Evolving pulsation of the slowly rotating magnetic beta Cep star xi 1 CMa
本文报道了β Cep变星xi 1CMa的BRITE星座测光。对这些数据的分析揭示了0.2095781（3）d的单个脉动周期及其一次和二次谐波。我们没有发现任何其他频率的证据，限制了这颗恒星作为磁星震学目标的价值。我们利用17年的xi 1 CMa的RV测量数据库来评估脉动周期变化的证据，并从恒星演化的角度解释这种周期变化。我们测量的周期变化率等于0.009（1）s/yr，与文献中报道的一致。
2017-12-07 astro-ph.SR
Evolving pulsation of the slowly rotating magnetic $β$ Cep star $ξ^1$ CMa
最近的BRITE星座空间测光缓慢旋转，磁$β$ Cep振荡器$ξ^1$ CMa允许其脉动特性的新的分析。对双色BRITE数据的分析揭示了众所周知的$0.209$ d的单脉动周期及其一次和二次谐波。对SMEI和TESS观测结果进行类似的分析，得出了一致的结果，更高精度的TESS观测结果也揭示了几种频率低于5 d $^{-1}$的低振幅模式;其中一些可能是$g$模式。光度和径向速度最大值之间的相位滞后-等于0.334个周期-明显大于在其他大振幅$β$ Cep恒星中观察到的$1/4$的典型值。只有当主模是基本径向模时，相位滞后以及最大光的相位对波长的强烈依赖性才能与地震模型相协调。我们采用所有已发表的光度和径向速度测量，跨越一个世纪，以评估脉动周期的稳定性。$O-C$图呈现出明显的抛物线形状，与平均周期变化率$\dot P=0.34\pm 0.02$ s/cen一致。来自最佳拟合抛物线的残差表现出远大于不确定性的分散性。特别是，在过去的$\sim$ 20年中获得的密集采样表明更复杂和快速的周期变化。这些数据不能与周期变化的平均速率一致地定相，而是需要$\dot P\sim0.9$ s/cen。我们研究了双星，恒星演化，恒星自转和磁性的潜在贡献，以了解表观周期的演变。
2019-12-18 astro-ph.SR
VEGA/CHARA interferometric observations of Cepheids. I. A resolved structure around the prototype classical Cepheid delta Cep in the visible spectral range
B-W方法用于确定造父变星的距离，包括结合恒星的角尺寸变化，如从红外表面亮度关系或干涉测量法得出的，以及其线性尺寸变化，如从可见光谱学使用投影因子推导出的。虽然许多造父变星已经被红外光束组合器密集地观察到，但只有少数在可见光中被观察到。本文是一个项目的一部分，观察造父变星在可见光与干涉测量作为对应的红外观测已经在手。在恒星的整个脉动周期内，VEGA/CHARA仪器都对δ Cep本身进行了观测。这些可见光干涉测量数据在一级近似下与由静态星周环境（CSE）包围的脉动准流体静力学模型一致，该静态星周环境的大小为theta_cse=8.9 +/- 3.0 mas，相对通量贡献为f_cse=0.07+/-0.01。可见星云的模型（背景源填充的干涉仪的视场）具有相同的相对通量的贡献也与我们的数据在小的空间频率是一致的。然而，在这两种情况下，我们发现在高空间频率（最大2sigma）的平方vibrations的差异与两个不同的制度在脉动周期的恒星，φ =0.0-0.8和φ =0.8-1.0。我们提供了几个假设来解释这些差异，但更多的观察和理论研究之前，可以得出一个坚定的结论是必要的。这是我们第一次能够在可见光区域检测到δ ~Cep周围的分辨结构。我们还表明，一个简单的模型不能解释的意见，更多的工作将是必要的，在未来，无论是在观测和建模。
2016-09-23 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
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
On the binarity of the classical Cepheid X Sgr from interferometric observations
光学红外线干涉测量法可以提供造父变星半径的直接几何测量和/或揭示这些恒星的未知双星伴星。这些信息对于正确标定周期-光度关系和确定造父变星的双星比例是非常重要的。我们用VLTI/AMBER观测了造父变星X Sgr，以证实或反驳假设的双星伴星的存在，并直接测量平均恒星半径，可能检测其沿脉动周期的变化。根据MR模式下的AMBER观测结果，我们对闭合相位进行了二元模型拟合，并对可见度进行了边缘变暗模型拟合。我们的分析表明，在10.7质量和5.6 magK的分离比主星微弱，其流量和位置急剧约束的数据的点状同伴的存在。没有检测到半径脉动，而平均边缘变暗的直径结果是1.48+/-0.08质量，对应于53+/-3 R_sun在333.3 pc的距离。
