The Distance Measurement of NGC 1313 With Cepheids
本文介绍了利用哈勃空间望远镜上的宽视场行星照相机2对棒旋星系NGC 1313中造父变星的探测。获得了20个B（F450 W）和V（F555 W）历元的观测数据，时间跨度超过三周，在此基础上，使用HSTphot软件包对监测场中的所有恒星进行了轮廓拟合测光。一个包含26颗变星的样本被确认为造父变星，周期在3到14天之间。基于推导出的B和V波段的周期-亮度关系，采用大麦云作为距离零点校准器，获得了消光校正距离模μ = 28.32 +- 0.08（随机）+- 0.06（系统）。上述模量对应于4.61 +-0.17（随机）+-0.13（系统）Mpc的距离，与文献中报道的具有不确定性的先前测量一致。另外，对NGC 1313的红化也很小。
2016-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Araucaria Project. The Distance to the Sculptor Group Galaxy NGC 7793 from Near-Infrared Photometry of Cepheid Variables
在较早的发现经典造父变星在玉夫座群螺旋星系NGC 7793从光学宽视场成像调查，我们已经进行了深近红外$J$ -和$K$ -波段跟踪测光这些造父变星的子样本，以获得更高的精度比什么是可能的，从光学测光，通过最小化变红和金属含量对距离结果的影响。结合我们新的近红外周期光度关系和以前的光学光度测量，我们得到了NGC 7793的真实距离模数为$(27.66 \pm 0.04)$ mag（统计）$\pm 0.07$ mag（系统），即距离为$(3.40 \pm 0.17)$ Mpc。我们还确定影响造父变星的平均变红是$E(B-V)=(0.08 \pm 0.02)$等，表明有显着的尘埃消光固有的星系除了小的前景消光。新的，改进的造父变星距离的比较，早期的距离测定NGC 7793从塔利-费舍尔和TRGB方法产生的协议内报告的不确定性，这些以前的测量。
2017-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheid QZ Normae in the Open Cluster NGC 6067
造父变星是建立宇宙距离尺度的关键。因此，通过QZ Nor、V340 Nor和GU Nor在疏散星团NGC 6067中的成员资格来评估它们作为莱维特定律校准器的可行性是很重要的。以下证据证实了QZ Nor和V340 Nor是NGC 6067的成员，而GU Nor可能位于前景：（i）QZ Nor和V340 Nor的现有径向速度与该星团的建立一致（-39.4+-1.2 km/s）到1 km/s以内，而GU Nor则表现出明显较小的值;（ii）一个陡峭的速度-距离梯度表征了朝向NGC 6067的视线，因此意味着共享共同速度的物体几乎是等距的;（iii）为NGC 6067构建的径向轮廓表明，QZ Nor位于星系团边界内，尽管距离星系团中心20';（iv）NGC 6067的新BVJH测光证实了星团距离d=1.75+-0.10 kpc，这一结果与使用Benedict等人（2007年，HST天体松弛）校准计算的QZ Nor/V340 Nor的Weseneirs距离相匹配。QZ Nor是一个造父变星星团，应该被用作宇宙距离尺度的校准器。
2013-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cepheid Distance to the Narrow-Line Seyfert 1 Galaxy NGC 4051
根据造父变星周期-光度关系和哈勃空间望远镜新的多波段成像，我们得到了原型窄线塞弗特1星系NGC 4051到它的距离为$D = 16.6 \pm 0.3$ ~Mpc（$μ=31.10\pm0.04$ ~mag）。我们确定了419造父变星候选者，并使用精确光度计变量的子样本（分别为光学和近红外子样本中的123和47）在光学和近红外波长处估计距离。我们比较我们的独立测光程序和距离估计方法所使用的SH 0 ES团队，并找到协议0.01~马格。距离，我们得到的建议爱丁顿比$\dot{m} \approx 0.2$的NGC 4051，典型的窄线塞弗特1星系，不像以前的距离估计暗示的古怪的值。我们得到NGC 4051的一个特殊速度为$-490\pm34$ ~km~s $^{-1}$，与它所在的大熊座星系团的整体运动相一致。我们还重新审视了NGC 4051核的能量学，包括它的外流和质量吸积率。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple stellar populations in NGC 1866. New clues from Cepheids and Colour-Magnitude Diagram
