V371 Per - A Thick-Disk, Short-Period F/1O Cepheid
V371 Per被发现是一颗双模态造父变星，其基本模态周期为1.738天，是银河系拍拍造父变星中最短的，周期比异常高，为0.731，而其他银河系拍造父变星的周期比在0.697和0.713之间。后者表明该恒星的金属丰度[Fe/H]在-1到-0.7之间。从银河平面导出的距离将其置于厚盘或晕中，而所有其他的银河系beat造父变星都属于薄盘。历史数据显示，基本和第一泛音周期都延长了。
2009-10-27 astro-ph.SR
Period variation of the classical Cepheid SV Vulpeculae over a century (1913-2022)
本研究分析了经典造父星SV Vul的338个新的视觉，CCD，光电和摄影极大值的时间。相应的观测是在1913年至2022年之间进行的。在这个新的和大的观测基础上，这颗具有重大天体物理学意义的恒星的周期变化被重新审视。在不与理论或以前的研究相矛盾的情况下，我们表明，视觉观测对于长期监测精心挑选的明亮造父变星的周期变化是很重要的。本研究确定了SV Vul在-250 s/yr时的周期变化率。目前的期限短于45天。
2022-11-29 astro-ph.SR
Multi-Epoch HST Observations of IZw18: Characterization of Variable Stars at Ultra-Low Metallicities
利用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）获得的深多波段（F606 W，F814 W）时间序列测光，首次在金属含量非常低的蓝色致密矮星系IZw 18中发现了变星。我们在星系中探测到34颗候选变星。我们将其中三颗归类为经典造父变星，周期分别为8.71、125.0和130.3天，另外两颗归类为周期大于100天的长周期变星。这是迄今为止已知的最低金属丰度的经典造父变星，因此提供了探索和拟合经典造父变星在以前无法达到的金属丰度的恒星脉动模型的机会。已确认的造父变星的周期分布与其他邻近星系的周期分布明显不同，这可能与IZw 18的恒星爆发性质有关。通过将基于经典造父变星脉动模型的8.71天的理论Wesenkiy（V，I）关系应用于该星系的极低金属丰度，（Z = 0.0004，Y = 0.24），我们估计经典造父变星的正则模型的IZw 18的距离模为μ_0 = 31.4pm~（0.2）D = 19.0 ^{+1.8}_{-1.7} Mpc），用过发光模型计算的结果为31.2pm~（0.2）mag（D = 17.4 ^{+1.6}-1.6} Mpc）。光变曲线的理论模拟结果为：μ 0 = 31.4pm~（0.1）mag，D = 19.0 ^{+0.9}_{-0.9} Mpc，与理论上的韦森关系符合得很好。这些脉动距离包含了Aloisi等人（2007）利用星系红巨星分支尖端推断的18…
2010-01-22 astro-ph.SR
Analysis of the possible Blazhko-effect Cepheid V473 Lyrae
天琴座V473是一颗特殊的造父变星，具有强烈的振幅调制，类似于在天琴座RR型恒星中观察到的布拉日科效应。我们收集了几个调制周期的数据，并开始了详细的分析。第一个结果表明，该恒星显示出振幅和相位调制的平均周期为1204天，但无论是周期长度和调制的强度受到相当大的变化。一个可能的五重组分的傅立叶光谱和额外的周期变化也被检测到。
2013-09-09 astro-ph.SR
Pulsating chromosphere of classical Cepheids. Calcium infrared triplet and H$α$ profile variations
最近的研究表明，造父变星的红外辐射在脉动周期内是恒定的，这可能是由于一个约为恒星半径15%的电离气体脉动壳层造成的，这可能归因于造父变星的色球活动。本文的目的是研究造父变星色球层沿脉动周期的动力学结构，并对其大小进行量化。我们目前H $α$和钙近红外三重态（Ca IR）配置文件的变化，使用高分辨率光谱与UVES光谱仪的一个良好的周期覆盖范围从$\approx$ 3至60天的24造父变星的样本。在对谱线轮廓进行定性分析后，我们将范霍夫效应（H $α$和Ca IR之间的速度梯度）量化为造父变星周期的函数。然后，我们使用史瓦西机制（由于冲击波的线加倍）来量化色球的大小。我们发现周期大于$P=10$天的造父变星存在显著的Van Hoof效应，特别是H $α$线的速度梯度比Ca IR延迟达$Δv \approx$ 30 km/s.我们发现长周期造父变星色球的大小至少是恒星半径的$\approx$ 50%，这与先前从红外过量分析中发现的由电离气体制成的壳的尺寸一级一致。最后，对于大多数的长周期造父变星的样本中，我们报告了一个不动的吸收功能的H $α$线，我们属性的拱星信封，围绕色球。分析造父变星的Ca~IR谱线对于消除周期光度关系中红外过剩的偏差具有重要意义，特别是在\textit{Gaia}上的径向速度谱仪（RVS）即将进行的观测中，它可能对色球层敏感。
2020-07-02 astro-ph.SR
