Photometric variability in FU Ori and Z CMa as observed by MOST
MOST卫星获得的光度观测被用来表征年轻恒星FU Ori和Z CMa的光学小尺度变率。FU Ori的小波分析揭示了可能存在的几个2-9 D准周期性的功能几乎同时发生，它们可以被解释为等离子体包裹或其他本地化的光盘在不同的开普勒半径旋转的吸积盘的异质性。它们的周期可能会慢慢缩短，这可能是由于个别包裹朝着内部圆盘半径（估计为4.8+/-0.2 R_sun）螺旋式地缩小。对其他多色数据的分析证实了先前获得的B-V色指数变化与V星等之间的关系。与FU Ori的结果相反，Z CMa的振荡谱没有显示出任何周期性，小波谱可能由Herbig Be分量的爆发主导。
2013-03-11 astro-ph.SR
$ξ^1$ CMa: An Extremely Slowly Rotating Magnetic B0.7 IV Star
我们提出了我们的分析6年的ESPaDOns光谱偏振的磁性$β$ Cep星$ξ^1$ CMa（B0.7 IV）。这种高精度的磁力测量与旋转周期$P{\rm rot} >$ 40年一致。吸收线轮廓可以用非旋转模型再现。我们约束$R_*$，$L_*$，和恒星年龄通过Baade-Wesselink分析。如果磁偶极$B_{\rm d} > 6$ kG，则由于磁层角动量损失而导致的自旋下降预测了一个极长的旋转周期，该强度也是通过与60年$P_{\rm rot}$定相时纵向磁场测量$B_{\rm Z}$的最佳拟合正弦曲线推断的。
2014-07-31 astro-ph.SR
Variability survey in NGC 6910, the open cluster rich in $β$ Cephei-type stars
NGC 6910是北半球的一个疏散星团，拥有丰富的$β$造父变星。利用波兰Biaków和中国兴隆天文台的四季测光资料，对NGC 6910进行了光变观测。结果，我们在星团中发现了100多颗变星，其中包括许多因脉动和双星而表现出变化的恒星。由于光谱观测，我们还发现了由脉动引起的$β$ Cep星谱线轮廓的变化。
2018-08-07 astro-ph.SR
Epoch-dependent absorption line profile variability in lambda Cep
我们提出了一个多历元的光谱监测活动的O6Ief星lambda Cep的分析。以前的观测报告说，在这颗恒星中存在两种非径向脉动模式。我们的数据揭示了一个更为复杂的情况。功率谱的频率内容从一个历元到另一个历元显著变化。我们发现没有稳定的频率，可以明确地归因于脉动。频率和变化模式的时代依赖性与这颗恒星和其他Oef恒星的风发射线相似，这表明这两种现象可能具有相同的起源，目前尚不清楚。
2014-01-13 astro-ph.SR
Variability of young stars: Determination of rotational periods of weak-line T Tauri stars in the Cepheus-Cassiopeia star-forming region
本文报道了仙王座-仙后座恒星形成区十颗弱线金牛座T星自转周期的观测和测定结果。2007年6月至2008年5月期间，在耶拿大学天文台使用卡塞格伦-望远镜-照相机（CTK）进行了观测。得到的周期范围为0.49天和5.7天之间，典型的弱线和后T金牛星。
2009-05-12 astro-ph.SR
Mid- and Far-Infrared Variability of PV Cep
我们提出了收集的所有中期和远红外观测（3-170微米）的年轻的爆发变量PV Cep到目前为止，在文献中。这些数据使我们能够确认通量变化是中红外波长（3-25 μ m）的突出特征。颜色星等图清楚地表明，所观察到的变化是不是波动驱动的，但主要是受质量吸积率的波动。我们解释这种变化是由于一个热点上创建的恒星表面的吸积物质，加热内部的磁盘和确定所观察到的增加近中红外光度柱。一个定量表征的斑点本身和额外的热组件创建it. Far-IR数据（60-170微米）是一致的存在下的温度分层在一个大规模的和相当unevolved拱星盘。
2014-05-29 astro-ph.SR
The pulsationally modulated radial crossover signature of the slowly rotating magnetic B-type star $ξ^1$ CMa
我们报告了磁$β$ Cep星$ξ^1$ CMa的最新一组分光偏振观测。新的观测结果证实了舒尔茨等人的长周期模型。（2017年），他提出了大约30年的旋转周期，并预测在2018年恒星应该通过磁零。与此投影完全一致，所有纵向磁场$\langle B_z \rangle$测量值均接近0 G。值得注意的是，各个Stokes $V$图谱都显示出交叉特征，这与$\langle B_z \rangle \sim 0$一致，但当$v\sin{i} \sim 0$时，{ \em not}是预期的。此外，交叉签名表现出脉冲调制的幅度和符号变化。我们发现，这些意想不到的现象都可以解释为一个“径向交叉”效应有关的恒星的径向脉动，连同一个重要的偏差，从一个纯粹的偶极结构，我们探索通过偶极+四极配置作为最简单的非偶极场的全球场拓扑结构。
2018-04-20 astro-ph.SR
Optical photometry of GM Cep: evidence for UXor type of variability
本文报道了主序前星GMCep的光学光度观测结果。这颗恒星位于年轻的疏散星团Trumpler 37 --一个活跃的恒星形成区域。GM Cep显示了大幅度的快速变化，解释为以前研究中EXor类型的可能爆发。我们的数据来自2008年6月至2011年2月在罗真天文台（保加利亚）和Skinakas天文台（希腊克里特岛）收集的BVRI CCD测光观测。在BVRI波段对GM Cep视场中的16颗比较星进行了校准。我们的测光资料显示了2.5年的高振幅变化（Δ V ~ 2.3m）和两个深度极小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。另一方面，经典金牛座T星典型的亮度高振幅快速变化也出现在GM Cep的光变曲线上。将我们的结果与文献中发表的结果进行比较，我们得出结论，亮度的变化是由以下两者的叠加引起的：（1）来自星周盘的磁通道吸积，以及（2）来自星周尘埃云或星周盘特征的掩星。