我们进行了一个全面的研究，在年轻的大麦云星系团NGC 1866的恒星星族，结合分析其最好的研究造父变星的一个非常准确的颜色星等图（CMD）从最新的哈勃太空望远镜测光。我们使用贝叶斯方法的基础上，新的PARSEC恒星演化轨道的超调和旋转，以获得年龄和初始旋转速度的五个良好的研究造父变星的集群。我们发现，四个造父变星属于一个最初缓慢旋转的年轻人口（$ 176 \pm 5$ Myr），而第五个是显着老年人，无论是$ 288 \pm 20$ Myr的模型具有高初始旋转速度（$ω_\mathrm{i} \sim 0.9$），或$ 202 \pm 5$ Myr的缓慢旋转的模型。CMD的补充分析排除了后一种解决方案，同时强烈支持存在两个不同的群体，分别为$\sim$ 1.76亿年和$\sim$ 2.88亿年。此外，观测到的多重主序星和转折点表明，较年轻的星群主要由缓慢旋转的恒星组成，就像四颗较年轻的造父变星一样，而较老的星群主要由最初快速旋转的恒星组成，就像第五颗造父变星一样。我们的研究不仅强化了像NGC 1866这样的年轻星团拥有多个种群的概念，而且还暗示第一个种群，即较老的种群，可能继承了母云的角动量，而第二个种群的恒星，年轻的，没有。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Metallicity Dependence of Classical Cepheid Light Amplitudes
经典造父变星仍然是宇宙距离尺度的基石，因此表征它们的光振幅对金属丰度的依赖性很重要。在IC 1613、NGC 3109、SMC、NGC 6822、LMC和银河系中为较长周期的经典造父变星构建的周期-振幅图表明，非常贫金属的造父变星通常表现出比富金属的造父变星更小的V波段振幅。结果提供了一个替代的解释相对于一个空的参数和逆金属丰度的依赖。经验的结果可以用来检查理论模型的预测，以近似的平均丰度为目标人口托管许多长期造父变星，并促进识别潜在的混合或特殊的对象。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
A New Cepheid Distance Measurement and Method for NGC 6822
我们提出了一个修订的距离附近的星系NGC6822使用一个新的多波段适合以前公布的和新的光学，近红外和中红外数据造父变星。在这项研究中提出的新数据包括多历元观测获得的3.6 \um和4.5 \um与\emph{Spitzer Space Telescope}采取卡内基哈勃计划。我们还在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦巴德望远镜上展示了J、H和\kswith FourStar的新观测结果。我们确定了V、I、J、H、\ks、IRAC 3.6 \um和4.5 \um的平均星等，并提出了新的周期光度关系。除了使用多波段距离模数来计算消光和真实距离之外，我们还提出了一种新的方法，用于从具有不同样本大小的多波段数据确定消光校正距离模数。我们结合距离模数和消光个别恒星，以确定$E(B-V)=0.35\pm0.04$和一个真正的距离模数$μ_{o}=23.38\pm0.02_{stat}\pm0.04_{sys}$。
2014-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheids U Sgr, CF Cas and CEab Cas
新的和现有的X射线，UBVJHKsW（1-4）和光谱观测进行了分析，以限制M25，NGC 7790和尘埃沿其视线的基本参数。星团特别重要，因为它们拥有经典的造父变星U Sgr，CF Cas，以及视觉双星造父变星CEa和CEb Cas。多波段分析的精确结果，以及从大约140年的观测中全面确定造父变星的周期演化（dP/dt），有助于解决人们对星团及其关键造父变星成分的担忧。具体来说，M25和NGC 7790的距离分别是630+-25秒差距和3.40+-0.15千秒差距。
2013-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical fit of Cepheid light an radial velocity curves in the Large Magellanic Cloud cluster NGC 1866
本文从理论上研究了大麦云星云NGC 1866中五颗经典造父变星的多重滤波器（U、B、V、I和K）光和径向速度曲线。最佳拟合模型占五个选定的变量，四个脉动的基本模式和一个在第一泛音的光度和径向速度的变化，提供直接估计其内在的恒星参数和个人的距离。由此产生的恒星性质表明一个稍微明亮的质量光度关系比典型的，可能是由于轻微的过冲和/或质量损失。至于推断的距离，各个值在不确定性范围内是一致的。此外，它们的加权平均值对应于18.56 +-0.03（stat）+-0.1（syst）mag的距离模量，与文献中的几个独立结果一致。
2012-10-16 astro-ph.SR
Near-infrared observations of RR Lyrae and Type II Cepheid variables in the metal-rich bulge globular cluster NGC 6441
