光变曲线数据的II型造父变星和RR型天琴座变星研究银河系核球。
2018-06-08 astro-ph.SR
Observational studies of Cepheid amplitudes. I - Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes
目的：利用多色测光和视向速度资料，对造父变星的周期振幅关系进行修正。根据U、B、V、R_C和I_C光度带和脉动径向速度变化构造的银河造父变星的可靠P-A图有助于研究以前研究得很少的可观测振幅之间的相互关系。双星度和金属度对观测到的振幅的影响，以及短周期造父变星和长周期造父变星之间的二分法都可以被研究。结果如下：大振幅造父变星与同伴表现出较小的光度振幅平均比孤立的，正如预期的那样，而s-Cepheids脉动rbitrary（虽然小）的振幅。观测到的径向速度与蓝光光度振幅的比值A_V_RAD/A_B并不像理论上预测的那样能很好地指示脉动模式。这可能是由于对一些小振幅造父变星的模式分配不正确造成的，这些造父变星不一定是第一泛音变星。脉动振幅对波长的依赖关系被用来识别造父变星的双重性。20多颗先前被归类为孤立造父变星的恒星现在被怀疑有伴星。在不同波段观测到的光度振幅比证实了正常振幅造父变星之间存在二分法。短周期造父变星和长周期造父变星的分界周期为10.47天。结论：脉动振幅的相互依赖性，振幅参数的周期依赖性，和二分法必须考虑到的约束条件，在造父变星的结构和脉动建模。P-L关系的研究必须符合10.47的中断，而不是目前使用的“方便”值10天。
2009-08-25 astro-ph.SR
Notes on disentangling of spectra II. Intrinsic line-profile variability due to Cepheid pulsations
从观测到的造父变星光谱中确定脉动速度是Baade-Wesselink校准这些主要距离标记所必需的。本文研究了傅立叶解缠技术在测定造父变星和其它脉动星脉动速度中的适用性。修改了KOOWN程序，使其能够拟合与恒星大气径向脉动相对应的规定的线轮廓展宽函数的自由参数。它被应用于光谱的三角洲Cep在H-α区域观察到的Ondrejov 2米望远镜。利用模板约束解缠法去除了大地线，测量了线强度的锁相变化，并得到了几条谱线的脉动速度曲线。它示出的振幅和相位的速度和线强度的变化依赖于线形成的深度和激发电位。造父变星光谱中脉动的分离可以用来确定距离。
2009-09-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Non-linear modelling of beat Cepheids: Resonant and non-resonant models
双周期造父变星脉动现象仍然知之甚少。最近，我们重新讨论了用非线性流体编码器模拟双周期脉动的问题。我们表明，公布的非共振双模模型是不正确的，因为他们排除了负浮力的影响。目标。我们继续努力验证包含负浮力的Kuhfuss单方程对流模型是否能再现造父变星的双周期脉动。方法.使用直接的时间积分Hydrocode，它实现了Kuhfuss对流模型，我们寻找稳定的双周期造父变星模型。我们寻找的模型脉动的基本和第一泛音模式（F+1O），以及在两个最低阶泛音（1O+2O）。在后一种情况下，我们专注于复制双泛音造父变星的大麦云（LMC）。结果我们已经发现了两种类型的全振幅非线性拍造父变星模型，F+1O和1O+2O。在F+1O模型的情况下，拍频脉动最有可能是由三模共振2 ω_1 = ω_0 + ω_2引起的，而在双泛音模型中，根本机制（共振或非共振）不能毫无疑问地被识别。然而，在我们的调查中发现的双周期模型只存在于狭窄的周期范围内，不能解释大多数观测到的双周期物体。结论.在几乎没有疑问的情况下，我们得出结论，目前的一维一方程对流模型无法再现大多数观测到的拍造父变星。在现有脉动式流体编码器的缺点中，对流处理简单似乎是最严重的一个。越来越多的证据表明造父变星中存在非径向模式，这表明还应该研究径向模式和非径向模式之间的相互作用。
2010-08-23 astro-ph.SR
Classical Cepheid Pulsation properties in the Rubin-LSST filters
本研究基于不同金属丰度下的经典造父变星脉动模型，推导出Rubin-LSST滤光系统中的周期-光度-颜色等理论脉动关系，并发现其受质光关系和化学组成影响显著，为距离测定和金属丰度修正提供工具。
