Period Analysis of All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) Data on Pulsating Red Giants
全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）最近使用了2 000多天的数据，确定了5万多颗变星，对它们进行了自动分类，确定了周期性变星的周期和振幅-这是一个了不起的项目的一部分，该项目旨在对412 000颗已知的变星进行分类，并确定它们的基本性质。有关新发现的变量的信息以及光度数据可以在线免费获得。本文详细分析了ASAS-SN对两个随机小样本脉动红巨星（PRG）的观测数据，并与ASAS-SN的观测结果进行了比较。对于29个大部分半规则（SR）PRG的样本中的大多数，ASAS-SN的结果是不正确或不完整的：ASAS-SN周期是实际周期的2、3或4倍，或者ASAS-SN周期是一个“长次级周期”，存在较短的脉动，或者恒星是多周期或其他复杂的，或者恒星的数据被仪器效应污染。对于几乎所有20颗最长周期的米拉星（周期640天或更长）的样本，ASAS-SN的周期实际上是实际周期的2倍或更多。考虑到PRG非常复杂的行为，我们的结果并不令人惊讶。
2019-05-08 astro-ph.SR
Infrared Survey of Pulsating Giant Stars in the Spiral Galaxy M33: Dust Production, Star Formation History, and Galactic Structure
我们介绍了近红外监测活动的本星系群螺旋星系M33，进行了英国红外望远镜（UKIRT）。脉动巨星的确定和他们的分布被用来获得恒星形成率作为年龄的函数。我们在这里提出的恒星形成的历史，中央广场千秒差距。这些恒星也是重要的尘埃工厂，我们测量他们的尘埃生产率从我们的数据与斯皮策太空望远镜中红外测光相结合。
2011-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants
我们提出了一个5.5年的CCD测光活动，监测261明亮，南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体。这些数据补充了34颗最亮恒星的独立光电观测，包括11颗不属于CCD调查的恒星，以及以前未发表的VZ Cam长时间序列。其中247颗恒星的脉动周期和振幅已经确定，其中大部分以前没有确定过。所有具有足够观测值的M巨星都是可变的，87%的样本（S/N >= 7.5）表现出多周期行为。本地SRVs的周期比与大麦云云的周期比非常一致。从多个近红外目录中提取K波段表观星等，并进行分析，以确定最可靠的数值。我们回顾了星际和拱星消光的影响，并使用修订的依巴谷星等计算绝对K波段星等。
2009-08-22 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
Does the Period of a Pulsating Star Depend on its Amplitude?
现在已知有几类脉动恒星的振幅会发生缓慢的变化，包括脉动红巨星、超巨星和黄超巨星。我们使用了AAVSO国际数据库的视觉观测，以及对39颗红巨星、7颗红超巨星和3颗黄超巨星的小波分析，来检验振幅增加会导致周期增加的假设，因为脉动中的非线性效应。对于大多数恒星，由于数据的限制，小幅度或幅度变化，或其他过程，如随机周期到周期的周期波动，结果是复杂和/或不确定的。对于那些振幅变化很大，并且行为相当简单的十几颗恒星来说，振幅和周期之间有75-80%的正相关趋势。
2014-05-29 astro-ph.SR
Red Giants in Eclipsing Binary and Multiple-Star Systems: Modeling and Asteroseismic Analysis of 70 Candidates from Kepler Data
红巨星是测试恒星演化模型的一个令人难以置信的信息来源，因为星震学为它们的内部打开了一扇窗户。这些见解是开普勒和CoRoT太空任务前所未有的数据以及最近理论进步的直接结果。双星也是基本的天体物理学物体，当与星震学相结合时，双星将提供两种独立的方法来获得质量和半径，并为开发高度约束的恒星模型提供令人兴奋的机会。因此，在食双星系统中发现脉动红巨星的可能性是一个重要的目标，可以为这些系统提供非常强大的特征。迄今为止，开普勒望远镜只发现了一例。我们交叉相关的检测到的红巨星和食双星目录从开普勒数据，以找到候选系统。光变曲线模型和平均星震特性相结合，产生的测量周期，质量，半径，温度，日食的时间变化，核心旋转速率，和红巨星的演化状态。在排除假阳性之后，在红巨星和食双星目录中共有的70个系统中，我们发现了13个新的强候选者，它们是食双星中的脉动红巨星，还有10个是分层三重系统中的脉动红巨星。这些系统涵盖了红巨星伴星的轨道偏心率、周期和光谱类型。有一个例子甚至暗示了一个由两颗红巨星组成的系统。在多个系统中发现脉动红巨星为精确的天体物理建模提供了令人兴奋的测试平台，并鼓励对候选系统进行后续光谱观测。
2013-03-05 astro-ph.SR
Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds
我们分析了一个5.5年的测光活动的结果，监测247个南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体，以证明一个明确的检测红巨星分支（RGB）脉动在太阳附近。我们表明，序列A'包含AGB和RGB星的混合物，如在TRGB的温度相关的位移所示。比较了大麦云（LMC）和银河系的P-L序列零点的几种方法，表明它们对金属丰度的依赖可以忽略不计。本文介绍了一种新的方法，从脉动周期确定绝对星等，并利用依巴谷磁共振仪校准LMC距离模，得到μ（LMC）= 18.54 +-0.03 ma。讨论了几种系统误差的来源，以解释LMC中的OGLE序列和ARO序列之间的差异。我们推导出小麦哲伦云（SMC）相对于大麦哲伦云（LMC）的相对距离模为Δμ= 0.41 ± 0.02ma，并与其他脉动特性（包括周期-振幅和亮度-振幅关系）进行了比较，证实了RGB脉动特性的一致性和普遍性，表明RGB序列适合作为高精度的距离指示器。具有最短周期的M巨星桥接了G和K巨星类太阳振荡与M巨星脉动之间的间隙，揭示了我们沿着巨星分支向上的平滑连续性。
2010-07-18 astro-ph.SR
Solar-like pulsating stars as distance indicators: G-K giants in the CoRoT and Kepler fields