NGC 6441是一个凸出的球状星团，具有不寻常的水平分支形态，以及丰富的天琴座RR型变星（RRL）和造父变星II型变星（T2 C），这是它相对高的金属丰度所意想不到的。我们提出了近红外（NIR，$JHK_s$）时间序列观测的42 RRL，8 T2 Cs，和10食双星候选变量在NGC 6441。多历元观测是使用8米双子座南望远镜上的FLAMINGOS-2仪器获得的。利用多波段资料研究了RRL和T2 C变星的脉动特性，包括它们的光变曲线、不稳定带、周期-振幅图以及周期-光度和周期-韦森关系（PLR和PWR）在$JHK_s$滤波器中的应用。NGC 6441（[Fe/H] $=-0.44\pm0.07$ ~dex）的正则氦含量和平均金属丰度的理论模型与RRL变星的近红外脉动特性吻合较好。氦增强的RRL模型预测更明亮的近红外星等和更蓝的颜色比在集群中的RRL的观测。这表明NGC 6441中的这些RRL变量要么没有像以前认为的那样显著地增强氦，要么这种增强的影响在NIR中比脉动模型的预测要小。我们还利用RRL周期-光度-金属丰度（PLZ）关系的理论校准，同时估计平均红化，$E(J-K_s)=0.26\pm0.06$ ~mag，和距离，$d=12.67\pm0.09$ ~kpc，到NGC 6441。我们的平均红化值和距离分别与基于红团星和最新盖亚数据的凸起红化图的独立估计一致。我们的距离和红化…
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Observations of Mira Variables in the Type Ia Supernova Host NGC 1559: An Alternative Candle to Measure the Hubble Constant
我们提出了长达一年的，近红外哈勃太空望远镜WFC 3观测用于寻找米拉变量NGC 1559，主星系的Ia型超新星（SN Ia）2005 df。这是第一次专门在SN Ia宿主中搜寻Miras，高度演化的低质量恒星，随后是第一次使用Miras在历史上扮演造父变星的角色来校准SN Ia光度。我们根据它们的光变曲线特性鉴定了115个P < 400天的富氧Miras样品。我们发现，在米拉周期光度关系（PLR）的散射是可比的造父变星PLRs中看到的Ia超新星宿主星系。利用在NGC 4258中发现的富氧Miras样品和它的脉泽距离，我们测量了NGC 1559的距离模μ 1559 = 31.41 +/- 0.050（统计学）+/- 0.060根据正常的、观测良好的、低红化SN 2005 df的光变曲线，我们获得了超新星Ia的基准绝对星等MB 0 = -19.27 +/- 0.13 mag。根据超新星Ia的哈勃图，我们发现H 0 = 72.7 +/- 4.6 kms-1 Mpc-1。结合NGC 4258超脉泽和大麦云云的食双星的定标，给出了最佳的H 0值为73.3 +/- 4.0 km s-1 Mpc-1。这一结果与使用造父变星和多个校准超新星Ia推导出的哈勃常数相差不到1 σ。这是第一个四个预期的校准SN Ia光度从Miras，这应该减少误差H 0通过Miras到~ 3%。根据目前的哈勃张力和JWS…
2019-12-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
Reassessing the Constraints from SH0ES Extragalactic Cepheid Amplitudes on Systematic Blending Bias
本文重新评估了SH0ES河外造父变星振幅对系统混叠偏差的约束，通过改进周期限制、重新校准振幅比及使用HST滤镜重测，发现最终偏差估计与R20一致但误差略大，更接近零。
2024-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Accuracy of the Hubble Constant Measurement Verified through Cepheid Amplitudes
用河外造父变星测量的哈勃常数的准确性取决于在恒星拥挤的情况下可靠的测光和背景估计。传统的方法通过在造父变星附近采样背景并假设它们与其位置相匹配来解释拥挤。我们表明，拥挤的造父变星网站未解决的来源的直接后果是减少其光变曲线的分数振幅。我们用一个简单的解析表达式直接从HST观测到的3个SNe~Ia宿主和NGC 4258中超过200颗造父变星的光变曲线振幅推断拥挤度--这是第一次在麦哲伦云之外测量到的近红外振幅。在当地拥挤是最小的，我们发现近红外振幅匹配银河系造父变星在同一时期。在更大的恒星密度下，我们发现经验测量的振幅与以传统方式从局部区域评估的拥挤度预测的值（没有自由参数）相匹配，证实了它们估计造父变星位置背景的准确性。河外造父变星的振幅需要比测量值小20%，才能表明额外的、未被认识到的拥挤是目前H_0差异的主要来源。相反，我们发现振幅数据将造父变星背景的系统错误估计限制在0.029 +/- 0.037等，比H_0中目前约0.2等的张力小5倍以上。我们的结论是，造父变星背景的系统误差并没有提供一个合理的解决方案，哈勃张力。