2024-02-08 astro-ph.SR
Double-mode Cepheids in M31
到目前为止，双模造父变星（或称beat造父变星）在银河系、麦哲伦星云和M33中被发现。奇怪的是，在M31中的2000多颗造父变星中，没有一颗显示出两种脉动模式。我们对档案数据中的双模造父变星进行了系统的搜索，发现了四个这样的物体。我们确定的恒星之一，作为第一和第二泛音振荡器，即使它的第二个周期受到强烈的混淆。两颗恒星在基模和第一泛音中脉动。它们的基本周期分别为9.392 d和9.163 d。这使得它们成为基模和第一泛音造父变星的第一候选者，其中双模脉动是由基模和第二泛音的1：2共振引起的。
2013-08-14 astro-ph.SR
Survey of non-linear hydrodynamic models of type-II Cepheids
我们提出了一个网格上的非线性对流II型造父变星模型。密集模型网格是针对0.6M_Sun和金属丰度范围（[Fe/H]=-2.0，-1.5，-1.0）以及0.8M_Sun（[Fe/H]=-1.5）计算的。两组对流参数被认为是。这些模型覆盖了经典不稳定带的全部温度范围，但在亮度上受到限制;对于最明亮的模型，剧烈的脉动导致最外层模型壳层的解耦。因此，我们的调查只达到最短的周期RV Tau域。在Hertzsprung-Russel图中，我们检测到两个域，其中周期加倍的脉动是可能的。第一个延伸通过BL Her域和低光度W Vir域（脉动周期~2-6.5 d）。第二个区域在更高的亮度下延伸（W Vir区域;周期>9.5d）。在这些领域内的一些模型显示周期-4脉动。我们还检测非常窄的域（~10 K宽），其中调制的脉动是可能的。另一个有趣的现象，我们检测到的是双模脉动的基本模式和第四径向泛音。第四泛音是表面模式，被困在外部模型层中。在经典不稳定带的热侧，第四泛音中的单模脉动也是可能的。对上述现象的成因进行了探讨。特别是，在驱动不同的脉动动力学以及在形成的形态的半径变化曲线的共振的作用进行了分析。
2015-12-04 astro-ph.SR
The Eclipsing Binary Cepheid OGLE-LMC-CEP-0227 in the Large Magellanic Cloud: pulsation modelling of light and radial velocity curves
我们对大麦云（LMC）造父变星OGLE-LMC-CEP-0227进行了一次新的、精确的光和径向速度曲线拟合。我们计算了几套非线性对流模型，涵盖了广泛的恒星质量，有效温度和化学成分。理论和观测之间的比较表明，目前的理论框架占光度-V和I带-和径向速度变化在整个脉动周期。预测的脉动质量--M=4.14+-0.06 Mo--和平均有效温度--Te=6100+-50 K--确实与观测估计值相一致，精度优于1 sigma。平均而言，同样的结果也适用于光度振幅和平均半径。我们发现，最适合的解决方案需要的化学成分，是更多的金属-贫比典型的LMC造父变星（Z=0.004比0.008）和轻微的氦增强（Y=0.27比0.25），但对他的丰度的敏感性是相当有限的。最后，最佳拟合模型红化--E（V-I）=0.171+-0.015 mag--和大麦哲伦星云重心校正的真实距离模数-- mu_{0,LMC} =18.50+-0.02+-0.10（syst）mag-与最近文献中的类似估计相当吻合。
2013-04-03 astro-ph.SR
Non-radial Pulsation in the First Overtone Cepheids of the Magellanic Clouds
我们分析了OGLE收集的麦哲伦云中第一次泛音造父变星的光度数据。在500多颗恒星中，我们发现了周期短于第一泛音周期和周期比在（0.60，0.65）范围内的额外变化。该样本包括OGLE团队先前探测到的双周期恒星以及新发现。在彼得森图中，这些恒星形成了三个分离良好的序列。在某些恒星中，我们同时发现了两个接近的周期，对应于彼得森图中的两个序列。在相当一部分恒星中，我们已经检测到额外变化频率一半的功率过剩。有趣的是，这些恒星中的大多数形成了彼得森图中的中间序列。
2018-02-08 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