CoRoT和开普勒探测到数千颗G-K巨星的径向和非径向类太阳振荡，为详细研究银河系中的恒星星族铺平了道路。可用的平均地震约束允许精确的和很大程度上独立于模型的恒星半径（因此距离）和质量的测定。在这里，我们简要报告的距离测定的数千名巨人在CoRoT和开普勒的视野。
2011-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studies of the Long Secondary Periods in Pulsating Red Giants
我们使用AAVSO国际数据库的系统，持续的视觉观测，和AAVSO时间序列分析软件包VSTAR研究了27颗脉动红巨星中无法解释的“长次级周期”（LSP）。在我们的样本中，LSP的范围从479到2967天，平均为脉动周期的8.1 +/- 1.3倍。没有证据表明在每颗恒星中有一个以上的LSP。在同时存在基波和第一泛音径向周期的恒星中，LSP通常是后者的10倍。LSP的视觉幅度通常为0.1量级，并且与LSP不相关。相位曲线往往是正弦曲线，但至少有两个是正弦曲线。LSP在我们的数据的时间跨度（通常为25，000天）内是稳定的，误差在其范围内。然而，幅度在大约20-30个LSP的时间尺度上变化高达两倍或更多。碳（C）星的行为与正常氧（M）星的行为没有明显区别。以往的射电光电观测表明，LSP的颜色变化与脉动周期和麦哲伦星云中LSP的颜色变化相似，而不像食星。我们注意到，LSP与估计的恒星自转周期相似，尽管后者有很大的不确定性。这表明LSP现象可能是一种调制的旋转可变性。
2016-07-21 astro-ph.SR
Pulsating red giant stars in eccentric binary systems discovered from Kepler space-based photometry
美国宇航局开普勒太空望远镜获得的无与伦比的光度数据使人们对红巨星和双星有了更好的了解。地震学使我们能够限制红巨星的性质。除了食双星外，开普勒还探测到了偏心非食双星，表现出椭球调制。我们的目的是研究包含红巨星的偏心双星系统的性质，并推导出主巨星部分的参数。我们应用星震技术来确定每个系统的主要组成部分的质量和半径。对于选定的目标，应用光和径向速度曲线建模技术来提取系统的参数。研究了恒星对双星系统的影响。本文对偏心双星系统中的18颗脉动红巨星进行了星震分析。这些系统的轨道周期从20天到440天不等。从径向速度测量，我们发现偏心率之间的e=0.2至0.76。作为一个案例研究，我们提出了KIC5006817的详细分析。从地震学，我们约束的旋转周期的信封至少为165天，大约两倍的轨道周期。恒星核心的旋转速度是表面的13倍。根据光谱和径向速度，我们预计多普勒波束信号在光变曲线上的最大振幅为300ppm。通过二元建模，我们确定第二组分的质量为0.29 $\pm$ 0.03\，$M_\odot$。对于KIC 5006817，我们排除了红巨星与轨道的伪同步旋转。地震学和光变曲线模拟结果的比较表明，在2 $σ$水平上，旋转轴和轨道轴可能对齐。红巨星偏心系统可能是激变变星和热亚矮星B星的祖先。
2013-12-16 astro-ph.SR
Monitoring pulsating giant stars in M33: star formation history and chemical enrichment
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）上对本星系群螺旋星系M 33（三角座）进行了近红外监测活动。我们开发了一种新的方法，利用脉动巨星来重建星系在宇宙学时间内的恒星形成历史，并利用它们来绘制其宿主星系的尘埃产生。在第一个实例中，监测了M33的中心平方千秒差距，并识别出长周期变星（LPV）。我们给出了两个时代的恒星形成率提高了几个因素的证据。这些恒星也是重要的尘埃工厂，我们通过结合斯皮策太空望远镜中红外测光的数据来测量它们的尘埃生产率。随后，监测调查范围扩大到包括旋臂在内的“3·33”运动更大的部分。在这里，我们介绍了我们的方法，并描述了M33的中心平方千秒差距的结果（Javadi et al. 2011 a，b，c，2013）和M33的圆盘（Javadi et al. 2015，2016，2017，以及准备中）。
2017-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-Term Changes in the Variability of Pulsating Red Giants (and One R CrB Star)
我们利用AAVSO国际数据库和AAVSO时间序列分析软件包VSTAR中数十年的目视观测资料，研究了大约30颗正常脉动红巨星（PRG）的周期、振幅和平均星等的长期变化，即周期没有大的长期变化的红巨星，以及一些罕见的周期确实有这种长期变化的红巨星。典型PRG的周期在约40个脉动周期的时间尺度上“徘徊”--明显长于幅度变化的时间尺度，幅度变化的时间尺度为20-35，平均为27个脉动周期。我们还研究了脉动幅度和平均震级以及周期的长期变化的范围和时间尺度，并寻找它们之间的相关性。在平均振幅较大的恒星中，平均星等的变化较大，但与振幅的变化呈负相关。长期周期变化与振幅变化之间存在弱的正相关关系。这三种长期变化的原因尚不清楚。我们注意到，从傅立叶频谱中的谐波的存在，最长周期的PRG具有明显的非正弦相位曲线。对于研究PRG，我们证明了研究恒星的优势，最小的季节性差距的观察，如那些靠近天极。我们研究了ZUMi，它被误认为是一颗可能的Mira星，但实际上是一颗R CrB星。我们确定了16个消退的开始时间。我们无法确定这颗恒星的相干脉动周期最大，振幅大于0.05。然而，我们确实发现衰落开始的时间被“锁定”在41.98天的周期内-这是R CrB恒星的典型脉动周期。
2018-05-28 astro-ph.SR
Testing a pulsating binary model for long secondary periods in red variables
红变星长次级周期的成因至今仍是一个谜，尽管已有多种模型。一些LSP星的光变曲线模仿了一个有脉动红巨星成分的食双星。为了验证这一假设，收集和分析了LMC的ESTO项目发现的两颗LSP变星77.7795.29和77.8031.42的观测数据。用Wilson-Devinney（W-D）方法模拟了光变曲线可能的食变特征。模拟结果分别为两个系统产生接触和半接触的几何形状。此外，还导出了各二元系中主要脉动分量的脉动常数。结合二元模型和脉动分量的结果，我们研究了脉动二元模型的可行性。结果表明，二元模型的径向速度曲线具有比观测值大得多的振幅和两倍于观测值的周期。此外，根据双星轨道解导出的密度得到的组分质量太低，与演化阶段和高光度都不相容。虽然从二元模型的脉动常数，这是依赖于密度的脉动模式是一致的第一或第二泛音径向脉动，我们得出的结论是脉动二元模型是一个有缺陷的模型的LSP。