2020-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Stars in Large Magellanic Cloud Globular Clusters II: NGC 1786
这是研究大麦云球状星团中变星的系列论文中的第二篇。本系列的主要目标是研究在奥斯特霍夫中间系统中的RR型天琴座星与奥斯特霍夫I/II系统中的对应星的比较。在本文中，我们提出了我们的新的时间序列BV光度学研究的球状星团NGC 1786的结果。在我们的视野中总共识别出65颗变星。这些变星包括53颗天琴座RR型变星（27颗RRab，18颗RRc和8颗RRd），3颗经典造父变星，1颗II型造父变星，1颗反常造父变星，2颗食双星，3颗盾牌座Delta/凤凰座SX变星，以及2颗未确定类型的变星。这些变量的光度参数。我们目前的一些RR天琴座恒星的物理性质，来自傅立叶分析他们的光变曲线。我们讨论了Oosterhoff型的几个不同的指标，这些指标表明NGC 1786的Oosterhoff分类并不像大多数球状星团那样清晰。
2012-10-22 astro-ph.SR
New Cepheid variables in the young open clusters Berkeley 51 and Berkeley 55
作为对银河系疏散星团中演化大质量恒星进行更广泛调查的一部分，我们已经在很少研究的星系团Berkeley 51，Berkeley 55和NGC 6603中确定了三个候选的经典造父变星。利用新的多历元测光方法，我们确认Be 51 #162和Be 55 #107是真正的造父变星，脉动周期分别为9.83 ± 0.01 d和5.850 ± 0.005 d，而NGC 6603星W2249没有明显的光度变化。利用造父变星的周期-光度关系，我们确定到Be 51的距离为5.3（+1.0，-0.8）千秒差距和44（+9，-8）百万年的年龄，将其置于英仙座臂的一个稀疏证明的区域。对于Be 55，我们发现距离为2.2+/-0.3千秒差距和63（+12，-11）百万年的年龄，加上我们最近在星暴星团VdBH 222中发现的长周期造父变星，这些都代表了银河系疏散星团中已知的年轻大质量造父变星数量的重要增加。我们还考虑了新的盖亚（数据发布2）的星系松弛和Be 51和Be 55成员的自行;星系松弛的不确定性不允许我们改进我们对这些星系团的距离估计，但约束良好的自行测量提供了进一步确认星系团成员资格。然而，未来的最终盖亚天体应该提供有价值的独立距离测量，改善周期光度关系的校准，并对宇宙尺度的距离阶梯产生影响。
2018-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared observations of OGLE classical and type II Cepheid variables in the LMC
我们目前的结果，从大麦云云近红外天气调查（LMCNISS）的经典和II型造父变星的光学引力透镜实验（OGLE-III）目录确定。经典造父变星的多波长时间序列数据被用来研究光变曲线结构作为周期和波长的函数。我们利用一个样本的$\sim$ 1400经典和$\sim$ 80 II型造父变星，以获得周期-韦森关系，结合光学和近红外数据。新的周期-亮度和Weseneirs关系被用来估计到几个本星系群星系（使用经典造父变星）和银河系球状星团（使用II型造父变星）的距离。通过诉诸统计框架，我们发现，在光学和近红外波段，基模经典造父变星周期-亮度关系在10- 18天左右是非线性的。我们还认为，非线性关系对Ia型超新星宿主星系的造父变星周期-亮度关系提供了更好的约束，尽管它对影响局部测量的系统不确定性的影响可以忽略不计。哈勃常数。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A First Look at Cepheids in a SN Ia Host with JWST
我们报告的第一次看河外造父变星与詹姆斯·韦伯太空望远镜，从NGC 1365，一个SN Ia（SN 2012 fr），用于测量哈勃常数的校准路径的主机偶然（为此目的）的观察。正如预期的那样，NIRCam通过F200 W进行的高分辨率观测显示，在类似的近红外波长下，与HST图像相比，与视线同伴的源分离更好，该光谱区域已被用于减轻宿主尘埃对距离测量的影响。使用标准恒星P330 E作为零点和PSF参考，我们在JWST领域测量了31个先前已知的造父变星，跨度为1.15 < log P < 1.75，包括24个造父变星，其周期间隔为1.35 < log P < 1.75。我们比较了由此产生的周期光度关系的49造父变星在整个周期范围内，包括38个在较长的周期范围内观察到的WFC 3/IR的HST和转换到JWST测光系统（F200 W，织女星）。用这两台空间望远镜测量的P-L关系非常一致，HST和JWST的截距（在log P=1时）分别为25.74+/-0.04和25.72+-0.05。我们的基线结果来自造父变星具有较高信噪比的较长周期范围，我们发现HST和JWST的信噪比分别为25.75 ± 0.05和25.75 ± 0.06等。我们发现JWST的第一次测量和HST之间有很好的一致性，没有证据表明HST造父变星测光在减轻哈勃张力所需的~0.2等水平上“偏亮”，尽管来自更多SN主机的比较是有保证和…