Period Changes of LMC Cepheids in the OGLE and MACHO Data
造父变星的脉动周期随着恒星通过不稳定带的演化而变化。其他作者根据几十年的O-C图发现的这些变化率与理论预测相当吻合。利用光学引力透镜实验（OGLE）最近公布的大麦云造父变星观测数据，对几年尺度的变率进行了检验，发现18%的基模和41%的一阶泛频振子的周期变化。这表明泛音脉动不如基波脉动稳定。对于那些在天文台星表中有交叉引用的恒星，我们已经检查了从OGLE和天文台星表中得到的周期变化率是否一致。结果发现，没有相关性，两个数据集的变化相反的迹象比相同的更常见。许多O-C图显示非线性周期变化，类似于某些恒星，仅从OGLE数据（跨度高达4100天）得出的图表显示随机波动。这些波动在长期O-C图上是常见的，我们得出结论，它们在几千天的时间尺度上主导着图。所有造父变星的周期和颜色的分布以及那些具有统计学显著周期变化的造父变星的周期和颜色的分布是相同的。最大的光的时间得到使用的OSTO和OGLE数据以及O-C图的例子。
2009-01-07 astro-ph.SR
Pulsation Theory Models for Cepheids in Eclipsing Binary Systems
最近在大麦哲伦星云中测量了食双星系统中几颗造父变星的物理参数。这是一个很好的机会，比较这些结果与从脉动理论获得的模型。在确定了恒星的物理参数之后，我们就可以计算出给定模式下相应的脉动周期，并检查其不稳定性。对于缺乏数据的恒星，可以进一步约束未知或定义不佳的参数。我们提出的比较六造父变星，表明，在一般情况下，结果是非常好的协议。
2018-03-29 astro-ph.SR
Period-Luminosity relations derived from the OGLE-III First-overtone mode Cepheids in the Magellanic Clouds
本文给出了小麦哲伦云中造父变星的多波段周期-亮度关系。我们推导出光学带PL关系和Weseneirs函数使用$VI$平均幅度从光学引力透镜实验（OGLE-III）调查。我们交叉匹配OGLE-III第一泛音模式造父变星的2 MASS和SAGE-SMC目录，以获得在近红外（$JHK_s$）和中红外（$3.6~\&~4.5μ\mathrm{m}$）波长的PL关系。我们测试可能的非线性，在这些PL关系，使用强大的统计测试，并发现一个显着的突破，只有在光学波段PL关系在2.5天的第一泛音模式造父变星。我们没有发现统计证据的非线性在这些PL关系在1天。SMC中基模造父变星的多波段PL关系也在2.5天处出现中断。我们认为2.5天左右的周期中断与SMC造父变星光变曲线参数的急剧变化有关。我们还推导了新的光学和中红外波段PL关系的第一泛音模式造父变星在大麦云（LMC）。我们比较了麦哲伦星云中造父变星的多波段PL关系，发现$V$波段PL关系的斜率有显著差异，但$I$波段PL关系的斜率没有显著差异。PL关系的斜率被发现是一致的，在大多数的红外波段。利用SMC和LMC中第一泛音模造父变星的多波段PL关系，估算了两个云团之间的相对距离模量$Δμ=0.49\pm0.02$ ~mag。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The stellar photosphere-hydrogen ionization front interaction in Classical Pulsators: a theoretical explanation for observed period-colour relations
周期-颜色和振幅-颜色（PCAC）关系可以用来探测造父变星和天琴座RR型变星的外壳结构和演化状态。在这项工作中，我们将PCAC关系RR天琴座，BL Her，W Vir和经典造父变星在一个单一的统一的理论，涉及的相互作用的氢电离前（HIF）和恒星光球和恒星演化的理论。RR天琴座和经典造父变星使用OGLE-IV数据的PC关系被发现与这个理论是一致的：RR天琴座在最小/最大光有浅/倾斜的关系，而长周期（$P>10$天）造父变星表现出倾斜/平坦的PC关系在最小/最大光。造父变星和天琴座RR的PC关系的差异可以根据HIF和恒星光球的相对位置来解释，该位置根据它们在HR图上的位置而变化。我们还扩展了我们的分析PCAC关系的II型造父变星在银河系的凸起，LMC和SMC使用OGLE-IV数据。我们发现BL Her星在最大和最小光下具有类似于短周期（$P<10$天）经典造父变星的倾斜PC关系。W Vir星在最小/最大光下表现出类似于长周期经典造父变星的倾斜/平坦PC关系。我们还计算国家的最先进的一维辐射流体动力学模型的RR天琴座，BL她和经典造父变星的径向恒星脉动代码在MESA进一步测试这些想法在理论上，并发现，该模型通常是一致的这张照片。因此，我们能够解释PC的关系，在最大和最小的光在广泛的光谱变星类型。
2020-01-19 astro-ph.SR
Cepheids and Long Period Variables in M33