2011-11-09 astro-ph.SR
The unusual photometric variability of the PMS star GM Cep
本文报道了2011年4月至2014年8月期间对前主序星GM Cep的UBVRI光度观测结果。所提供的数据是我们从2008年开始对这颗恒星进行光度监测的延续。GM Cep位于年轻的疏散星团Trumpler 37的区域，在过去的几年里，它一直是一个密集的光度和光谱研究的对象。这颗恒星表现出强烈的光度变化，在以前的研究中被解释为EXor类型的可能爆发。六年多的测光数据显示出大幅度的变化（Δ V ~ 2.3等）。并且观察到亮度的几个深最小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。观察到的亮度下降有不同的形状，没有发现周期性的证据。与此同时，经典金牛座T星典型的高振幅快速亮度变化也出现在GM Cep的光变曲线上。GMCep的光谱显示出典型的金牛座T星的宽H/α发射线和一些金属的吸收线。我们计算出H/α发射区的外半径为10.4 +/-0.5 Rsun，吸积速率为1.8 × 10 -7 Msun/yr。
2015-02-26 astro-ph.SR
Long uninterrupted photometric observations of the Wolf-Rayet star EZ CMa by the Toronto {\em{BRITE}} satellite reveal a very fast apsidal motion
上下文沃尔夫-拉叶星EZ CMa的变率已经被记录了将近半个世纪，并且确定了$\sim$ 3.7天的明显周期。然而，所有试图证明它是一个双星的尝试都失败了，因为它的光度、光谱和偏振变化在几个轨道周期内并不一致。目标。在这封信中，我们表明，缺乏连贯性的变化，可以解释一个非常快速的拱点运动的双轨道。方法.我们测量了多伦多{ \emph{BRITE} }卫星最近发表的异常长的光度学光变曲线中的极小值。拱线运动和系统偏心率是由这些极小值之间的时间间隔长度确定的，这些极小值在其持续时间上交替，遵循与拱线运动明显相关的模式。这些极小值叠加在激波区发射的亮度增强上，激波区发射的亮度增强发生在近星点阶段。结果我们确定轨道周期$P_{a}=3.63\, $ d和拱点运动周期$U\simeq 100\, $ d，它们共同产生平均恒星周期$P_{s}=3.77\,$ d。发现偏心率接近0.1。在观察期间，近心点后退的速率发生显著变化，在观察期开始时确定为$-16^\circ\,\mathrm{P}^{-1}_a$，在观察期结束时确定为$-10^\circ\,\mathrm{P}^{-1}_a$。结论.我们证明，通过引入一个快速拱线运动，基本的光度变化是很好的解释。EZ CMa的二元性质现在已经建立。这可能意味着其他明显的单沃尔夫-拉叶星发射硬X射线，类似于EZ CMa，也是双星。
2019-03-22 astro-ph.SR
BV(RI)c photometric study of three variable PMS stars in the field of V733 Cephei
本文报告了2007年2月至2020年1月期间收集的三颗主序前变星的第一次长期BV（RI）c测光CCD观测结果。研究的恒星位于仙王座OB3星协中PMS星V733 Cep的区域。我们研究中的所有恒星在全光学通带中都表现出快速的光度变化。在本文中，我们描述和讨论这些恒星的光度行为和它们的变化的可能原因。在两颗恒星的光变化中，我们发现了周期性。
2020-06-03 astro-ph.SR
Parallax of Galactic Cepheids from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope: The Case of SS Canis Majoris
我们提出了一个高精度的视差测量12天的造父变星SS大犬座，通过空间扫描与哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）获得。空间扫描使天体测量的精度达到20-40 μ as，比定点观测好一个数量级。SS CMa是第二颗利用HST进行视差测量的造父变星，也是18颗长周期（>~ 10天）造父变星中的第一颗，这些造父变星的选择是为了改善其周期-光度关系的校准，并最终允许确定哈勃常数H_0优于2%。发现SS CMa的视差为348 +/- 38 μ as，对应于2.9 +/- 0.3 kpc的距离。我们还提出了一个改进的静态几何失真的WFC 3获得使用空间扫描观测的校准领域，与一个典型的幅度<~0.01像素的规模为100像素。
2016-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
Period change and stellar evolution of $β$ Cephei stars
仙王座$β$星是研究B型星演化和从主序星到氢壳燃烧演化的一类重要的大质量恒星演化器。通过了解$β$ Cep恒星，我们可以深入了解大质量恒星演化的详细物理过程，如旋转混合，对流核心过冲，磁场和恒星风，所有这些都起着重要的作用。同样，对它们的脉动进行建模可以为其内部结构提供额外的信息。此外，脉动周期变化率的测量提供了一个直接测量的$β$造父恒星演化。在这项工作中，我们计算国家的最先进的恒星演化模型假设不同量的初始旋转和对流核心过冲和测量理论速率的周期变化，我们比较以前测得的$β$仙王座恒星的样本率。这一比较的结果好坏参半。对于三颗恒星，速率太小，无法从恒星演化模型中推断出任何信息，而对于另外三颗恒星，速率太大。我们推断恒星参数，如质量和年龄，为两个$β$造父星：$ξ^1$ CMa和$δ$ Cet，同意与独立的测量。我们探讨了为什么模型可能无法预测更大的周期变化率的想法。特别是，周期漂移在$β$ Cep星可以人为地导致高估的长期周期变化率。
2015-09-17 astro-ph.SR
On X-ray pulsations in beta Cephei-type variables