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
A gravitational constant transition within cepheids as supernovae calibrators can solve the Hubble tension
Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
本文提出在造父星作为校准器的背景下，引力常数G的近期变化可能解决哈勃张力，并通过观测数据验证了这一假设。
2024-04-10 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
BVRI lightcurves of supernovae SN 2011fe in M101, SN 2012aw in M95, and SN 2012cg in NGC 4424
本文给出并讨论了M101中超新星SN 2011fe、M95中超新星SN 2012aw和NGC4424中超新星SN 2012cg的BVRcIc光变曲线。SN 2011fe的光变曲线跨度为342天，从极大值前的17天到极大值后的325天。SN 2012aw和SN 2012cg的观测都因太阳合而停止，当时它们仍然明亮。SN 2012aw的光变曲线为92天，SN 2012cg的光变曲线为44天。测量了极大值的时间和亮度，并从光变曲线的形状和下降率获得绝对星等，并将导出的距离与母星系的距离进行了比较。的颜色演化和热光度曲线进行了评估，与其他观测良好的超新星相比，没有显着的偏差。
2012-09-21 astro-ph.SR
Period-Luminosity Relations for Type II Cepheids and their Application
在OGLE-III巡天中，对LMC II型造父变星估算了经平均强度校正的JHK星等。周期发光度（PL）的关系，以及在一个无红VI参数JHKs。在不确定度范围内，BL Her星（P <4d）和W Vir星（P = 4 ~ 20 d）的PL关系是共线的。红外关系的斜率与以前发现的球状星团中的II型造父变星一致。利用V553 Cen和SW Tau的脉动振幅数据，得到了不考虑金属丰度影响的LMC模数为18.46 ± 0.10等。第二参数球状星团NGC 6441中的II型造父变星的PL（VI）关系与LMC中的PL（VI）关系具有相同的斜率，这导致了15.46 ± 0.11等的星团距离模数。证实了这一假设，即该星团中的天琴座RR型变星因其金属丰度而过于明亮。这表明银河系变星kappa Pav是OGLE-III小组在大麦哲伦星系中发现的特殊W Vir类的成员。P > 20 d的OGLE-III II型造父变星（RV Tau星）的低分辨率光谱显示，TiO带占很大比例，只有一个显示C_2。作为一个群体，LMC RV Tau星与短周期II型造父变星在红外PL关系中不共线，这与球状星团中的此类恒星形成鲜明对比。LMC、球状星团和银河场II型造父变星之间的其他差异还表现在周期分布和红外颜色上。
2009-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical and near-infrared pulsation properties of RR Lyrae and Population II Cepheid variables in the Messier 15 globular cluster
梅西耶15（NGC 7078）是一个古老而贫金属的核心坍缩后的球状星团，拥有丰富的变星。我们报告新的光学（$gi$）和近红外（NIR，$JK_s$）多历元观测的129 RR天琴座，4个第二人口造父变星（3 BL武仙座，1 W室女座），和1个异常造父变星候选人在M15中获得使用MegaCam和WIRCam仪器上的3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜。多波段数据被用来改进变星的周期和分类，并根据光学和近红外模板拟合的光变曲线确定准确的平均星等和脉动振幅。我们推导出了最好地限制在$K_s$波段的RR型天琴座恒星的光学和近红外周期光度关系，$m_{K_s} = -2.333~(0.054) \log P + 13.948~(0.015)$只有$0.037$的散射。理论和经验校准的RR型天琴座恒星的周期光度-金属丰度关系被用来推导出M15的真实距离模数：$15.196~\pm~0.026$ ~（统计学）~ $\pm~ 0.039$ ~（系统性）我们基于天琴座RR型恒星和造父变星星族II的精确距离模数是相互一致的，并且与最近的距离测量结果一致在文献中基于{PDMATHAMT Gaia}松弛和其他独立的方法。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