我们正在对附近的星系M33进行长期的光度测量，以发现造父变星、食双星和长周期变星。该数据集将DIRECT项目先前获得的光学图像与WIYN 3.5米望远镜获得的新观测结果相结合。整个数据集跨度超过7年，具有出色的天气覆盖范围，这将有助于发现和表征在广泛的时间尺度（天，周，月，年）上显示变化的恒星。在这个初步的工作中，我们展示了到目前为止在两个领域中发现的不同变量的代表性光变曲线，颜色-星等图，以及M33的造父变星光学周期-光度关系。该项目的最终目标是提供造父变星周期-光度关系的绝对校准，并研究其在光学波长下的金属丰度依赖性。
2009-07-28 astro-ph.SR
The Araucaria Project: A study of the classical Cepheid in the eclipsing binary system OGLE LMC562.05.9009 in the Large Magellanic Cloud
我们对双线高偏心食双星系统OGLE-LMC 562.05.9009中的经典造父变星进行了详细的研究。造父变星是一个周期为2.988天的基模振荡器。该系统的轨道周期为1550天。利用三台4-8米望远镜的光谱数据和22年的测光数据，我们能够精确地推导出两颗恒星的动力学质量和半径。该系统中的两颗恒星在质量、半径和颜色上都非常相似，但伴星是一颗稳定的非脉动恒星。造父变星比它的伴星（M_2 = 3.60 +/- 0.03M_sun，R_2 = 26.6 +/- 0.2R_sun）质量稍大，体积也稍大（M_1 = 3.70 +/- 0.03M_sun，R_1 = 28.6 +/- 0.2R_sun）。在观测不确定度范围内，两颗恒星的有效温度都是6030 +/-150 K。演化轨迹将这两颗恒星都置于经典造父变星不稳定带内，但未来改进的温度估计可能会将稳定的巨星伴星移动到不稳定带的红边之外。在目前观测和理论的不确定性下，两颗恒星都符合2.05亿年的等时线，证明它们的年龄相同。根据我们的模型，我们确定了OGLE-LMC 562.05.9009系统中造父变星的投影因子p = 1.37 +/- 0.07。这是第二个造父变星，我们可以直接从食双星系统的分析中以高精度测量其p因子，这对更好地校准Baade-Wesselink造父变星距离测定方法做出了重要贡献。
2015-11-09 astro-ph.SR
Period and light curve fluctuations of the Kepler Cepheid V1154 Cyg
根据开普勒太空望远镜近600天的连续观测，对天鹅座V1154（V =9.1等，P~4.9 d）的造父变星变星进行了详细的周期分析。这些数据揭示了脉动周期中显著的周期波动，表明经典造父变星可能不像人们普遍认为的那样精确：无论用于确定O-C值的具体点是什么，周期长度在观测所涵盖的120个周期中显示出0.015-0.02天的分散。傅立叶参数与O-C值之间存在很小的相关性，表明O-C值的变化可能是由于光变曲线形状的不稳定性造成的。随机波动检验表明，在周期差15以内，周期呈线性趋势，但从长期来看，周期保持在平均值附近。我们比较了模拟光变曲线的测量，模拟V1154 Cyg作为一个完美的光调制器，仅由低质量同伴引起的光旅行时间效应。我们发现，观察到的周期抖动V1154 Cyg代表了一个严重的限制，在寻找二进制同伴。虽然开普勒的数据足够精确，可以探测到造父变星附近轨道上的行星体，但天体物理学噪声很容易掩盖光时效应的信号。
2012-10-12 astro-ph.SR
TYC 1031 1262 1: An Anomalous Cepheid in a double-lined eclipsing binary
对TYC、1031、1262、1的多色光变曲线和视向速度进行了测量和分析。TYC\，1031\，1262\，1包括周期为4.15270 $\pm$ 0.00061天的造父变星。该系统的轨道周期约为51.2857 $\pm$ 0.0174天。脉动周期表明长期周期以2.46 $\pm$ 0.54分钟/年的量增加。观测到的B、V和R星等被清除了主星的内在变化。其余的光变曲线，包括日食和邻近效应，获得和分析的轨道参数。该系统由两颗演化的恒星F8 II + G6 II组成，质量M $_1$ =1.640 $\pm$ 0.151 { \Msun }和M $_2$ =0.934 $\pm$ 0.109 { \Msun }和R $_1$的半径=26.9 $\pm$ 0.9 { \Rsun }和R $_2$ =15.0 $\pm$ 0.7 { \Rsun }。这颗脉动恒星几乎充满了它相应的洛希瓣，这表明可能发生了质量损失或转移。利用BVR和JHK星等以及V波段消光，我们发现平均距离d=5070 $\pm$ 250\，pc。运动学性质和到银道面的距离为970 pc，表明它属于厚盘星族。TYC 1031、1262、1的大部分观测和计算参数都导致了异常造父变星的分类。
2012-11-06 astro-ph.SR
Variable Stars in M13. III. The Cepheid Variables and their Relation to Evolutionary Changes in Metal-poor BL Her Stars