Pulsation modelling of the Cepheid Y Ophiuchi with RSP/MESA. Impact of the circumstellar envelope and a high projection factor on Baade-Wesselink method
本研究利用MESA-RSP代码对造父变星Y Oph开展脉动建模，解释了其低振幅的成因，并指出星周包层影响与高投影因子共同导致了巴德-韦塞林克法测得的距离和光度值存在差异。
2023-12-19 astro-ph.SR
Investigating Opacity Modifications and Reaction Rate Uncertainties to Resolve the Cepheid Mass Discrepancy
由脉动或双星动力学推导出的造父变星质量通常低于由恒星演化模型推导出的质量。最近的努力一直致力于调查的影响，丰度，质量损失，旋转，对流和过冲处方修改的演变轨迹，以减少或消除这种造父变星的质量差异。虽然这些方法无论是单独使用还是结合使用都很有希望，但需要做更多的工作来区分可能的解决方案。在这里，我们调查核反应速率和不透明度的修改造父变星的演变使用MESA代码。我们讨论了在200，000 - 400，000 K的包络温度下不透明度增加的影响，提出了解释混合主序星β Cep/缓慢脉动B（SPB）变量的脉动特性，这些变量将演变成造父变星。我们利用MESA中的RSP非线性径向脉动建模能力来计算银河系造父变星V1334 Cyg，Polaris和Delta Cep的周期和径向速度振幅。
2020-04-12 astro-ph.SR
Self-Consistent Nonlinear Classical Cepheid Pulsations During Stellar Evolution with MESA
Yale University（耶鲁大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；State University of New York at Oswego（纽约州立大学奥斯威戈分校）
本文通过在MESA中引入涡旋粘滞阻尼，实现了对恒星演化的自洽非线性经典造父变星脉动的模拟，展示了MESA-star与MESA-RSP模块的物理一致性，并为未来研究提供了新的方法。
2026-03-16 astro-ph.SR
The period change of the Cepheid Polaris suggests enhanced mass loss
北极星是夜空中观测最多的恒星之一，有记录的观测时间跨度超过200年。从这些观测中，人们可以通过脉动周期的长期变化率来研究北极星的实时演化。然而，周期变化率的测量结果与最先进的恒星演化模型的预测不一致。我们表明，这可能意味着北极星目前正在失去质量的速度为$\dot{M} \approx 10^{-6} M_\odot$年$^{-1}$的基础上，模型和观察到的周期变化率之间的差异，与脉冲增强造父变星质量损失。周期变化率和质量损失之间的关系对于理解恒星演化和脉动具有重要意义，并提供了对当前造父变星质量差异的见解。
2012-01-05 astro-ph.SR
Non-radial pulsation in first overtone Cepheids of the Small Magellanic Cloud
我们分析了来自小麦哲伦星云的138颗第一泛音造父变星的测光，其中光学引力透镜实验（OGLE）团队发现了周期短于第一泛音周期的额外变化，并且周期比在（0.60，0.65）范围内。在彼得森图中，这些恒星形成了三个分离良好的序列。额外的可变性无法对应于其他径向模式。这种形式的脉动仍然令人费解。我们发现，额外的变化幅度很小，通常为第一泛音幅度的2- 4%，相当于2-5毫等。在某些恒星中，我们同时发现两个接近的周期对应于彼得森图中的两个序列。最重要的发现是，在35%的分析恒星中，在额外变异频率的一半（分谐波）处检测到功率过剩。有趣的是，在次谐波频率的功率过剩主要是检测到的彼得森图中的中间序列的恒星（74%），发病率低得多的顶部序列的恒星（31%），和现象没有检测到的底部序列的恒星。附加周期的振幅和/或相位随时间强烈变化。在第一泛音天琴座RR型星中也观察到类似形式的脉动。我们的研究结果表明，这种形式的脉动的性质和原因是相同的，在两组经典制冷剂，因此，一个共同的模型解释这种形式的脉动应寻求。我们的研究结果有利于理论的激发非径向模式的角度7，8和9，最近提出的Dziembowski。