2010-03-15 astro-ph.SR
Amplitude Variations in Pulsating Red Supergiants
我们已经使用了长期的AAVSO视觉观测和傅立叶和小波分析，以确定周期和研究44个红超巨星的长期振幅变化。其中，12颗星的数据过于稀疏和/或振幅较低和/或在傅立叶光谱中没有明显的峰值; 6颗星的周期很长（2500-4000天），没有明显的振幅变化。其他26颗恒星有一个或两个周期，或者是“短”（数百天），或者是“长”（数千天），其振幅变化高达8倍，但更典型的是2-4倍。振幅变化的中位时间尺度为18个周期。我们将短周期解释为脉动，而长周期则类似于在脉动红巨星中发现的“长次级周期”。
2013-10-23 astro-ph.SR
Gravitational settling in pulsating subdwarf B stars and their progenitors
在恒星演化的静止阶段，原子的扩散是很重要的。特别是在亚矮星B星的非常薄的惰性包层中，扩散运动将在短时间尺度上显著改变包层结构和表面丰度。此外，次矮星将继承其直接祖先的扩散效应，即红巨星分支尖端附近的巨星。这将影响亚矮星B的整体演化和脉动性质。研究了引力沉降、热扩散和浓度扩散对亚矮星B演化和脉动的影响。我们的扩散恒星模型进行了比较，没有扩散的模型。我们从1和3兆太阳ZAMS祖先构建了质量为0.465兆太阳的亚矮星B模型。低质量恒星在高能闪光中点燃了氦，而中等质量恒星则温和地开始了氦聚变。对于每一种祖细胞类型，我们计算了一系列的原子扩散和不扩散。红巨星中的原子扩散导致氦点火开始时的氦核心质量更大。我们发现，增加0.0015 Msun为1 Msun模型和0.0036 Msun为3 Msun模型。第一次疏浚后，对红巨星表面丰度的影响很小。由于氢的向外扩散，扩散型亚矮星B模型的演化轨迹向低表面重力和低有效温度方向移动。这既影响激发模式的频率又影响整个频谱。特别是后非简并sdB星的结构和脉动发生了巨大的变化，证明了在这些恒星中原子扩散是不可忽略的。
2009-12-23 astro-ph.SR
KIC 8410637: a 408-day period eclipsing binary containing a pulsating red giant
分离食双星是精确测量其组成星质量和半径的理想目标。如果至少有一颗恒星演化出主序（MS），质量和半径会严格限制恒星的年龄。开普勒卫星已经发现了几个dEB，其中包含一颗明亮的K巨星和一颗较暗的MS星。红巨星（RG）的质量和半径也可以从它的星震信号中得到。以这种方式确定的参数依赖于恒星模型，并可能包含系统误差。重要的是要用独立的方法验证星震测定的质量和半径。当恒星是星团的成员或dEB的成员时，就可以做到这一点。KIC 8410637由一颗RG星和一颗MS星组成。目的是得出这两个组成部分的准确质量和半径，并为强有力地检验小行星地震方法和推断的质量、半径和年龄的准确性奠定基础。我们分析了来自三个不同光谱仪的高分辨率光谱。我们还计算了一个适合的开普勒光变曲线，并使用地面测光，以确定在BVRI通带的组成恒星之间的流量比。我们测量了dEB中恒星的质量和半径，以及由光谱和地基测光得到的经典参数Teff，log g和[Fe/H]。KIC 8410637的RG部分最有可能处于核心燃烧氦的红团演化阶段，其年龄和组成与疏散星团NGC 6819中的恒星非常相似。因此，KIC 8410637中RG的质量应该与NGC 6819中RG的质量相似，从而支持最新版本的星震标度关系。这是第一次直接测量RG的质量和半径，并与来自星震标度关系的RG值进行比较。
2013-07-01 astro-ph.SR
Astrometric modeling of unresolved variable binary systems. II. Application to Gaia epoch astrometry of nearby pulsating and convective red giants
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and U. de Chile（法智利天文学联合实验室，法国国家科学研究中心和智利大学）
该研究扩展了未分辨演化双星的天体测量模型，结合开普勒光心运动等，测试纳入红噪声协方差矩阵的检索框架，可从盖亚历元天体测量恢复近距未分辨 AGB 双星的可靠轨道与天体测量参数。
2026-09-01 astro-ph.SR
The slowly pulsating B-star 18 Peg: A testbed for upper main sequence stellar evolution
在恒星演化模型中，对流超调参数的经验标定决定了上主序带的宽度。尽管几十年的讨论，它的精确值仍然是未知的，需要进一步的观测约束来衡量it.Based上的光度和初步的asteroseismic分析，我们表明，中B型巨星18 Peg是一个最进化的成员的稀有类缓慢脉动的B星，因此，承担巨大的潜力，以获得一个严格的下限的宽度上主序列。此外，18 Peg原来是单线光谱双星系统的一部分，其偏心轨道大于6年。需要进一步进行光谱和光度监测以及精密的星震调查，以充分利用这颗恒星作为恒星演化理论基准天体的潜力。
2016-05-31 astro-ph.SR
Broad-band spectroscopy of the transient X-ray binary pulsar KS 1947+300 during 2013 giant outburst: Detection of pulsating soft X-ray excess component
我们介绍了Be/X射线双星脉冲星KS 1947+300在2013年大爆发期间的详细计时和光谱研究结果。我们使用了两个时期的脉冲星朱雀观测数据，即2013年10月22日（接近爆发的峰值）和2013年11月22日。在从两次观测中获得的光变曲线中清楚地检测到$\sim$ 18.81 s处的X射线脉动。在爆发期间估计的脉冲周期表明脉冲星正在旋转。脉冲轮廓被发现是单峰高达$\sim$ 10千电子伏，超过了一个尖锐的峰值，然后由一个倾角样的功能出现在硬X射线。在高达$\sim$ 70 keV的能量下观察到了类似蘸的特征。1-110 keV的宽带光谱的两个观测结果表明，最佳拟合模型包括一个部分吸收的负和正幂律指数截止（NPEX）连续模型，以及一个黑体组件的软X射线过剩和两个高斯函数在6.4和6.7 keV的发射线。这两条谱线都是中性铁原子和类氦铁原子的发射。为了拟合光谱，我们包括以前报道的回旋吸收线在12.2千电子伏。从自旋上升率，脉冲星的磁场估计为$\sim$ 1.2 $\times$ 10 $^{12}$ G，并发现从回旋吸收功能的检测获得的可比。脉冲相位分辨光谱揭示了软X射线过剩分量与连续通量同相的脉动性质。这证实吸积柱和/或吸积流是脉冲星软X射线过量发射最有可能的区域。与连续发射同相的脉动软X射线过量的存在可能是在软X射线处没有观察到下降的可能原因。