新的CCD测光结合了已发表和未发表的早期观测，以研究M13中的三个造父变星：V1，V2和V6。已确定$B$、$V$和$I_{\rm C}$中的光变曲线特征，并更新了周期。周期变化分析显示，这三颗恒星的周期都在增加，但V1和V2的周期增加率在118年的观测中似乎并不恒定。观测到的周期增长率与Pisa理论模型用氦丰度$Y = 0.25$的预测吻合得很好。理论表明，V1和V6具有$\sim0.57\,M_\odot$的质量，并且处于氦壳点火时产生的“蓝环”演化阶段的红色演化的最后阶段。V2的较大周期和周期变化率表明它具有$\sim0.52\,M_\odot$的质量。对18颗贫金属BL Her星的研究表明，这些天体观测到的周期变化一般可以用水平分支演化轨道的预测得到合理的解释。周期小于$\sim$ 3 d且长期周期变化率（$dP/dt\approx5-15$ d/Myr）相对较大的BL Her星处于He壳层点火之前的演化阶段;其余的情况是已经经历了He壳层点火的恒星。此外，通过不稳定带的交叉时间的分析表明，它很可能是少数，如果有的话，BL她的明星有一个他丰富的大$Y = 0.33$。
2019-04-07 astro-ph.SR
Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C- MetaLL) survey: II.High-resolution spectroscopy of the most metal poor Galactic Cepheids
经典造父变星（DCEP）是宇宙学距离阶梯校准的第一个基本步骤。此外，它们在银河系研究的背景下代表了强大的示踪剂。我们已经收集了65个DCEP样品的UVES@VLT高分辨率光谱。它们中的大多数是银河系中观测到的最暗的DCEP。对于每个目标，我们推导出准确的大气参数，径向速度，和丰度为24种不同的物种。由此产生的铁丰度范围在+0.3和$-$ 1.1 dex之间，大部分恒星的[Fe/H] $\sim-0.5$ dex。我们的样品包括迄今为止用高分辨率光谱法观察到的最贫金属的DCEP。我们补充我们的样本与文献数据获得一个完整的样本637 DCEPs和使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）光度测定的DCEPs的距离周期Weseneirs的金属丰度关系。我们更多的外部数据追踪外臂（在银河系中心半径（$R_{GC})\sim$ 16- 18千秒差距）），它似乎明显弯曲。我们调查的金属丰度梯度的银河系盘使用这个大样本，发现一个斜率$-0.060 \pm 0.002$德克斯kpc $^{-1}$，在非常好的协议与以前的结果的基础上DCEP和疏散星团。我们还报告了在$R_{GC}$ =9.25 kpc处梯度的可能中断，内样本和外样本的斜率分别为$-0.063 \pm 0.007$和$-0.079 \pm 0.003$ dex kpc $^{-1}$。两个斜率相差超过1 $σ$。需要一个更均匀和扩展的DC…
2022-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period-Luminosity Relations Derived From the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids II: The Small Magellanic Cloud Cepheids
本文给出了SMC中基模造父变星的多带周期光度关系。这些SMC造父变星的光学VI波段平均星等取自光学引力透镜实验（OGLE-III）目录的第三阶段。我们还将OGLE-III SMC造父变星与2 MASS和SAGE-SMC星表进行了匹配，以分别获得JHK波段和四个{ \it Spitzer} IRAC波段的平均星等。采用Zaritsky消光图对所有测光进行消光校正。从样品中去除周期小于$\sim2.5$天的造父变星。除了从光学到红外的九种滤光片的消光校正的P-L关系外，我们还导出了这些造父变星的无消光韦森函数。我们在第10天时检测了这些SMC P-L关系（$8.0μ\mathrm{m}$ -带P-L关系除外）的非线性：所有P-L关系均未显示统计学显著的非线性证据。当与LMC中的P-L关系相比时，t检验结果表明，SMC/LMC P-L斜率之间仅在V和J波段存在差异。此外，我们发现SMC/LMC Wesengland P-L斜率之间具有良好的一致性。发现LMC和SMC的周期-韦森格林函数关系LMC和SMC零点之间的差异为$Δμ=0.483\pm0.015$ ma。这相当于LMC和SMC之间的距离模量的差异。
2015-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
V1135 Herculis: a double-lined eclipsing binary with an Anomalous Cepheid