2016-03-03 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA. III. Evolutionary and Pulsation Relations for Models with Core and Envelope Overshooting
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（法国蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
利用MESA计算2-8M☉模型，研究经典基模造父变星的演化和脉动性质，提供不稳定带边界、年龄、穿越时间、周期变化率以及周期-光度等关系，并分析金属丰度和超射参数的影响。
2026-03-27 astro-ph.SR
Multidimensional realistic modelling of Cepheid-like variables-II: Analysis of a Cepheid model
非局部的，随时间变化的对流模型已被用来解释的位置，在造父变星的双模式脉动的HR图，以及红边的不稳定带的存在和位置。这些属性对模型参数高度敏感。我们使用2D辐射流体动力学模拟与现实微观物理和灰色辐射传输模型的短周期造父变星。模拟结果表明，对流区的强度变化显着的脉动周期，并表现出相对于半径的变化相移。我们评估的对流通量和最常见的对流模型预测的功积分。结果表明，在一个脉动周期内，模型参数$α_{\rm c}$必须以超过2的因子变化，以匹配从模拟中获得的对流通量。为了使在He II对流区和下面的过冲区上积分的对流通量一致，该参数必须以高达$\sim 7.5$（Kuhfürklchen）的因子变化。然后，我们提出的对流和过冲区的径向对称和波动量的能量学的结果。通过静态、一维甚至简单的时间依赖模型来成功地对这种情况进行建模似乎极具挑战性。我们的结论是，需要显着的改进，使预测的基础上更强大的一维模型，并提高从他们得出的对流脉动耦合的结论的可靠性。多维模拟可以为发展对流描述提供指导，然后应用于传统的一维建模。
2015-02-24 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
Multidimensional realistic modelling of Cepheid-like variables. I: Extensions of the ANTARES code
我们已经扩展了ANTARES代码模拟耦合的脉动对流造父变星在一个越来越现实的方式，特别是在多维，2D在这个阶段。现今的径向脉动恒星模型假设径向对称，并通过包含特设闭包的模型方程和几乎不知道其值的参数，包括脉动对流相互作用。我们打算构建更加真实的造父变星多维模型。在本文件中，一系列的第一，我们描述了基本的数值方法，以及它是如何被这些对象的物理性质，有时是更多，有时不太明显的动机。- 为了构造合适的模型，引入了与平均径向速度共同运动的极坐标网格，以优化不同脉动相位的径向分辨率。网格被径向拉伸，以占空间尺度的变化，由于垂直分层和一个新的网格细化方案被引入到解决的上部，氢电离区的温度梯度是最陡的。我们表明，模拟是不保守的，当使用原来的加权基本上无振荡的方法在ANTARES实现，并推导出一个新的计划，它允许保守的时间演化。扩散的数值近似遵循相同的原理。此外，辐射转移求解器已被修改，以提高并行计算机上的计算效率。我们表明，这些改进的ANTARES代码可以用于现实的模拟造父变星的对流脉动相互作用。我们讨论了几个模型，其中包括上42%的造父变星沿其径向坐标的属性，假设不同的开口角，并适合于对流和脉动的深入研究。
2012-09-13 astro-ph.SR
Mean angular diameters, distances and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aql and T Vul - CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations
我们报告的第一个角直径测量的两个经典造父变星，FF Aql和T Vul，我们已经获得了与FLUOR仪器安装在CHARA干涉阵列。我们获得FF Aql和T Vul的平均肢体变暗角直径分别为θ_LD = 0.878 +/- 0.013 mas和θ_LD = 0.629 +/- 0.013 mas。将这些角直径与HST-FGS三角形半径相结合，分别得到线性半径R = 33.6 +/- 2.2 Rsol和R = 35.6 +/- 4.4 Rsol。与经验和理论的周期半径关系的比较导致的结论是，这些造父变星脉动的基本模式。脉动模式的知识是最重要的校准周期亮度关系与一个统一的基本模式造父变星的样本。