2012-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Cepheid limb darkening, angular diameter corrections, and projection factor from static spherical model stellar atmospheres
上下文使用经典造父变星测量哈勃常数的一个挑战是莱维特定律或周期光度关系的校准。Baade-Wesselink方法是利用观测到的径向速度与脉动速度之比、投影因子以及恒星角直径的测量能力来确定造父变星的距离。目标。我们使用球对称模型恒星大气探索的p-因子和角直径校正作为脉动周期的函数的依赖性。方法.强度分布计算从一个网格的平面平行和球对称模型恒星大气使用SAtlas代码。投影因子和角直径校正确定从这些强度分布和以前的结果相比。结果我们预测的几何周期投影因子关系，包括以前发表的最先进的流体动力学预测是没有最近的观测约束。我们提出了一些潜在的解决方案，这种差异。模型大气的几何形状也影响了用来解释干涉观测的角直径修正的预测，这表明过去使用的修正低估了造父变星的角直径3 - 5%。结论.虽然球对称流体静力学模型大气不能解决理论和观测的投影因子之间的差异，但它们确实有助于约束必须包括在内的基本物理，包括色球和质量损失。该模型还预测了更多的物理为基础的干涉观测的边缘暗化校正。
2012-03-15 astro-ph.SR
Robust high-contrast companion detection from interferometric observations. The CANDID algorithm and an application to six binary Cepheids
长基线干涉测量技术是近轨道双星或多星系统空间分辨的重要技术。通过将几个望远镜组合在一起并对光线进行光谱色散，可以检测到明亮恒星周围的微弱成分。目标。我们提供了一个严格和详细的方法来搜索恒星周围的高对比度同伴，确定检测水平，并估计从干涉观测的动态范围。我们开发了代码CANDID（干涉测量数据中的伴随分析和非检测），这是一套Python工具，允许我们系统地搜索点源，高对比度伴随物并估计检测限。搜索过程在N × N拟合网格上进行，其最小所需分辨率是后验估计的。它包括一个工具，以估计检测水平的同伴在数量的西格玛。CANDID代码还采用了一种强大的方法来设置通量比的3σ检测限，该方法基于在网格中的每个点处分析注入假同伴。我们使用CANDID搜索造父变星V1334 Cyg、AX Cir、RT Aur、AW Per、SU Cas和T Vul周围的伴星。首先，我们表明，我们以前发现的V1334 Cyg和AX Cir的组件在> 13 sigma处被检测到。AW Per周围的伴星在超过15 sigmas处被探测到，通量比为f = 1.22 +/-0.30%。我们有可能探测到伴星RT Aur，f = 0.22 +/-0.11%。仅使用闭合相位在3.8σ处检测到，因此需要更多的观察来确认检测。我们还为可能未被发现的同伴设置了检测极限。我们发现没有光谱类型早于B7 V、A5 V、F0 V、B 9V、A0 V…
2015-05-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids - III. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis
投影因子（p因子）是经典Baade-Wesselink（BW）技术的重要组成部分，通常用于确定脉动星的距离。它是一个乘法参数，用于将径向速度转换为脉动速度。由于BW距离与p因子成线性比例，因此它对造父变星的精确校准对于其距离尺度的可靠性至关重要。我们专注于长周期造父变星RS Pup（P = 41.5天）的p因子的观测测定。这颗恒星特别重要，因为它是银河系中最明亮的造父变星之一，也是用来确定河外距离的造父变星的类似物。最近，利用在其拱星星云中传播的光回波，确定了RS Pup的精确距离为1910 +/- 80 pc（+/- 4.2%）。我们结合这个距离与新的VLTI/PIONIER干涉角直径，测光和径向速度，推导出的P-因子的RS Pup使用代码分光光度干涉脉动星（SPIPS）。我们得到p = 1.250 +/- 0.064（+/-5.1%），定义为互相关径向速度。结合文献中的测量值，RS Pup的p因子证实了常数p = 1.293 +/- 0.039（+/-3.0%）模型与观察结果的良好一致性。我们的结论是，造父变星的p因子是恒定的或温和的变化范围很广的时期（3.7至41.5天）。
2017-01-18 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
Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry III: A Magnitude-Limited Multiplicity Survey of Classical Be-Stars