获得了双线食双星V1135、Her的BVR光变曲线和视向速度。V1135\，Her较亮的部分是造父变星，脉动周期为4.22433 $\pm$ 0.00026天。该系统的轨道周期约为39.99782 $\pm$ 0.00233天，是已知的II型造父变星中最短的。观测到的B、V和R星等被清除了主星的内在变化。获得了其余的光变曲线，包括日食和邻近效应。通过对多色光变曲线和视向速度的分析，确定了V1135\，Her两个组成部分的基本恒星性质。该系统由两颗演化的恒星组成，G1+K3介于巨星和超巨星之间，分子量M $_1$ =1.461 $\pm$ 0.054 \Msun，M $_2$ =0.504 $\pm$ 0.040 { \Msun }，半径R $_1$ =27.1 $\pm$ 0.4 { \Rsun }和R $_2$ =10.4 $\pm$ 0.2 { \Rsun }。这颗脉动恒星几乎充满了它相应的洛希瓣，这表明可能发生了质量损失或转移。我们发现一个平均距离d=7500 $\pm$ 450 pc使用BVR的幅度，也V-波段消光。它在银河系中的位置和到银道面的距离为1300 pc，表明它可能属于厚盘族。根据V1135的观测和计算的大部分参数以及它在色-星等图和周期-光度图上的位置，我们把它归类为一颗异常造父变星。
2013-04-22 astro-ph.SR
Empirical instability strip for classical Cepheids II. The Small Magellanic Cloud galaxy
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
本研究通过分析小麥球星系造父變星的不穩定帶，确定其實證邊界並比較理論模型，揭示金属licity分布对不稳定性带斜率的影响，并提出长周期造父變星用于距離測定。
2025-12-18 astro-ph.GA 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
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
Period Variations for the Cepheid VZ Cyg
造父变星周期光度定律是银河系外距离阶梯上的一个关键环节。然而，许多造父变星都经历了周期变化。监测、提炼和理解这些周期变化，使我们能够更好地确定造父变星本身及其所在的不稳定带的参数，并测试恒星演化的模型。天鹅座VZ是一颗典型的造父变星，其脉动周期为$\sim$ 4.864天，已经被观测了100多年。结合文献观测数据，Kilodegree极小望远镜（KELT）过境调查，和新的有针对性的观察与机器人控制的望远镜（RCT）在基特峰，我们发现一个周期变化率为$dP/dt = -0.0642 \pm 0.0018$秒/年$^{-1}$。然而，当只检查最近的观测时，我们发现$dP/dt = - 0.0923 \pm 0.0110$秒/年$^{-1}$的周期变化率高得多。这种较高的发生率可能是由于明显的长期（P $\approx$ 26.5年）循环周期变化。对这一造父变星复杂周期变化的可能解释强调了定期监测脉动变量的必要性，以及测光测量（如KELT）在该领域的重要优势。建议进一步监测造父变星的这一有趣的例子，以确认和更好地了解可能的循环周期变化。此外，造父变星的时间分析是必要的，以充分了解他们目前的行为和参数，以及他们的进化历史。
2017-11-08 astro-ph.SR
Cepheid Abundances: Multiphase Results and Spatial Gradients
根据对1127个光谱的分析，导出了435颗造父变星的参数和丰度。五个或更多阶段的结果可用于52个程序明星。后一组恒星的周期在1.5到68天之间。参数和丰度在各阶段显示出极好的一致性。对于铁，这52颗恒星的平均丰度范围为0.11。对于163颗具有多个相位的恒星，平均范围为0.07。有效温度的变化与相位跟踪良好，总的加宽速度。重力和微湍流速度随相变化，但变化不大，规律性不强。使用GAIA DR2视差数据（GAIA Collaboration et al. 2016，2018）以及基于Bailer-Jones et al.（2018）的GAIA DR2的贝叶斯距离估计推导出了视差梯度。铁的丰度梯度为d [Fe/H]/dR =-0.05 dex/kpc，与先前研究中得出的梯度相似。
2018-08-17 astro-ph.SR
V473 Lyrae, a unique second-overtone Cepheid with two modulation cycles
V473天琴座是唯一一颗被确认具有周期性振幅和相位变化的造父变星，类似于在天琴座RR型恒星中观察到的Blazhko效应。我们收集了所有可用的光度数据和一些径向速度测量，以调查调制的性质。光度和径向速度振幅的比较证实了恒星在第二泛音中脉动。广泛的数据集，跨越40多年，使我们能够检测到一个次级调制周期约为5300天或14.5年。也可以在初级调制的周期中检测次级变化。在现象学上，光的变化类似于Blazhko效应。为了找到物理联系，我们计算了线性流体动力学模型来搜索可以驱动调制的潜在模式共振，并在第二泛音和其他模式之间发现了两个可行的半整数（n：2）和三个n：4共振。如果这些共振中的任何一个将被非线性模型证实，它可能会证实模式共振模型，这是一种共同的机制，可以驱动天琴座RR和造父变星的调制。
2014-06-02 astro-ph.SR
The influential effect of blending, bump, changing period and eclipsing Cepheids on the Leavitt law