仙王座β型变星是早期的B型恒星，其特征是在它们的光学光变曲线中可以观察到振荡。至少有一个β Cep变量也显示出X射线的周期性变化。在这里，我们研究的X射线光变曲线在β Cep-变量的样本调查如何常见的X射线脉动是这类恒星。我们搜索了钱德拉和XMM-牛顿X射线档案，并选择了这些望远镜观察到的至少三个光学脉冲周期的恒星。我们检索并分析了kappa Sco、beta Cru和alpha Vir的X射线数据。对这些物体的X射线光变曲线进行了研究，以检验其可变性和周期性。虽然有一个微弱的迹象表明，X射线的变化在β Cru，我们没有发现统计上显着的证据，X射线脉动在我们的任何样本恒星。这可能是由于数据质量不足或实际缺乏调制。新的、更敏感的观察应该解决这个问题。
2015-03-19 astro-ph.SR
Long-term $V(RI)_{c}$ CCD photometry of pre-main-sequence stars in the association Cepheus OB3
介绍了2007年2月至2020年11月期间收集的13颗主序前星的光学CCD光度观测结果。这些恒星位于仙王座OB3星协中，在年轻恒星V733仙王座的区域内。光度观测，特别是关于恒星的长期变化，在文献中缺失。我们提出了第一个长期的$V(RI)_{c}$监测他们，涵盖13年。我们的研究结果表明，所有被调查的恒星都表现出很强的光度变化。本论文是我们对位于活跃恒星形成区的PMS星进行光度研究计划的一部分。
2021-03-24 astro-ph.SR
Oxygen rich cool stars in the Cepheus region, New observations. III
本文给出了KP 2001星的中分辨率CCD光谱和R测光。我们修正了3900 - 8500 A范围内恒星的光谱分类。根据NSVS（Northern Sky Variability Survey）数据库中的光变曲线，我们将KP 2001 -18，KP 2001 -176分别归类为半正则型和Mira型变星。对于所有观测对象，使用VStar软件进行NSVS相位依赖光变曲线分析和变异类型分类。利用周期光度关系计算了MK星等和到变星的距离。
2015-09-06 astro-ph.SR
The strong magnetic field of the large-amplitude beta Cephei pulsator V1449 Aql
只有极少数的仙王座β星的磁场的行为在旋转周期进行了研究。在过去的两年中，我们已经获得了多历元偏振光谱的β仙王座恒星V1449 Aql与SOFIN在北欧光学望远镜搜索的旋转周期和约束的几何形状的磁场。平均纵向磁场测量在13个不同的时期。新的测量，连同以前的FORS 1测量，已被用于频率分析和表征的磁场。V1449 Aql拥有迄今为止最强的纵向磁场，在仙王座β星中高达700 G。由此得到的周期图显示出三个主峰，最高峰位于f= 0.0720 d ^-1处，对应的周期为P= 13.893 d。磁场的几何形状可以用一个中心偶极子来描述，其极磁场强度B_d约为3 kG，磁轴与旋转轴的倾角β为76 ± 4 °。到目前为止，最强的纵向磁场是在仙王座β星V1449 Aql和xi ^1 CMa中探测到的，它们具有很大的径向速度振幅。它们的峰间振幅分别达到~ 90 km/s和~ 33 km/s。最后，我们简要地讨论了目前已知的八颗仙王座β星和候选仙王座β星在赫兹-罗素（H-R）图中的位置。
2011-07-05 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
Tomography of the red supergiant star μ Cep
本文应用层析成像方法研究了红超巨星μ Cep和三维辐射流体动力学模拟快照中的恒星大气层深度速度场，以约束大气层运动并将其与光度变化联系起来。
2018-09-20 astro-ph.SR
The Secret Lives of Cepheids: A Multi-Wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids
这项研究的主要目标是观察造父变星的行为有多复杂，并展示如何在多个波长上持续监测造父变星，以揭示它们的“秘密生活”。“我们的目标是通过光学光度法、紫外光谱法和X射线成像来实现这一目标。通过Villanova的地面望远镜，我们尽可能定期地获得覆盖良好的光变曲线。获得了最大亮度的振幅和时间，并与以前的文献结果进行了比较。在紫外波长，我们已经获得了高分辨率光谱的2个附近的造父变星-δ Cep和β Dor -与HST-COS。此外，我们已经获得了5造父变星的X射线图像与XMM-牛顿和钱德拉X射线天文台，并与这两颗卫星的进一步观测已提出（XMM）和批准（钱德拉）。光学光度测量显示，10颗造父变星中有8颗有振幅变化，或暗示有振幅变化，所有10颗都有周期变化（近期、长期或可能是周期性的）。紫外光谱揭示了10^4 - 10^5 K的加热大气等离子体的发射线，这些发射线的相位随造父变星脉动的变化而变化。X射线图像已经探测到了三个最近的造父变星（北极星，δ Cep和β Dor），而另外两个的距离可能使它们的通量处于或低于探测器背景水平。δ Cep的X射线通量显示出可能的相位变化，但与紫外线发射线反相关（即在低紫外线通量期间有高X射线通量，反之亦然）。需要进一步的数据来最终确认造父变星中的Blazhko循环，X射线随相位的变化以及高能变化的细节，例如不同温度的大气等离子体发射之间的相位滞后以及可能的加热机…
2015-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time-series analyses of Cepheid and RR Lyrae variables in the wide-field variability surveys