2016-02-10 astro-ph.HE 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
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
Evolutionary status of W Vir pulsating variables
对初始组成为$Y_0=0.25$、$Z_0=10^{-3}$和初始质量为$M_0 = 0.82M_\odot$的星族II恒星从主序星到白矮星的恒星演化进行了计算。用Blocker质量损失速率公式（$0.01\leη_B\le 0.12$）中的参数的不同值计算了12个AGB和post-AGB进化序列。选定的模型的演化序列的质量$M=0.536M_\odot$，$0.530M_\odot$和$0.526M_\odot$的经验，由于最后的氦闪光的Hertzsprung-Russel图中的环被用作初始条件的流体动力学方程的解描述径向恒星振荡。径向基模脉动的不稳定区域从渐近巨星分支延伸到有效温度高达$T_\mathrm{eff}\approx 6\times 10^3$ K。流体动力学模型的脉动周期在15 ~ 50天之间，与W~Vir脉动星的周期一致。周期为$Π> 50$天的中间谱型基模振荡器模型位于半正则脉动变星区域的Hertzsprung-Russel图的上部。我们的结论是，W~Vir脉动变星是低质量的后AGB星，经历了最后的氦闪光。
2020-11-18 astro-ph.SR
Do the Pulsation Properties of Red Giants Vary around their Long Secondary Period Cycle?
我们利用美国变星观测者协会（AAVSO）国际数据库的目视观测和Johnson V观测，以及AAVSO VSTAR时间序列包，和（O-C）分析，研究了脉动红巨星U Del、EU Del、X Her和Y Lyn在其长次级周期（LSP）周期周围脉动周期和振幅的可能变化。我们没有发现周期或振幅的这种变化。这（微弱地）表明，随着LSP周期的进行，导致LSP的过程-无论它是什么-不会显着改变恒星可见半球的物理特性。
2018-07-13 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
The sdB pulsating star V391 Peg and its putative giant planet revisited after 13 years of time-series photometric data
V391 Peg（别名HS 2201 +2610）是一颗次矮星B（sdB）脉动星，同时显示p-和g-模式。通过O-C方法研究p模极大值和极小值的到达时间，在以前的文章中推断存在一颗行星，其轨道周期为3.2年，最小质量为3.2 MJup。在这里，我们提出了一个更新的O-C分析，使用了一个更大的1066小时的光度时间序列数据集（数据点数量约为2.5倍），涵盖了1999年至2012年期间（与之前分析的1999-2006年相比）。到2008年底，新的O-C图的主脉动频率（f1）是兼容（和改进）以前的两个组件的解决方案，代表长期变化的脉动周期（抛物线分量）和巨行星（正弦波分量）。自2009年以来，f1的O-C变化趋势发生了变化，脉动周期的时间导数（p_dot）由正变负，这种变化的原因尚不清楚，可能与不同脉动模态之间的非线性相互作用有关。使用新数据，二次脉动频率（f2）的O-C图继续显示两个分量（抛物线和正弦波），与前面的分析一样。提出了各种解决方案来拟合f1和f2的O-C图，但在所有这些解决方案中，f1和f2的正弦分量不同，或者至少比以前更不一致。先前发现的良好一致性是一个巧合，因为仔细分析了各种小的影响。现在，有了更大的数据集，行星的存在更加不确定，需要用独立的方法进行确认。新的数据使我们能够改进对f1和f2的p_dot的测量：仅使用截至2008年底的数据，我们得到p_dot_1=（1.3…
2017-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Automatic classification of K2 pulsating stars using machine learning techniques
美国宇航局开普勒卫星的第二个任务，K2，已经收集了数十万接近黄道平面的恒星的光变曲线。这个新的样本可以增加已知的脉动恒星的数量，然后提高我们对这些恒星的理解。目前，只有少数明星被正确分类和出版。在这项工作中，我们提出了一种方法来自动分类K2脉动星使用机器学习技术称为随机森林。目标是将恒星分为四类：红巨星（RG），类太阳主序星（SL），经典双星（PULS）和其他。为此，我们使用恒星的有效温度和光度以及FliPer功能，该功能测量功率谱密度中包含的功率量。分类器现在可以为80%以上的恒星检索正确的分类。
2019-06-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Properties of Fast Yellow Pulsating Supergiants: FYPS Point the Way to Missing Red Supergiants
快黄脉动超巨星（Fast yellow pulsing supergiants，FYPS）是最近发现的一类演化的大质量脉动巨星。作为候选的后红超巨星天体，以及少数几类脉动演化的大质量恒星之一，这些天体具有令人难以置信的潜力，可以改变我们对大质量恒星结构和演化的理解。在这里，我们研究的样本126冷超巨星麦哲伦云观测凌日系外行星调查卫星（\tess ~），以确定脉动的恒星的光变曲线。通过质量切割和滤除杂质，我们在Hertzprung-Russel（HR）图上分析了脉动星的分布，发现FYPS位于$\log L/L_\odot \gtrsim 5.0$之上。这个光度边界对应于初始质量为$\sim$ 18-20 $M_\odot$的恒星，与超新星（SNe）II-P的最大质量红超巨星祖先以及SNe IIb祖先的观测性质一致。这个阈值与FYPS是后RSG星的观点一致。最后，我们描述的FYPS脉动的行为作为其在HR图中的位置的函数。我们发现低频脉动在较高的有效温度下，较高的频率脉动在较低的温度下，与过渡的两个行为之间的中间温度。FYPS的观测性质使其成为未来理论研究的热门对象。
2022-11-16 astro-ph.SR
IRAS\,11472-0800: an extremely depleted pulsating binary post-AGB star