对莱维特定律非线性的研究始于70多年前，当时该领域的一些研究发现莱维特定律在大约10天内会出现中断。这项工作的目标是调查这种非线性的可能的统计原因。通过将线性回归应用于OGLE-II和OGLE-IV数据，我们发现，为了通过使用线性回归获得莱维特定律，需要稳健的技术来处理影响点和/或离群值，而不是传统上使用的普通最小二乘回归。特别是，通过使用$M$ -和$MM$ -回归，我们建立了坚定的，毫无疑问的线性莱维特定律在大麦云，没有拒绝或排除造父变星的数据分析。这意味着造父变星的光变曲线暗示着混合、碰撞、日食或周期变化，并不影响这个星系的莱维特定律。对于SMC，包括这种造父变星，可能由于星系的几何形状，不可能找到一个合适的模型。在这种情况下，这些恒星可能存在影响。
2016-04-17 astro-ph.SR
Galactic Cepheids with Spitzer: I. Leavitt Law and Colors
一个多世纪以来，经典造父变星一直是河外距离和星系演化的重要指标。斯皮策太空望远镜开启了将造父变星的研究扩展到中红外和远红外的可能性，在那里星际灭绝减少。我们用斯皮策望远镜上的IRAC和MIPS仪器获得了银河系造父变星的测光结果。在这里，我们提出了第一个中红外周期光度关系的经典造父变星在银河系中，和有史以来第一次造父变星的周期光度关系在24和70微米。我们比较这些关系与理论预测，并在最近的研究中获得的大麦云云的周期光度关系。我们发现[3.6]-[8.0] IRAC颜色存在显著的周期-颜色关系。造父变星和不变超巨星的其他中红外颜色受到可变分子光谱特征的强烈影响，特别是深CO吸收带。我们没有找到强有力的证据，中红外线过剩造成的温暖（~500 K）的拱星尘埃。我们讨论的可能性，最近的检测与近红外干涉仪的拱壳三角洲Cep，L车，北极星，Y OPH和RS Pup可能是一个签名的冲击气体排放在一个灰尘贫风与脉动驱动的质量损失。
2009-11-13 astro-ph.SR
New open cluster Cepheids in the VVV survey tightly constrain near-infrared period--luminosity relations
经典造父变星是最有用的银河系和附近河外距离示踪剂之一，因为它们定义良好的周期-光度关系（PLR）。疏散星团（OC）造父变星是独立标定PLR的重要天体。基于Vía Láctea巡天{ \sl VISTA}变星的第1版数据，我们发现了四颗新的、暗淡的、严重变红的造父变星，包括已知周期最长的造父变星，位于Teutsch 14 a的ASAS J180342 $-$ 2211.0。其他的OC-造父变星对包括NGC 6334和V0470 Sco，Majaess 170和ASAS J160125 $-$ 5150.3，以及Teutsch 77和BB Cen。ASAS J180342 $-$ 2211.0，周期为$\log P = 1.623$ [天]，对于限制PLR的斜率很重要。目前最完整的$JHK_{\rm s}$银河系造父变星PLR是基于31个OC造父变星的显著增加的样本获得的，与以前的测定相比，相关的不确定性提高了40%（在$J$波段）。近红外PLR与先前基于其他方法确定的PLR具有良好的一致性。
2016-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-IR CO and CN in classical Cepheids
Brigham Young University（杨百翰大学）；University of Iowa（爱荷华大学）；University of Bath（巴斯大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）
本研究通过近红外光谱测量经典脉动星中的CO和CN特征，探讨其CNO丰度及温度变化，揭示CN受物质 dredge-up影响，并关联中红外周期-颜色-金属量关系。
2025-12-09 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
On the separation between RR Lyrae and Type II Cepheids and their importance for distance determination: the case of $ω$ Cen
根据天琴座RR（RRL）和造父变星II型（T2 Cs）的周期，将它们分开是有争议的。这两种类型的变星都是距离指示器，我们的目标是促进使用T2 C作为距离指示器，与RRL协同作用。我们采用了新的和现有的光学和近红外（NIR）光度学的\wcen ~调查的几个诊断（色幅图，贝利图，傅立叶分解的光变曲线，振幅比）的经验分离。我们发现，经典的1天周期阈值并不普遍，也不决定进化阶段：V92的周期为1.3天，但可能仍处于其核心的氦燃烧阶段，这是典型的RRL。我们还推导了近红外光谱周期-亮度关系，发现距离模量为13.65 $\pm$ 0.07（err.）$\pm$ 0.01（$σ$）mag，与近期文献一致。我们还发现，RRL和T2 Cs服从相同的PL关系在近红外光谱。这种等价性使得有机会采用RRL + T2 Cs作为经典造父变星的替代方案来校准河外距离尺度。
2020-10-13 astro-ph.SR
Cepheid investigations using the Kepler space telescope