我们讨论的时间序列分析的经典造父变星和RR天琴座变量在银河系和麦哲伦云在多个波长。我们采用傅里叶分解方法来量化造父变星和天琴座RR变星光变曲线的结构变化。造父变星傅立叶参数的定量比较表明，位于不稳定带的红边的正则质光模型相对于短周期造父变星的观测显示出更大的偏移。RR Lyrics模型与大多数周期箱中的观测结果一致。我们使用集合光变曲线分析来预测观测到的造父变星和天琴座RR变星的物理参数，使用机器学习方法。我们的初步结果表明，造父变星和RR天琴座的质量，光度，温度和半径的后验分布可以很好地约束一个给定的金属丰度，提供了一个更平滑的网格模型采用各种输入的物理参数。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term photometric behavior of the PMS stars V977 Cep and V982 Cep in the vicinity of NGC 7129
给出了主序前恒星V977 Cep和V982 Cep在2000年10月至2016年8月期间的长期BVRI光度光变曲线。这些恒星位于反射星云NGC 7129附近。我们的光度数据显示，这两颗恒星在所有光学通带中都表现出很强的光度变化，这是典型的金牛座T星。利用我们的观测数据，我们分析了观测到的亮度变化的原因。在V977 Cep的情况下，我们在其光变曲线中确定了以前未知的周期性。
2017-01-19 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
Discovery of Cycle-to-cycle Modulated Spectral Line Variability and Velocity Gradients in Long-period Cepheids
这项工作报告了周期到周期调制的谱线和大气速度梯度变化的发现，在长周期造父变星的基础上925高分辨率光谱的$\ell$船底座（P $\sim$ 35.5 d）在三个重型周期监测活动（2014年，2015年和2016年）记录。谱线的变异性研究通过交叉关联函数（CCF）计算使用三套谱线（弱，太阳，强）。金属线速度梯度δv $_r$（t）被计算为弱线RV和强线RV之间的差。CCF形状指示器BIS（不对称性）、FWHM和深度都表现出明显的相位相关变化模式，这些模式从一个脉动周期到下一个脉动周期都不同。弱线CCF比强线CCF更明显地表现出这些效应。BIS表现出最奇特的调制可变性，并可用于识别周期到周期调制线轮廓变化的存在。δv $_r$（t）清楚地显示出与调制BIS变率密切相关的周间差异，表明大气速度场的扰动是调制谱线变率的原因。这些扰动在收缩期间最显著，并且与脉动不同相，在连续的脉动周期之间传递信息。这项工作表明RV曲线调制是大气速度梯度扰动的结果。这些扰动的可能起源和它们对造父变星RV测量的影响，以及用于Baade-Wesselink型距离测定的投影因子进行了讨论。
2016-08-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Interpreting the simultaneous variability of near-IR continuum and line emission in young stellar objects
我们提出了新的近红外（IR）光谱（0.80- 1.35微米）的前主要序列源PV Cep在监测计划的喷发变量，我们正在进行，因为一些年。在爆发和平静期间，系统地进行了同时的光度和光谱观测。通过关联无干扰参数，如HI重组线和基础连续区，可以推断其起源的机制。吸积和质量损失过程在确定PV Cep连续谱和谱线发射的不规则变化中起主导作用。观测模态的潜力也进行了讨论。
2012-10-01 astro-ph.SR
Exploring Low-Amplitude Variability in First Overtone Cepheids with TESS
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center（尼古拉·哥白尼天文学中心）；Princeton University（普林斯顿大学）
该研究利用TESS全帧图像测光数据，对银河系第一泛音造父变星的低振幅变异性开展系统性搜索，通过傅里叶分析分类额外周期信号，发现多类低振幅周期信号，且信号的振幅、频率存在扇区内变化，对现有理论模型构成挑战。
2025-10-06 astro-ph.SR
Post-AGB candidate IRAS 02143+5852: Cepheid-like variability, three-layer circumstellar dust envelope and spectral features
本文通过多色测光、光谱监测和SED建模，揭示后AGB候选体IRAS 02143+5852具有约24.9天周期的类W Vir造父变星光变和厚重尘埃包层，确认其为低光度尘埃RV Tau型恒星类似体。
2024-03-29 astro-ph.SR
New Parallaxes of Galactic Cepheids from Spatially Scanning the Hubble Space Telescope: Implications for the Hubble Constant
利用HST上WFC 3空间扫描的天体测量方法，对7颗长周期（> 10天）的银河系造父变星（SS CMa，XY Car，VY Car，VX Per，WZ Sgr，X Pup和S Vul）进行了新的视差测量。在4年内每隔6个月进行一次观察。距离为1.7- 3.6kpc，平均精度为45微弧秒，最高精度为29微弧秒（信噪比= 14）。通过对超过100颗参考星的独立分析，证明了星表的准确性。这使具有显著视差测量的长周期造父变星的数量增加到10个，8个是从这个程序中获得的。我们还提供了这些造父变星的高精度F555 W，F814 W和F160 W等，允许与19个SNeIa宿主中的>1800个河外造父变星进行直接，零点独立的比较。这个样本解决了两个突出的系统不确定性影响以前的比较银河系和河外造父变星用于校准H_0：他们的相异性的周期和测光系统。将新的松弛度与通过反转距离阶梯得到的预测值进行比较，得到的比值（或H_0的独立标度）为1.037+/-0.036，与没有变化一致，并且在3.5 sigma水平上与普朗克+LCDM预测值匹配所需的比值0.91不一致。使用这些数据来增强Riess等人（2016）对H_0的测量，将精度提高到2.3%，得到73.48+/-1.66 km/s/Mpc，普朗克+LCDM的张力增加到3.7 sigma。未来对50颗银河系造父变星的Gaia射电望远镜和HST空间扫描测光的组…