我们在这里集中在一个特定的和缺乏研究的对象，IRAS 11472 -0800。它是一颗高度演化的后渐近巨星分支（post-AGB）恒星，光谱类型为F，具有大量的红外线过剩，是由星周尘埃的热辐射产生的。我们部署了一个多波长的研究，其中包括光学和红外光谱的分析，以及基于光度和光谱时间序列的变异性研究。光谱能量分布（SED）的属性以及高度加工的硅酸盐N-波段的发射表明，在IRAS 11472 -0800尘埃可能被困在一个稳定的磁盘。能量学的SED和颜色的变化表明，我们的视角是接近边缘上，光通量是由散射光占主导地位。光球丰度[Fe/H] = -2.7和[Sc/H]=-4.2，我们发现IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一。此外，IRAS 11472 -0800是一个脉动的恒星，周期为31.16天，峰-峰振幅为0.6等V的径向速度的变化是强烈的脉动的影响，但显着的周期到周期的变化是系统的一个较长的时间尺度上，我们解释为证据的二进制运动。我们的结论是IRAS 11472 -0800是一颗被环双星盘包围的脉动双星。朝向物体的视线靠近轨道平面，使得可见光由散射光主导。IRAS 11472 -0800是迄今为止已知的化学物质最贫乏的天体之一，它将尘埃状的RV\，Tauri星与非脉动类的强烈贫化天体联系起来。
2012-03-15 astro-ph.SR
Eppur si muove... On the Origin of Long Secondary Periods in Red Giant Stars
在三分之一的脉动红巨星和超巨星中观察到的长次级周期（LSP）是目前已知的唯一无法解释的大振幅恒星变化类型。许多作者已经探讨了LSP起源的各种情况，但无法给出这个问题的最终解决方案。我们目前已知的LSP变量的属性，并显示新的结果证明，负责LSP的物理机制是二进制的。也就是说，LSP光的变化是由于一个尘埃云的存在，它与一个棕矮星伴星一起围绕红巨星运行，并在每个轨道上遮蔽恒星一次。在这种情况下，低质量的伴星是一颗前行星，从其宿主恒星的外壳中吸积了大量的质量，并成长为棕矮星。
2022-04-06 astro-ph.SR
The coevolution of migrating planets and their pulsating stars through episodic resonance locking
本研究结合恒星演化与潮汐模型，发现偏心气态巨行星引发的动力学潮汐可形成多模共振锁定链，解释了部分恒星异常强潮汐相互作用与脉动的成因，同时为约束宿主恒星属性提供了新途径。
2024-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing Asteroseismology with red giants in eclipsing binary and multiple-star systems
红巨星被证明是测试恒星演化模型的一个令人难以置信的信息来源，因为星震学为它们的内部打开了一扇窗户。这些见解是来自空间任务CoRoT和开普勒的前所未有的数据以及最近的理论进展的直接结果。双星也是基本的天体物理学物体，当与星震学相结合时，它们将提供两种独立的方法来获得质量和半径，并为开发高度约束的恒星模型提供令人兴奋的机会。Gaulme等人（2013年）报告发现了13个真正的候选者（12个以前未知）是食双星，一个是具有潮汐诱导振荡的非食双星，还有10个是分层的三重系统，所有这些都包括一个脉动红巨星。当大气丰度和径向速度方面的地面支持完成后，这些在食双星系统中的红巨星有可能成为一些最精确的研究恒星。
2013-11-14 astro-ph.SR
The evolved pulsating CEMP star HD112869
采用径向速度测量、$BVR_C$光度测量和高分辨率光谱测量等手段，研究了具有独特碳同位素比的贫金属碳星HD 112869的演化状态。利用谱合成方法和新的自洽一维大气模式进行了LTE丰度分析。径向速度监测证实了半规则的变化，峰-峰振幅约为10 km $s^{-1}$，主导周期约为115天。光、颜色和径向速度的变化是演化的脉动星的典型特征。HD 112869的大气似乎比以前报道的少金属贫，[Fe/H] = -2.3 $\pm$ 0.2 dex。发现碳氧比和碳同位素比极高，C/O $\simeq$分别为12.6和$^{12}C/^{13}C \gtrsim$ 1500。s过程元素钇和钡没有增强，但钕似乎过剩。镁的丰度似乎低于CEMP恒星的平均值，[Mg/Fe] < +0.4 dex。HD 112869可能是一颗处于渐近巨星分支演化阶段的低质量晕星
2015-11-20 astro-ph.SR
Pulsations along the Asymptotic Giant Branch (AGB): a global view
Viet Nam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）
本文针对AGB恒星脉动研究仅局限于米拉变星的缺陷，分析大样本半规则与不规则变星，揭示两类不同演化路径的AGB恒星及其后代特征，探讨其富氧到富碳的转变及质量等影响因素。
2026-08-03 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
Circumbinary Planets Orbiting the Rapidly Pulsating Subdwarf B-type binary NY Vir
我们在这里报告的木星行星的轨道周围的快速脉动的次矮星B型（sdB型）食双星纽约维尔的初步发现。利用新测得的食时和文献资料，我们发现NYVir的O-C曲线呈周期为7.9年、半振幅为6.1秒的小振幅周期变化，而其周期则呈下降的抛物线变化（周期以$\dot{P}=-9.2\times{10^{-12}}$的速率减小）。通过第三个机构的存在下，光的传播时间效应的周期性变化进行了分析。当NY Vir的总质量为0.60\，$M_{\odot}$时，三级伴星的质量被确定为$M_3\sin{i^{\prime}}=2.3(\pm0.3)$ \，$M_{Jupiter}$。这表明它很可能是一颗巨大的环联星，距离纽约维尔约3.3天文单位（AU）。由于周期减小的速率不能用引力辐射或/和磁制动引起的真实角动量损失来解释，因此观测到的O-C图中向下的抛物线变化可能只是长周期（大于15年）周期变化的一部分，这可能揭示了系统中另一颗类木行星（$\sim2.5$ $M_{Jupiter}$）的存在。
2011-12-19 astro-ph.SR
An eclipsing post common-envelope system consisting of a pulsating hot subdwarf B star and a brown dwarf companion