2012-03-29 astro-ph.IM 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
Pulsation Models for Ultra-Low (Z=0.0004) Metallicity Classical Cepheids
经典造父变星是主要的距离指标，在校准河外距离尺度中发挥着重要作用。它们的特征周期-发光度（PL）关系对化学成分的可能依赖性在文献中仍然存在争议，并且在非常低的金属丰度制度下这些发光剂的行为几乎未被探索。为了推导出低金属丰度时周期光度关系的应用限制，我们研究了最近在蓝致密矮星系IZw 18中发现的几颗超低金属丰度（Z ~ 0.0004）造父变星的性质.为此，我们计算了一组更新和扩展的非线性对流模型，Z=0.0004和Y=0.24，涵盖了广泛的恒星质量，并考虑了选定亮度水平的进化约束。因此，我们能够预测的不稳定带的拓扑结构，所有相关的量沿脉动周期的变化，包括光变曲线的形态，理论周期-亮度-颜色，周期-Wesenweg和周期-亮度关系在这样一个低的金属丰度。对于这些关系中的每一个，我们提供了Z=0.0004的基模阻尼器的适当系数。通过比较这些结果与更多的金属丰富的造父变星的属性，我们发现，Z=0.0004的合成PL关系是陡峭的比在更高的Z，但类似于Z=0.004的，从而表明了平稳的金属量的影响，对最低的Z。
2010-02-25 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
Orbit determination for the binary Cepheid V1344 Aql
本研究针对双星造父变星V1344 Aql，结合新观测与已发表的光谱、测光数据，通过分离脉动与轨道视向速度变化、$\chi^2$最小化方法，首次测定其轨道周期约34.6年、偏心率0.22，并更新了脉动周期，为造父变星周光关系定标提供支撑。
2023-10-16 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
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
Square root two period ratios in Cepheid and RR Lyrae variable stars
我们记录了一些造父变星和天琴座RR型变星的存在，这些变星具有以前未被认识的特征。这些恒星表现出主脉动除以次脉动的周期比P1/P2非常接近sqrt（2）的性质。这些类型的其他恒星的周期比没有显示出与一个密切的协会和一个单一的显着的非调和数集群。仔细检查发现，这些恒星的偏差为几倍~0.06%。这种偏离似乎以约0.000390（4）的离散阶跃存在，表明在这种振荡中可能存在一种精细结构。
2014-09-16 astro-ph.SR
Dependence of pulsation mode of Cepheids on metallicity
利用SMC、LMC、银河系、M33和M31中的造父变星，研究了在红超巨星中发现的脉动模与金属丰度的关系。造父变星的初始样本是从OGLE、PS1、DIRECT、WISE和ZTF巡天确定的造父变星星表中收集的。利用Gaia/EDR 3的天体测量资料，或通过比较银河系的几何距离和P-L关系的距离，去除了污染物。根据每个星系中天体的P-L图中两个模之间的间隔，细化了基模和一次泛音模的划分。发现SMC、LMC、银河系、M33和M31的FU/（FU+1 O）比值分别为0.59、0.60、0.69、0.83和0.85，证实了脉冲模式依赖于金属丰度，FU/（FU+1 O）比值随金属丰度的增加而增加。如果考虑样本的不完整性，这种依赖性不会改变。
2022-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Opacities in Stellar Pulsation
我们研究的恒星脉动的不透明度的作用，参考造父变星和RR天琴座，并检查增强不透明度的影响，在关键温度范围内的理论脉动光变曲线。最近的实验和理论工作提供了温度范围，这些工作表明铁不透明度被大大低估了。对于造父变星，我们发现增广不透明度在一定的周期范围内（约$\log P \approx 1$）有明显的影响，即使有一个退化的混合长度。我们也发现显着的影响，在理论模型的B-星整流器。