2018-02-09 astro-ph.SR
Constraining the Circumbinary Envelope of Z CMa via imaging polarimetry
Z CMa是一个复杂的双星系统，由一颗Herbig Be星和一颗FU Ori星组成。赫比格星被一个可变几何形状的尘埃茧包围，整个系统被一个下落的包层包围。以前的分光偏振观测报告了偏振角的优选取向，垂直于与赫比格星相关的大型秒差距大小的喷流的方向。偏振光数量的变化与赫比格星周围尘埃茧的几何形状变化有关。我们的目标是约束的Z CMa的属性，通过在光学波长的成像偏振。使用ExPo，一个双光束成像偏振计，它在光学波长工作，我们已经获得了成像（线性）偏振数据的Z CMa。我们的观测是在2008年爆发后恢复平静期间进行的。我们检测到三个极化功能超过Z CMa。其中两个特征与该系统中报告的两个喷流有关：与Herbig星相关的大喷流和与FU Ori星相关的微喷流。我们的研究结果表明，微射流延伸的距离比以前的研究报告大十倍。第三个特征表明在这个系统中围绕赫比格星的尘埃茧中存在一个洞。根据我们的模拟，这个洞可以产生一束铅笔光束，我们看到它从系统周围的低密度包络中散射出来。
2012-05-16 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
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
Simultaneous X-ray and optical spectroscopy of the Oef supergiant lambda Cep
探索恒星风的结构对于理解大质量恒星至关重要。根据它们的光谱形态和变化，Oef类恒星被认为在其风中具有大尺度结构。高分辨率的X射线光谱和时间序列的X射线观测的可能是单一的O型星可以帮助我们了解他们的恒星风的物理。我们收集了O 6 Ief星lambda Cep的XMM-牛顿观测和协调光谱学，以研究其X射线和光学变化，并分析其高分辨率X射线光谱。我们调查的线轮廓的变化，他II 4686和H-α发射线在我们的时间序列的光谱，包括搜索周期。我们进一步讨论的宽带X射线通量的变化和分析的高分辨率光谱的λ Cep使用线逐线拟合，以及设计的代码，以适应全高分辨率X射线光谱一致。在我们的观测活动中，He II 4686谱线的变化时间约为18小时。相反，H-α线剖面显示出4.1天的时间尺度上的调制，这可能是恒星的旋转周期。X射线通量在以天为单位的时间尺度上变化，实际上可以像H-α一样被同样的4.1天周期调制，尽管两种变化在相位上都有偏移。高分辨率的X射线谱显示出宽而偏斜的发射线，正如风嵌入激波分布的X射线发射所预期的那样。大部分的X射线发射产生在光球层上方不到2 R * 的范围内。
2015-05-28 astro-ph.SR
Using CHIRON Spectroscopy to Test the Hypothesis of a Precessing Orbit for the WN4 star EZ CMa
通过分析 CHIRON 光谱中 N v λ4945 谱线测试 WN4 星 EZ CMa 的快速进动双星假说，发现最佳轨道解为 3.751 天且无近星点运动，共转相互作用区假说比进动双星模型更受数据支持。
2023-10-24 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
An analysis of the V-band light curve of the Be star omega CMa with the viscous decretion disk model
我们分析了在过去四十年中观测到的Be星omega CMa的V波段测光数据。数据拟合流体动力学模型的基础上的粘性递减盘（VDD）的理论，其中一个磁盘周围的快速旋转的Be星形成的中央星和驱动器的材料喷射到逐渐更宽的轨道通过粘性扭矩。对于第一次，我们适用于磁盘建立和耗散阶段的模型。我们的模拟提供了一个很好的描述，在这两个阶段的光度变化，这表明VDD模型充分描述了磁盘结构的演变。此外，我们的分析使我们能够确定气体的粘度参数（α）以及净质量损失率。我们发现，α是可变的，范围从0.1到1.0，并建立阶段有较大的值比耗散阶段的α。此外，我们发现，与通常假设的相反，即使在静止期间，向外的质量通量也从不为零，这表明恒星在高质量损失阶段（爆发）和低质量损失阶段（静止）之间交替。
2017-02-22 astro-ph.SR
First magnetic field models for recently discovered magnetic beta Cephei and slowly pulsating B stars
尽管最近在一些仙王座β星和慢脉动B星（SPB）中探测到了磁场，但它们对恒星自转、脉动和元素扩散的影响还没有得到充分的研究。其原因是缺乏对旋转周期、磁场强度分布和时间变化以及磁场几何形状的了解。在VLT上用FORS 2获得了四颗仙王座β星和候选仙王座β星以及两颗SPB星的新的纵向场测量结果。这些测量使我们能够对旋转周期进行搜索，并限制样本中四颗恒星的磁场几何形状。
2010-12-14 astro-ph.SR
Rotation of young stars in Cepheus OB3b
我们提出了一个光度的研究，在年轻的协会仙王座OB 3b的I-波段的变化。该研究对小于一天到超过20天的时间尺度上的周期性变化敏感。在使用V，I，R和窄带H-α光度学排除污染物体后，我们发现了475个具有测量旋转周期的物体，它们很可能是Cep OB 3b恒星形成区域的前主序成员。我们将距离和年龄修改为Cep OB 3b，将其置于Mayne & Naylor（2008）的自洽年龄和距离阶梯上。由此得出的距离模数为8.8 +/- 0.2 mags，相当于距离为580 +/- 60 pc，年龄为4- 500万年。旋转周期分布证实了年轻恒星旋转演化的一般情况，表现出吸积（在这种情况下，通过窄带H-α光度测定）和旋转之间的相关性，预计从光盘锁定，旋转依赖于质量，这是在其他恒星形成区域。然而，在我们的数据中，这种质量依赖性比其他研究中发现的要弱得多。与年龄相似的NGC 2362相比，Cep OB 3b中的低质量恒星旋转得更慢。这表明恒星形成环境和旋转特性之间可能存在联系。这样的联系会使恒星角动量演化的模型受到质疑，这些模型假设年轻星团和星协的旋转周期分布可以组合成一个演化序列，从而忽略了环境的影响。