热亚矮星B星（sdBs）是位于极端水平分支的演化的核心氦燃烧物体。它们的形成历史仍然令人困惑，因为sdB的祖先在红巨星阶段必须失去几乎所有的氢包层。大约有一半的已知sdB是在密切的双星周期从1.2小时到几天，这一事实意味着他们经历了一个共同的信封阶段。超高温次矮双星（也称为室女座HW系统）是罕见的，但重要的对象，用于确定基本的恒星参数。更重要和罕见的是那些包含脉动sdB的双星，因为质量可以通过星震学独立确定。在这里，我们提出了食热亚矮星二进制V2008-1753的第一次分析。光变曲线显示了日全食、突出的反射效应和周期为150到180秒的低振幅脉动。对光速和径向速度（RV）曲线的分析表明，质量比接近$ q = 0.146$，RV半振幅为$K=54.6 \,\rm kms^{-1}$，倾角为$i=86.8^\circ$。结合这些结果与我们的光谱测定的表面重力，$\log \,g = 5.83$，最佳拟合模型产生的sdB质量为0.47 $M_{\rm \odot}$和同伴质量的$69 M_{\rm Jup}$。由于后者的质量低于氢燃烧极限，V2008-1753代表了已知的第一个由脉动sdB和棕矮星伴星组成的HW Vir系统。因此，它具有更好的约束模型sdB的二进制演变和asteroseismology的巨大潜力。
2015-02-16 astro-ph.SR
Variability in the Massive Open Cluster NGC 1817 from K2: A Rich Population of Asteroseismic Red Clump, Eclipsing Binary, and Main Sequence Pulsating Stars
我们提出了一个调查中发现的变星K2活动13大规模的中间年龄（$\sim1$陀螺仪）疏散星团NGC 1817。我们确定了一个完整的样本的44个红色星团的恒星，并测量了其中29个的星震量（$ν_{\rm max}$和/或$Δν$）。五颗星表现出抑制偶极模式，发生率表明，模式抑制是不受演化通过核心氦燃烧。NGC 1817（以及年龄相近的星系团NGC 6811）中的一部分巨星的$ν_{\rm max}$和$Δν$的值达到或接近核心氦燃烧恒星的最大值，表明它们的核心质量接近完全非简并氦燃烧的最小值。对这些恒星的进一步的星震研究可以限制红色团簇恒星的最小氦核心质量以及决定这一极限的物理学。两颗巨星在时间尺度上的光度变化与以前测量的光谱轨道相似。有13个星系出现日食，但只有5个可能是星团成员。我们确定了32个$δ$ Sct突变体、27个$γ$ Dor候选体和7个可能是簇成员的杂交体，其中大多数是新检测到的。我们利用$δ$ Sct星的系综性质来识别可能具有径向脉动模式的恒星。我们发现的奇异之处包括：一个包含$δ$ Sct脉动星的短周期双星的偏心轨道;一个在赫兹斯普林间隙内显示$δ$ Sct脉动的罕见亚巨星;以及两个热的$γ$ Dor脉动星候选者。
2020-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
New pulsating variable stars in the Stock 14 open cluster and surrounding fields
本文介绍了年轻疏散星团Stock 14及其邻近区域多色测光研究的初步结果。通过等时线拟合，从色-色图和色-星等图确定了星团的红化、距离和年龄。对所获得的时间序列数据进行了傅里叶分析，发现了新的脉动变星和此类天体的候选者。
2012-11-14 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
Stripped red giants - Helium core white dwarf progenitors and their sdB siblings
最近发现的氦核白矮星（通常称为极低质量（ELM）白矮星）是第一个巨分支天体的剥离核心，填补了双星演化马赛克中的一些空白。可以区分出两种类型。一类是由SB 1双星组成，伴星也是白矮星，另一类是所谓的EL CVn星，是复合光谱双星，有A型伴星。在这两类恒星中都发现了脉动恒星。一个谜是由显然单一的对象。有一个一对一的对应关系的现象发现这些新的恒星类观察到的sdB星。事实上，标准的演化理论解释了sdB星的起源，它们是在第一个红巨星分支的尖端附近被剥离的红巨星。亚亮B星的一个子群也可以被认为是红巨星的剥离氦核。它们形成ELM序列向更高温度的延伸。因此，低质量的氦核白矮星和双星中的sdB星在恒星演化方面是近亲。
2016-10-24 astro-ph.SR
HE 0017+0055 : A probable pulsating CEMP-rs star and long-period binary
用北欧光学望远镜和墨卡托望远镜对碳增强贫金属（CEMP）恒星HE 0017+0055进行了8年的径向速度监测，发现其周期为384 d，振幅为540 $\pm27$ m s $^{-1}$，叠加在$\sim$ 1 m s $^{-1}$ d $^{-1}$的近线性长期下降上。高分辨率的HERMES/墨卡托和凯克/HIRES光谱已被用来获得元素丰度使用1-D LTE MARCS模型。发现[Fe/H] $\sim -2.4$的金属丰度，以及2 dex量级的s过程过丰度（[Y/Fe] $\sim+0.5$除外），最值得注意的是r过程元素（如Sm、Eu、Dy和Er）的过丰度在0.9 - 2.0 dex范围内。HE 0017+0055的[Ba/Fe] $ > 1.9$ dex和[Eu/Fe] = 2.3dex是一颗CEMP-rs星。它似乎是红巨星分支（RGB）尖端下方的一颗巨星。因此，s过程的污染一定是来自AGB上的伴星（现在是碳氧白矮星）的质量转移。如果384 d的速度变化归因于WD伴星，那么它的轨道几乎必须与$i \sim 2.3^\circ$正面相对，因为质量函数非常小：$f(M_1,M_2) = (6.1\pm1.1)\times10^{-6}$ Msun。另一方面，WD的轨道运动可能是造成长期速度变化的原因，其周期为几十年。384 d的变化应该归因于低质量的内伴星（可能是棕矮星，取决…
2015-10-20 astro-ph.SR
Outburst activity of symbiotic system AGDra
AG Dra是一颗著名的明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动红巨星组成。提出了长期光度监测和系统的新行为。对光度学和光谱学进行了详细的周期分析。在AG Dra系统中，检测到两个变化期。较长的一个大约550天与轨道运动有关，而较短的一个大约355天在我们的旧论文中被解释为红巨星的脉动。活动期次变化明显，但喷发周期在359 ~ 375天之间。