2018-06-08 astro-ph.SR
The Pulsation Mode of the Cepheid Polaris
先前推导出的北极星的光度视差为10.10 ± 0.20 mas，d=99 ± 2 pc，通过使用造父变星高色散光谱中的线比率推导出的光谱视差得到了证实。由此得到的平均光度估计值为<Mv>=-3.07+-0.01 s.e.，平均有效温度<Teff>=6025+-1 K s.e.，本征色为（<B>-<V>）o=0.56 ± 0.01 s.e.，与先前从测光视差中获得的E（B-V）=0.02+-0.01的空间红化值相匹配，与北极星的基模脉动和不稳定带的第一次交叉一致，这也是由其快速的周期增加率所论证的。相比之下，北极星系统性较小的依巴谷视差似乎不一致。
2012-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-evolutionary effects on period change in Magellanic Cepheids II. Empirical constraints on non-linear period changes
本文使用改进的Hertzsprung $O-C$技术分析麦哲伦星云中3658颗经典造父变星的OGLE数据，系统量化了非线性周期变化，发现33.5%的恒星存在不规则周期变化，且第一泛音恒星比例显著高于基础模式恒星。
2025-03-01 astro-ph.SR
Optical interferometry and Gaia parallaxes for a robust calibration of the Cepheid distance scale
我们提出了我们开发的建模工具，将造父变星的多技术观测在一个单一的脉动模型：脉动恒星的光谱干涉测量（SPIPS）。将来自光学干涉测量的角直径、径向速度和测光与即将到来的附近银河系造父变星的盖亚DR2视差相结合，将很快使我们能够校准经典的脉动视差方法的投影因子。这将使它的适用性扩展到造父变星太远，无法精确测量盖亚视差，并允许我们精确校准莱维特定律的零点。作为一个应用实例，我们提出了长周期造父变星RS Pup的SPIPS模型，该模型使用从其光回波估计的独立距离来测量其投影因子。
2018-08-11 astro-ph.SR
Multiwavelength study of observed and predicted pulsation properties of First overtone Cepheids in the Magellanic Clouds
本研究结合多波段观测数据与MESA-RSP理论模型，分析麦哲伦云第一脉动支造父变星的脉动关系，发现多个周期断点及幅度分布差异，为恒星脉动模型提供了严格约束。
2025-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Curve Parameters of Cepheid and RR Lyrae Variables at Multiple Wavelengths $-$ Models vs. Observations
我们提出的结果，从比较研究的光变曲线的造父变星和RR天琴座恒星在银河系和麦哲伦云与他们的理论模型产生的恒星脉动代码。用傅里叶分解法分析了多波长的理论光变曲线和实测光变曲线。在RR型天琴座星的情况下，振幅和傅立叶参数的模型是一致的，除了低金属丰度（$Z<0.004$）在大多数周期箱的观测。在造父变星的情况下，我们观察到的振幅和傅立叶参数的模型和观测之间的偏移更大。理论振幅参数通常大于观测值，除了接近$10$天的周期。我们发现，如果在脉动代码中采用更高的对流效率，可以减少模式和观测之间的这些差异。我们的研究结果表明，光变曲线结构的定量比较是非常有用的恒星脉动模型的输入物理提供约束。
2019-04-17 astro-ph.SR
The Hertzsprung progression of Classical Cepheids in the Gaia era
本研究构建驼峰造父变星的非线性对流脉动模型网格，探究赫茨普龙序中心周期的影响因素，结合Gaia观测数据验证理论预测，发现二者定性吻合，指出需更大样本支撑定量结论。
2024-03-08 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