2009-11-18 astro-ph.SR
Multiple short-lived stellar prominences on O stars: The O6.5I(n)fp star lambda Cephei
大多数O星和许多B星在它们的谱线上表现出无法解释的周期性变化，即在旋转时间尺度上的调制，但不是严格的周期性。这种变化发生在所谓的离散吸收组件（DAC）中，这些组件通过UV风线轮廓加速，并且也发生在许多光学线路中。对于这样的OB星没有偶极磁场已被检测到的上限为300 G。我们调查是否在表面上的多个磁回路，而不是非径向脉动或偶极磁场可以解释所观察到的周期性UV和光学谱线的变化。我们提出了时间分辨，高分辨率的光谱O6.5I（n）fp星λ Cep。我们应用一个简化的唯象模型，在该模型中，多个球形斑点连接到表面代表磁回路结构，我们称之为恒星的磁共振，类比太阳的磁共振。我们比较计算的线轮廓作为旋转相位的函数，采用4.1d的旋转周期，与观察到的相对变化，随后的商谱。我们在谱线中发现了许多周期性，几乎没有一个在几个月到几年的时间尺度上是稳定的。我们表明，在各种光学吸收和发射线的相对变化往往是非常相似的。我们提出的模型适用于HeII 4686线，通常可以拟合2-5个赤道斑点，寿命在~1和24小时之间。考虑到所涉及的不规则的时间尺度，我们建议DAC的方位角分布对应于附着在表面上的恒星折射率的位置。这可以解释观测到的光学和紫外线的变化，并限制这些结构的强度和寿命，这可以与最近的理论预测相比较，其中明亮的磁表面斑点是由次表面对流区的作用形成的。
2016-06-01 astro-ph.SR
The life cycles of Be viscous decretion discs: The case of ω CMa
我们分析了Be星ω CMa在过去40年中获得的V波段测光，在此期间，该恒星经历了四个完整的盘形成和耗散周期。这些数据进行了模拟的流体动力学模型的基础上的时间依赖性的实施的粘性递减盘（VDD）的范例，其中一个磁盘周围的快速旋转的Be星形成的物质喷射的恒星和驱动器逐渐更大的轨道通过粘性扭矩。我们的模拟提供了一个很好的描述光盘形成和消散的阶段，这表明VDD模型充分描述了光盘的结构演变的光度变化。此外，我们的分析使我们能够确定粘度参数α，以及净质量和角动量（AM）损失率。我们发现，α是可变的，范围从0.1到1.0，不仅从一个周期到另一个周期，而且在一个给定的周期。此外，积累阶段的α值通常大于耗散阶段。此外，在耗散过程中，向外的AM通量不一定为零，这意味着ω CMa不会经历真正的静止，而是在高到低AM损失率之间切换，在此期间圆盘迅速呈现整体较低的密度，但永远不会为零。我们面对的平均AM损失率与快速旋转恒星的恒星演化模型的预测，并发现我们的测量值小于一个数量级以上。
2018-06-12 astro-ph.SR
A long-term photometric study of the FU Orionis star V 733 Cep
猎户座FU的候选者V733 Cep是由罗杰·罗森在2004年发现的。这颗恒星位于暗星云L1216中，靠近仙王座OB 3星协。由于迄今为止只发现了少量的猎户座FU星，因此对V733 Cep的光度和光谱研究具有很大的意义。PMS星光度变化的研究对于理解恒星演化具有重要意义。本研究的主要目的是建立V733 Cep的长时间光变曲线。在BVRI观测的基础上，我们还研究了该恒星的光度行为。我们从CCD测光和档案照相板收集数据。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2008年6月至2009年10月收集。为了便于从仪器测量到标准系统的转换，在V733 Cep视场中的15颗比较星在BVRI波段进行了校准。为了构建V733 Cep的历史光变曲线，在宽视场底片数据库中搜索了存档的摄影观察结果。结果发现了192张包含V733 Cep场的照相底片，并根据我们的要求对其中一些底片进行了分析，以估算V733 Cep的星等。
2010-03-19 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
Ground-Based BVRI Follow-Up Observations of the Cepheid V1154 Cyg in Kepler's Field
开普勒太空望远镜几乎不间断的观测可用于搜索其他恒星周围的地球大小和更大的行星，以及恒星变化和星震学研究。然而，开普勒的观测是使用单个宽带滤光片进行的，需要地面跟踪观测来补充开普勒的光变曲线，以充分表征目标恒星的性质。在这里，我们提出了地基光学（BVRI）的后续观测V1154天鹅座，开普勒视野中唯一的造父变星，并推导出这颗恒星的基本性质。
2011-11-09 astro-ph.SR
Vetting Galactic Leavitt Law Calibrators using Radial Velocities: On the Variability, Binarity, and Possible Parallax Error of 19 Long-period Cepheids
我们调查的径向速度（RV）的变化和光谱双星的19个银河系长周期（$P_{\rm{puls}} \gtrsim 10$ d）的经典造父变星的三角视差正在使用哈勃太空望远镜和盖亚测量。我们的主要目标是限制可能的视差误差，由于未检测到的轨道运动。使用2011年至2016年期间测量的$>1600$高精度RV，我们发现18颗造父变星在$\lesssim 5$年时间尺度上没有轨道运动的迹象，并确定了输入轨道周期范围内允许配置的上限。结果约束的无符号视差误差，由于轨道运动的$< 2 \%$为16颗星，和$< 4 \%$为18。我们改进了已知的船底座YZ双星的轨道解，并表明天体测量模型必须考虑轨道运动，以避免显着的误差（$\sim \pm 100 μ$ arcsec）。我们进一步研究长时间尺度（$P_{\rm{orb}} > 10$年）的变化，通过模板拟合方法，使用新的和文献的RV的脉动平均速度$v_γ$。我们发现了XZ Car和CD Cyg的光谱双星性，找到了AQ Car的第一个初步证据，并揭示了KN Cen的轨道特征。对于SS CMa、VY Car、SZ Cyg和X Pup，发现了时间变量$v_γ$的进一步（大多是试探性的）证据。我们简要地讨论了审查过程中的银河莱维特定律校准器的考虑，并表明，光的贡献同伴是微不足道的，大多数距离尺度的应用。