2014-06-20 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper X. The pulsating B-type system V1388 Orionis
猎户座V1388是一颗早B型的脱离食双星，其物理性质先前已经通过专用光谱学和地面测量光变曲线测量过。我们重新考虑系统的属性，使用新的可用的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们发现在系统中的两个频率，在2.99 d $^{-1}$和4.00 d $^{-1}$这可能是由于β仙王座或缓慢脉动的B星脉动。在轨道频率0.4572 d $^{-1}$的倍数处存在大量额外的有效频率。我们无法找到一个完全令人满意的日食模型，但最好的尝试显示出高度一致的拟合参数值。我们发现质量为7.24 +/- 0.08 Msun和5.03 +/- 0.04 Msun，半径为5.30 +/- 0.07 Rsun和3.14 +/- 0.06 Rsun。该系统的属性是在良好的协议与理论恒星演化模型和盖亚EDR 3视差的预测，如果公布的温度估计向下修订了1500 K，19000 K的更大，更大质量的恒星和17000 K的同伴。
2022-05-18 astro-ph.SR
Long-period variations in the radial velocity of spectroscopic binary m giant mu ursae majoris
我们报告说，光谱双星？大熊座（？mu UMa）的RV变异在已知的230.0天的基础上又增加了471.2天。开普勒轨道分析得出230 d周期的伴星质量为1.6 M_Sun，471 d周期的伴星质量为0.14 M_Sun。然而，依巴谷的光度测量显示了一个类似于恒星自转周期的周期，是RV周期的四分之一。平分线速度曲率的变化显示了463.6天的周期。我们也找到了~？473-H_α和H_β谱线的等效宽度（EW）测量值的日变化，其起源可能是恒星活动。我们注意到，471天的变化的性质是类似于“序列D”中观察到的渐近巨星分支（AGB）脉动星。因此，我们得出结论，RV和EW的变化在光谱的二进制M巨μ UMa A起源于复杂的脉动和色球活动。
2016-02-23 astro-ph.SR
Further milliarcsecond resolution results on cool giants and binary stars from lunar occultations at Devashtal
我们报告了2017年在Devasthal开始的一个项目中观察到的26个月球掩星事件。除了用1.3米望远镜进行的常规观测外，本文还报道了在3.6米DOT望远镜上用TIRCAM 2照相机进行的近红外观测的首次尝试。结果包括首次测量了两颗晚型巨星的角直径，测量了著名的AGB脉动变星SW~Vir，在八个小的分离双星的测量中，其中一个是首次探测到的（HR~1860）。我们还测量了更宽的双星SAO~94431和55~Tau（两次）。其余的源被发现是无法分辨的，上限小至1~毫弧秒。我们计划进一步开发TIRCAM 2仪器的高速能力，以便在我们的计划中包括更多的近红外，高度反射的光源。
2020-08-08 astro-ph.SR
Periodicities of the RV Tau-type pulsating star DF Cygni: a combination of Kepler data with ground-based observations
金牛座RV恒星是银河系中一小群经典脉动恒星，已知成员有几十个。光的变化主要是由脉动引起的，但仅仅这些并不能解释光变曲线的全部复杂性。RV Tau型星的高质量测光是非常罕见的。天鹅座DF星是这类恒星中唯一在原始开普勒视野中的成员，因此可以对金牛座RV星进行迄今为止最精确的测光研究。其主要目标是通过将四年的高质量开普勒测光与美国变星观测者协会收集的近半个世纪的视觉数据相结合，分析金牛座RV型恒星天鹅座DF的周期性。开普勒四分之一的数据被拼接在一起，以尽量减少空间数据的系统影响。平均水平与AAVSO的目视数据相匹配。这两个数据集已提交傅立叶和小波分析，而主要脉动的稳定性进行了研究，与O-C方法和随时间变化的振幅的分析。天鹅座DF在所有时间尺度上都表现出非常丰富的行为。慢变周期为779.606 d，在整个组合数据的时间跨度内具有显著的相干性。在长期周期的顶部，出现了周期为24.925 d的脉动。这两种类型的光的变化显着波动的时间，不断变化的相互作用的振幅和相位调制。长周期变化（即RVb信号）有点类似于脉动红巨星的长次级周期（LSP）现象，而短周期脉动则非常类似于造父变星。将脉动模式与最新的II型造父变星模型进行比较，我们发现了在开普勒光变曲线中直接观察到的强烈非线性效应的证据。
2016-09-26 astro-ph.SR
The nature of anomalous period increase in the pulsating variable V725 Sgr
在红巨星阶段以及AGB和后AGB阶段的质量损失率的各种假设下，计算了质量在主序$0.84M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 0.95M_\odot$和初始金属丰度$Z=0.006$和$Z=0.01$上的恒星的演化轨迹。在160个演化序列中，我们选择了近30个序列，其中氦壳层源的最终热闪光发生在早期后AGB阶段，当氢包层质量与恒星质量的比值范围从0.01到0.08。选定的演化序列被用于计算初始和内边界条件，用于求解描述氦闪光后恒星脉动演化的辐射流体动力学和湍流对流方程。在大约三十多个流体动力学模型中，我们发现三个模型表明在上个世纪期间在V725 Sgr中观察到的脉动周期几乎增加了八倍，以及以$Π\approx 12$天为周期的相当规则的脉动逐渐转变为以$80~\textrm{day} \lesssimΠ\lesssim 90~\textrm{day}$为周期的半规则非线性振荡。我们的结论是，在V725 Sgr的脉动周期的异常增长是由于最后的热闪光的氦壳源，发生在早期后AGB星的质量$M\approx 0.53M_\odot$和质量的氢包层范围从$0.013M_\odot$到$0.019M_\odot$。
2022-11-08 astro-ph.SR
Common envelope binary interaction simulations between a thermally-pulsating AGB star and a low mass companion
本研究通过三维光滑粒子流体动力学模拟，探究热脉动AGB星与低质量伴星的公共包层相互作用，发现热脉动可触发公共包层事件，且相关行星状星云特征与既往预测存在差异。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is λ Cep a pulsating star?