我们报告的初步工作所做的选择候选造父变星与开普勒太空望远镜观察的结果。在启动之前，从以前的调查和数据库中挑选了40名候选人。对开普勒测光的前322天的分析，以及最近的地面跟踪多色测光和光谱学，使我们能够确认其中一颗恒星V1154 Cyg（KIC 7548061）确实是一颗4.9 d的造父变星。利用相位滞后方法，我们表明，这颗星脉动的基本模式。新的径向速度数据与以前的测量结果一致，表明长周期的二进制组件是不可能的。在超精确的、几乎不间断的开普勒测光中，没有发现微星等水平上非径向或随机激发模式的证据。其他的候选者不是造父变星，而是一个有趣的混合体，可能是斑点星、食系统和耀斑星。
2011-01-12 astro-ph.SR
The VMC Survey - XX. Identification of new Cepheids in the Small Magellanic Cloud
本文给出了小麦哲伦云（SMC）中299颗造父变星的Ks波段光变曲线，其中288颗是我们利用麦哲伦云系统（VMC）VISTA巡天获得的多历元近红外测光方法确定的新发现。新的造父变星的周期在0.34到9.1天之间，星等间隔为12.9 <= Ks <= 17.6 mag. Our方法是使用光学微透镜巡天OGLE先前确定的变星开发的。我们专注于寻找新的造父变星在外部地区的SMC完整的VMC KS-波段的观测是可用的，没有全面的识别不同类型的变星从其他调查存在。
2016-03-23 astro-ph.GA 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
Type II Cepheids as stellar tracers and distance indicators
II型造父变星是它们的宿主星系中古老的恒星星族的有用的距离指示器和示踪剂。本文总结了大麦云云中II型造父变星的近红外观测，并讨论了它们的周期-光度关系的绝对定标。结合近红外数据的II型造父变星在银河系的隆起从VISTA VVV调查，我们估计了一个强大的距离银河系中心。我们发现，第二型造父变星跟踪球对称的空间分布与可能的证据椭球体结构，类似于RR天琴座恒星。与盖亚和VVV自行一起，II型造父变星被发现追踪银河系隆起中古老的、贫金属的、运动学上热的恒星星族。
2020-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
New variable stars in the Galactic Bulge: I. The bright regime
我们报告的检测1143变星对银河系的隆起，包括320个以前未编目的变量，使用时间序列测光与VIMOS成像仪在甚大望远镜获得的数据提取。在3月至10月期间，以$\sim$ 4天的周期对银河隆起的人马座窗口太阳系外行星搜索（SWEEPS）场进行了为期两年的观测，从而能够检测周期长达$\sim$ 100天的变量。其中许多是已知的，但我们发现了大量的新变量，包括26个造父变星，另外18个造父变星候选者和许多接触双星。在这里我们发布了新变星的目录，包括坐标、平均星等、周期和分类;这些变星的完整光变曲线也以电子方式提供。
2018-05-04 astro-ph.SR
The distance of the long period Cepheid RS Puppis from its remarkable light echoes
银河系造父变星RS船尾座是莱维特定律（周期光度关系）的一个特别重要的校准器。它是一个罕见的长周期变星（P=41.5天），也是在遥远星系中观测到的造父变星的一个很好的类比。它是唯一已知的嵌入在大（约0.5 pc）尘埃星云中的造父变星，分散了脉动恒星的光线。由于光在尘埃上的散射引起的旅行时间延迟，造父变星的亮度和颜色变化在星云上留下了壮观的光回波。我在这里提出了一个简短的概述，这种现象的研究，特别是通过偏振成像获得的HST/ACS相机。这些观测使我们能够确定星云的几何形状和RS Pup的距离。这种距离的确定在Baade-Wesselink技术和Leavitt定律的校准中是重要的。
2020-01-06 astro-ph.GA 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
Anomalous Cepheids discovered in a sample of Galactic short period Type II Cepheids
我们重访了短周期II型造父变星（T2 Cs），称为BL武仙座（BLHs），在银河场推导出一个均匀的分析，他们的傅立叶参数。只有V波段的数据被编译，以确保OGLE-III星表中的已知变星与我们样本中的变星总表（GCVS）中被归类为短周期II型造父变星的59个单个天体之间具有直接可比性。导出的傅立叶参数用于区分不同类别的变量。从59颗恒星中，我们发现了19颗BLH，19颗基模异常造父变星（AC）（其中8颗已经从Catalina Sky Survey（CSS）中知道），1颗第一泛音AC，2颗可能是独特的W Virginis（pWVir），11颗经典造父变星（DCEP），7颗恒星根本不是脉动变星。因此，我们创建了一个银河系中明亮的BLH恒星列表，并将AC以及其他被错误分类的物体分开。在我们的样本中，真正的BLH数量减少了50%以上。我们收集了文献中发表的光谱测量的金属丰度。虽然实际测量的数量很低，但高度暗示AC是贫金属的。在4颗恒星（UY Eri有5个不同的[Fe/H]数据点）的8次测量的平均金属丰度为-1.12 dex，但如果UY Eri的金属丰度异常值更高，则平均金属丰度为-1.88 dex，无论AC是在银河系本身还是在星团中。另一方面，BLH似乎有一个类似太阳的金属丰度0 dex平均从21测量的10颗恒星。