2016-08-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
First detection of a magnetic field in low-luminosity B[e] stars: New scenarios for the nature and evolutionary stages of FS CMa stars
我们报告的第一个检测的磁场在一个恒星的FS CMa型，一个分组的对象，其特征在于由B[e]现象。IRAS 17449+2320中磁敏感线的分裂确定了6.2+/-0.2 kG的磁场模量。谱线及其变化揭示了B型光谱和可见光热连续光源的存在。热源证实了GALEX紫外光度法。由于在可见光区缺少热源的谱线，光谱拟合只给出了热源的温度下限为50 000 K，B型星的温度上限为11 100 K。H α线的V/R比在800天的时间尺度上表现出准周期行为。我们在一些光谱中发现了在巴尔末和OI线的翼部有很强的红移吸收。氦和其他金属的吸收线显示没有或非常小的变化，表明FS CMa恒星异常稳定的光球区域。我们检测到两个事件的材料的infall，这被揭示为离散的吸收成分的共振线。强磁场的发现以及盖亚对自行的测量表明，这颗恒星最有可能的性质是在离开出生星团的双星后产生的合并后物体。另一种可能的情况是在末代主序星（TAMS）周围有一颗磁性Ap星。另一方面，强烈的磁场否定了IRAS 17449+2320是一颗极端经典Be星的假设。因此，IRAS 17449+2320为探索FS CMa恒星的性质提供了一个新的解释，或者至少是一组具有非常相似光谱特性的恒星。
2022-01-12 astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Type II Cepheids in the Magellanic System
我们提出了一个几乎完整的收集II型造父变星的麦哲伦系统。样本由338个天体组成：大麦哲伦云和小麦哲伦云中分别有285个和53个变星。根据脉动周期和光变曲线形态，我们将118颗II型造父变星分类为BL Herculis，120颗为W Virginis，34颗为独特的W Virginis，66颗为RV Tauri星。对于所有对象，我们发布了OGLE-IV调查期间获得的时间序列VI测光，从2010年到2017年底。我们展示了我们收藏中最有趣的单个对象：16颗II型造父变星显示出额外的食变或椭球变，两颗RV Tau变星比LMC中的其他这类恒星暗2.5等以上，一颗RV b星大幅降低了长周期调制的振幅，II型造父变星显示出显著的振幅和周期变化，以及一颗经历了深极小区和浅极小区交替的RV Tau星。我们发现，奇特的W Vir星有显着不同的空间分布比其他子类的II型造父变星，这表明不同的演化历史，这些对象。
2018-06-29 astro-ph.SR
Photometric and spectral variability of the candidate post-AGB star IRAS 07506-0345
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（列昂尼德·斯特恩伯格天体物理研究所，莫斯科国立大学）
基于2023-2026年观测，发现IRAS 07506-0345具有33.68天脉动周期的造父型光变，光谱显示CN分子带和Hα发射，通过周期-光度-颜色关系估计光度为1050±250 L☉，确认其为RV Tau型变星。
2026-06-16 astro-ph.SR
A multisite photometric study of two unusual Beta Cep stars: the magnetic V2052 Oph and the massive rapid rotator V986 Oph
我们报告了Beta Cep恒星V2052 Oph和V986 Oph的多站点测光活动。在182个夜晚中，五大洲的八台望远镜获得了670小时的高质量差分光电Stromgren，Johnson和Geneva时间序列测光。V2052 Oph数据的频率分析能够检测三个脉动频率，最强信号的第一谐波，以及旋转频率及其第一谐波。从分析颜色振幅比的脉动模式识别确认主导模式为径向的，而其他两个振荡最有可能是l=4。结合地震对旋转轴倾斜的限制和已发表的磁场分析，我们得出结论，径向模式必须是基本的。旋转光调制与已发表的光谱可变性同相，并且与两个磁极都通过视线的倾斜旋转器一致。旋转轴的倾角为54 ° <i<58 °，磁性为58 ° <β <66 °。讨论了V2052 Oph存在磁约束风的可能性。V986 Oph单次振荡的光度振幅与l=3模式最一致，但这种识别是不确定的。额外的内在的，显然是时间上不相干的，光的变化V986 Oph的报告。在这一点上无法区分不同的解释，但这种变化似乎存在于许多OB星。获得更快速旋转的Beta Cep星，这似乎更喜欢模式的高l的星震信息的前景进行了简要的讨论。
2012-05-29 astro-ph.SR
Frequency analysis of OGLE-IV photometry for classical Cepheids in Galactic fields: non-radial modes and modulations
我们分析了OGLE收集的变星中的$\sim$ 2000银河造父变星的测光。我们分析了银河系的磁盘和银河系的球字段;恒星分类为单周期和多周期。我们的目标是寻找额外的低振幅变异性。我们通过确定10个新的候选人为双模和6个新的候选人为三模脉动的多模径向振荡器的样本。在第一个泛音OGLE样本中，我们发现了12颗具有额外周期性的造父变星，它们的周期比为$P_{\rm x}/P_{\rm 1O}\in (0.60,\, 0.65)$。这些周期性不对应于任何其他径向模式。虽然这样的变星在麦哲伦星云中很丰富，但在我们的分析之前，银河系中只有一颗这样的造父变星。比较我们的样本与麦哲伦云造父变星，我们注意到一个系统的转变，更长的脉动周期的金属丰富的银河系恒星。此外，在11颗恒星中，我们发现了另一种类型的额外变化，其特征频率接近周期比为（0.60，\，0.65）的组中报告的频率的一半。上述清单中的两个显示了两种信号的同时存在。最有可能的是，这些信号的起源与非径向脉动模式的激励有关。我们报告三个造父变星低振幅周期调制的脉动：两颗星是单模的基本和第一泛音造父变星和一个是双模造父变星脉动的基本和第一泛音模式。仅调制前一模式。这是第一次检测到这种类型的双模造父变星的脉动周期调制。