O6Ief星λ Cep吸收线的变化是周期性的，并且是由非径向脉动（NRP）引起的。我们在六次战役中获得了新的光谱，持续了五到九个晚上。在一些数据集中，我们发现经常性的光谱变化，在吸收线轮廓中向红移动，与旋转恒星的恒星表面上的扰动一致。然而，发现的周期在数据集之间并不稳定，与NRP假设不一致。此外，即使在观测活动的完整数据集中没有发现红色趋势，它也可能存在于一个子集中，这表明这种现象是短暂的，只有几天的数量级，并且可能与瞬态磁回路有关。
2014-08-19 astro-ph.SR
Chromospheric Thermal Continuum Millimetre Emission from non-dusty K and M Red Giants
我们研究的热自由毫米通量预计从非尘埃和非脉动K通过中M巨星的基础上，我们有限的了解他们的不均匀色球。我们提出了一个半分析模型，提供了毫米波长的无线电通量的估计（例如，CARMA，ALMA，JVLA Q波段）的有效温度，角直径和色球Mg II h & k发射通量的基础上的知识。在250 GHz时，色球光学深度预计将显著小于1，这意味着毫米和亚毫米范围内的通量将具有来自色球材料的贡献，该色球材料产生紫外发射光谱，以及已知存在于光球层上方的冷分子材料。我们预测的下限推断的亮度温度的红巨星的基础上加热的基础上，如果上色球填充因子为1。多频毫米观测应提供重要的新信息的结构的不均匀色球，包括边界层，并允许测试竞争的理论模型大气加热。我们评论这些恒星毫米通量校准器的适用性。
2012-10-09 astro-ph.SR
Long-term Stellar Variability in the Galactic Centre Region
我们报告的变星的检测范围内的11.5' x 11.5'的银河系中心（GC），其中包括拱和五重星系团，揭示了VISTA变星通过Lactea（VVV）调查。有353个源显示出KS波段的变化，其中绝大多数（81%）对应于红巨星，大多数处于渐近巨星分支（AGB）阶段。我们分析了52颗红巨星的长期趋势，这些红巨星不能被归类为典型的脉动恒星类别。计算了9个Mira变量的距离和消光，并讨论了所选消光定律对推导出的距离的影响。我们还报告了存在48个新确定的年轻恒星对象（YSO）的候选人在该地区。
2018-11-05 astro-ph.SR
Connection between the Long Secondary Period phenomenon and the red giant evolution
在脉动红巨星中观察到的长次级周期（LSP）背后的机制仍然未知。在这项工作中，我调查红巨星分支和渐近巨分支演化和LSP的外观之间的连接-在很大一部分红巨星观察到的现象。我使用大麦云云中OSARG变量的OGLE-III样本。我构建了显示LSP的恒星的周期光度和颜色星等平面的密度图，并将它们与其余的巨星进行比较。我还拟合了光谱能量分布，以测试LSP恒星中是否存在额外的红化源。我提出了一个假说，LSP现象可能与不同的脉动周期光度序列之间的过渡。我还表明，过剩的恒星显示长周期变星可以观察到周围的红巨星分支的尖端，更突出的是，在上半部分的渐近巨星分支。主要的过密度区域似乎比渐近巨分支的主体稍微暗淡和红色。它似乎也对应于赫兹-罗素图中存在稳定风和高质量损失的区域。LSP可能是在红巨星演化的各个阶段出现和消失的重复现象。LSP星似乎比其他巨星更红，这表明了红化的内在本质，可能与大量的尘埃排放有关。分析结果似乎证实了强星风引起的质量损失与LSP的出现有关的假设。
2021-03-01 astro-ph.SR
Magnetic Fields of Slowly Pulsating B Stars and β Cep Variables: Comparing Results from FORS1/2 and ESPaDOnS
最近公布的四颗SPB和β Cep恒星的磁性模型，以及对另外两颗恒星的磁性探测，可能使已知的磁性SPB和βCep恒星的数量增加了一倍（参见Grunhut等人，这些程序）。我们重新分析了已发表的数据，并重新减少档案低分辨率分光光度法收集的FORS 1/2仪器在VLT的模型的基础上，并将它们与高分辨率数据从ESPaDONS分光光度计在CFHT，调查以前注意到的结果之间的不一致，从两个仪器。
2011-10-12 astro-ph.SR
Binarity as the Origin of Long Secondary Periods in Red Giant Stars
在三分之一的脉动红巨星中观察到的长次级周期（LSP）是目前已知的唯一无法解释的大振幅恒星变化类型。在这里，我们表明，这种现象是一个亚恒星或恒星伴星围绕红巨星的表现。我们的调查是基于在银河系和麦哲伦云的长期OGLE光度数据库中检测到的约16，000个定义良好的LSP变量的样本，结合从NEOWISE-R档案中提取的中红外数据。从这个集合中，我们选择了大约700个具有稳定，大幅度，良好采样的红外线曲线的物体，发现其中大约一半显示出二次日食，从而提供了一个重要的证据，即负责LSP的物理机制是二元性。也就是说，LSP光的变化是由于一个尘埃云的存在，它与伴星一起绕着红巨星运行，并在每个轨道上遮蔽了一次恒星。只有在红外波段才能看到的二次日食，发生在云层隐藏在巨人后面的时候。在这种情况下，低质量的伴星是一颗前行星，从其宿主恒星的外壳中吸积了大量的质量，并成长为棕矮星。
2021-04-16 astro-ph.SR