我们提出了一个规模有限的样本31个经典的Be星与海军精密光学干涉仪和Mark III恒星干涉仪进行多重调查的结果。干涉观测被用来检测同伴在10个以前已知的双星系统。对于其中两个来源（66 Oph和$β$ Cep）新的轨道解，而第三个来源（$\upsilon$ Sgr），我们的观测提供了第一个直接的，直观的检测热sdO伴星的Be主星。结合我们的干涉观测与广泛的文献检索，我们得出结论，另外四个来源（O Cas，15 Mon，$β$ Lyr和$β$ Cep）也包含更广泛的二进制组件的物理伴侣的狭窄的二进制文件，从而形成分层多系统。在之前没有被确认为光谱或视觉双星的来源中，BK Cam在几个夜晚被解析，在另一颗恒星的物理距离内，相对运动可能暗示着一个物理双星。结合我们的干涉观测与广泛的文献检索，我们提供了一个详细的清单，在样本中的每颗恒星周围已知的同伴，并讨论了样本中的多重频率。我们还讨论了未来的长基线光学干涉法的经典Be星的多重性研究的前景。
2021-09-14 astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids I. The Type II Cepheid kappa Pavonis
脉动恒星的距离，特别是造父变星，通常使用脉动视差技术测量。该技术的不同版本结合了线性直径变化（来自光谱学）和角直径变化（来自光度测量或干涉测量）幅度的测量，以准几何方式检索距离。然而，线性直径振幅与投影因子（下文称为p因子）成正比，投影因子用于转换光谱径向速度（即，盘集成）到脉动（即，光球）速度。p因子的值及其对脉动周期的可能依赖性仍然存在广泛的争论。我们的目标是测量II型造父星kappa Pavonis的p因子的观测值，使用HST/FGS测量其视差的准确度为5%。我们使用这种视差作为出发点来推导kappa Pav的p因子，使用SPIPS技术，这是一种采用径向速度，干涉测量和光度测量数据的脉动松弛方法的鲁棒版本。我们将这种技术应用于新的VLTI/PIONIER光学干涉角直径，新的CORALIE和HARPS径向速度，以及多色测光和径向速度的文献相结合。我们获得的kappa Pav的p因子值为p = 1.26 +/- 0.07。这一结果与最近从文献中导出的周期p因子关系以及先前对造父变星的观测结果一致。个别估计的p-因子是根本的校准视差的脉动距离的造父变星。与以前的观测估计一起，我们得到的投影因子指向p因子对周期的弱依赖性。
2015-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Cepheids at high angular resolution: circumstellar envelope and pulsation
2005年，VLTI/VINCI和CHARA/FLUOR的干涉观测揭示了一些造父变星周围存在星周包层（CSE）。这种周围的物质特别有趣，原因有两个：它可能对距离估计产生影响，并可能与过去或正在进行的质量损失有关。使用Baade-Wesselink方法进行独立的距离测定可能会因这些包络的存在而产生明显的偏差。虽然它们的观测是困难的，因为恒星的光球和CSE之间的高对比度，几个观测技术有可能提高我们对它们的物理性质的知识。在这篇论文中，我特别讨论了高角分辨率技术，我应用到几个明亮的银河系造父变星的研究。首先，我使用自适应光学观测与NACO的造父变星RS船尾座，为了推导出CSE和恒星的光球之间的流量比。此外，我可以对斑点噪声进行统计研究，并检查可能的不对称性。其次，我分析了VISIR数据，研究了一个造父变星样本的光谱能量分布。这些衍射极限图像使我能够在N波段进行精确的测光，并检测到与星周成分存在相关的红外过量。另一方面，应用傅立叶分析我表明，一些组件解决。然后我用复合仪器FLUOR探测了一些明亮造父变星的K'带。由于Y Oph的新数据集，我改进了它的拱星包络的研究，使用CSE的环状模型。对于另外两个造父变星，U Vul和S Sge，我应用干涉Baade-Wesselink方法来估计它们的距离。
2011-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-chromatic observations of classical Cepheids using the CHARA Array interferometer: Surface brightness-colour relation, projection factor, and limb-darkening
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）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞尔吉巴黎大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（中智天文学联合实验室）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；Astronomy Department, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
本研究利用CHARA阵列干涉仪多色观测经典造父变星，校准表面亮度-颜色关系并测量投影因子和临边昏暗，提高了Baade-Wesselink方法的距离测量精度。
2026-09-15 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