2021-06-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
Variability survey of brightest stars in selected OB associations
大质量恒星的恒星演化理论仍然没有用高精度光度观测数据进行校准，这主要是因为从太空监测到的发光恒星数量很少。全天空自动巡天仪已经发现了大量的变星，但大多数明亮的恒星往往曝光过度。有针对性的活动可以改善这些对象的光度数据的时基。本研究的目的是研究年轻疏散星团和OB星协中亮星在不同时间尺度上的变化。从2011年到2013年，我们使用0.25米的望远镜监测了22个疏散星团和星协。变星是通过比较总的光变曲线散射与测量不确定性来探测的。通过光变曲线特征提取工具FATS分析变异性。脉动星的周期是用离散傅里叶变换代码SigSpec确定的。然后，我们分类的变星根据其脉动周期和可用的光谱信息。我们获得了光变曲线超过20000来源，其中354被发现是可变的。其中食双星80颗，天鹅座$α$ 31颗，仙王座$β$ 13颗，铍62颗，慢脉动双星B 16颗，造父变星7颗，剑鱼座$γ$ 1颗，沃尔夫-拉叶星3颗，晚型变星63颗。这些恒星中有55%是潜在的新发现，因为它们不在变星索引（VSX）数据库中。我们发现变星的星团成员分数为13%，上限为35%。
2016-11-08 astro-ph.SR
The Cepheid Impostor HD 18391 and its Anonymous Parent Cluster
分析了G 0 Ia超巨星HD 18391的新的和现有的光度学，以确认先前在该恒星中检测到的可变性的性质，该恒星位于造父变星不稳定带的热边缘。小振幅变异性水平为ΔV = 0.016 ± 0.002，周期为P=123.04 ± 0.06 d。较弱的第二信号可能存在于P=177.84+-0.18处，ΔV = 0.007+-0.002，如果主信号表示泛音脉动（123.04/177.84 = 0.69），则可能对应于基模脉动。这颗恒星的光谱红化E（B-V）= 1.02，与其附近的重度红化的B型恒星有关，这些恒星似乎是一个不知名的年轻星团的外围成员，该星团的中心在西边约10弧分，距离1661+-73 pc。该星团的核半径和日冕半径分别为r_n=3.5弧分和R_c=14弧分，而HD 18391与外围B星的成员关系所得到的参数与其类造父变星脉动所暗示的参数是一致的，只要它符合这类天体的半周期光度关系。作为星团成员，它的亮度被推断为M_V=-7.76+-0.10，年龄为9+-1 x10 ^6年，演化质量为~19 M_{\sun}。HD 18391并不是一颗经典的造父变星，但它的周期光度关系与造父变星非常相似，就像另一颗造父变星V810 Cen。
2009-07-16 astro-ph.SR
Variability morphologies in the color-magnitude diagram. Searching for secular variability
这项工作的一部分，努力检测长期变量对象在大规模的调查，通过分析他们的路径颜色星等图。为此，我们首先给出了几种类型变星的V/V-I图的光变形态。它们包括来自大麦云云的周期和非周期变星，如经典造父变星、长周期变星或北冕座Be和R星，以及银河系中已探测到的两颗长期变星FG Sge和V4334 Sgr。不同的变化形态的研究允许识别的区域，这些长期的变星可以检测到的颜色星等图。我们还估计了在大麦云星云中可能存在的这种长期变星的数量。
2009-07-23 astro-ph.SR
Inner disc rearrangement revealed by dramatic brightness variations in the young star PV Cep
年轻的类太阳恒星在前主序星（PMS）演化的开始被吸积盘和残余的原恒星包层所包围。这些恒星的光度和光谱变化是由恒星与圆盘的相互作用驱动的。时间尺度和波长依赖的可变性携带这些相互作用背后的物理机制的信息。我们进行了多历元，多波长的研究PV Cep，一个强变，吸积PMS星。通过将我们自己2004-2010年的观测与档案和文献数据相结合，我们表明PV Cep在2005年开始了壮观的衰落，达到了4兆的I_C波段振幅。和发射线通量表明，2005-2009年的光度下降是由可变吸积和星周消光之间的相互作用造成的：由于系统的中心光度是由吸积控制的，吸积率的适度下降可能会引起内盘的剧烈重组。星盘内侧区域的尘埃凝结可能导致了星周消光的增强。
2011-03-12 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. VIII. Type II Cepheids in the Small Magellanic Cloud
OGLE-III变星星表（OIII-CVS）的第八部分包含小麦哲伦云（SMC）中的II型造父变星。样本由43个天体组成，包括17颗BL Her，17颗W Vir和9颗RV Tau星（在SMC中发现的第一个例子）。七颗恒星被归类为特殊的W Vir星-最近发现的II型造父变星的一个子类。这些恒星有独特的光变曲线，比普通的W Vir变星更亮更蓝。我们确认，一个特殊的W Vir星的大部分是二元系统的成员。三个II型造父变星表现出重叠在脉动光变曲线上的食变，另外三个天体表现出长周期椭球变率。所有具有双星性的恒星都显示次级周期，这可以解释为脉动光变曲线的振幅和/或相位调制，其周期等于轨道周期或轨道周期的一半。我们没有任何模型来描述这些调制，但是这种现象排除了脉动恒星和双星系统光学混合的可能性。天文学界可从OGLE因特网档案馆获得每一个天体在8年或13年的观测中收集的多历元V波段和I波段光度测定和发现图表。
2010-07-15 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