2019-04-18 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
Preliminary Analysis of ULPC Light Curves Using Fourier Decomposition Technique
最近对超长周期造父变星（ULPC）的研究表明它们可以作为距离指示器，但没有评论它们与其他类型的变星的关系。在这项工作中，我们使用傅立叶分析来量化的ULPC光变曲线的结构，并比较它们的经典造父变星和米拉变量。我们的初步结果表明，ULPC的低阶傅立叶参数在共振后10天左右呈现出经典造父变星定义的连续趋势。但是它们的傅立叶参数与Miras的傅立叶参数也有重叠，这使得单凭光变曲线信息很难对长周期变星进行分类。
2013-09-17 astro-ph.SR
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
VI-Band Follow-Up Observations of Ultra-Long-Period Cepheid Candidates in M31
超长周期造父变星（ULPC）是脉动周期超过$\approx 80$天的经典造父变星。ULPC的固有亮度比它们的短周期对应物亮约1到3等。这使得它们在未来的距离尺度工作中很有吸引力，以获得超过较短周期造父变星所设定的限制的距离。我们已经启动了一个程序，以寻找ULPC在M31，使用单波段数据从帕洛玛瞬态工厂，并确定了8个可能的候选人。在这项工作中，我们提出了这八个候选人的VI波段跟踪观察。基于我们的VI波段光变曲线的这些候选人和他们的位置的颜色-星等图和周期-韦森图，我们验证了两个候选人作为真正的ULPC。其他六个候选者很可能是其他类型的长期变量。利用两个已确认的M31 ULPC，我们通过推导M31的距离模量来测试ULPC在距离尺度工作中的适用性。它被发现是$μ_{M31,ULPC}=24.30\pm0.76$马格。在推导出的距离模量的大的误差，连同大的固有的周期-Wesenwald（PW）的关系和在一个给定的宿主星系的ULPC的数量少的色散，意味着ULPC作为标准蜡烛的适用性的问题仍然是开放的。在重新考虑将ULPC作为合适的距离指标之前，需要进一步的工作来扩大校准ULPC的样本并减少PW关系的固有色散。
2015-01-11 astro-ph.SR
Modern observations of Hubble's first-discovered Cepheid in M31
我们提出了一个现代星历和现代光变曲线的第一个发现造父变星在M31，埃德温哈勃的M31-V1。美国变星观测者协会的观测者在2010年下半年进行了这些观测。这些观测是为了支持太空望远镜科学研究所的哈勃遗产项目的一个外展计划，但由此产生的数据是现代对M31-V1的第一次集中观测。AAVSO观测员获得了214个V波段、Rc波段和未经滤波的观测数据，并从中获得了当前的星历。从这些观测中得到的星历为JD（Max）= 2455430.5（+/-0.5）+ 31.4（+/-0.1）E。从2010年数据得出的时期与该时期的历史值一致，但单季数据排除了仅使用这些数据更精确地确定时期或测量时期变化的可能性。然而，使用基于Baade和Swope得出的周期的星历，我们能够很好地拟合所有观测数据。现代的持续观测将非常有价值，可以将这些现代数据与20世纪20年代至30年代和50年代的数据联系起来，并使我们能够测量这一历史性造父变星的周期变化。特别是，我们强烈鼓励在预测的最大值时间附近对这颗恒星进行密集观测，以将最大值的日期限制在0.5天以内。
2011-11-01 astro-ph.SR
Evolutionary and pulsation properties of Type II Cepheids
我们讨论了在银河系和麦哲伦云中观测到的II型造父变星（TIICs）的脉动特性。武仙座BL [BLH，P<5天]、室女座W [WV，5<P<20天]、金牛座RV [RVT，P>20天]三个不同的亚群在不同的恒星系统中的周期（P）分布、光度振幅和星族比非常相似，表明它们有着共同的演化通道，对金属丰度和环境的依赖性也较弱。我们提出了一个均匀的理论框架的基础上水平分支（HB）的演化模型，设想TIIC主要是老（t<10陀螺仪），低质量的恒星。BLH被预测为后早期渐近巨星分支（PEAGB）恒星（双壳燃烧），即将到达它们的AGB轨道（第一次穿越不稳定带），而WV是PEAGB和后AGB恒星（氢壳燃烧）的混合，从冷到热（第二次穿越）。这表明它们是一组单独的变星。RVT被预测为后AGB星沿其第二次交叉（短周期尾）和热脉冲AGB星（长周期尾）的混合物，朝着它们的白矮星冷却序列发展。我们还提出了几套合成HB模型，假设沿HB的双峰质量分布。理论表明，与观测结果一致，TIIC脉动特性略微依赖于金属丰度。预测的周期分布和人口比例的BLHs同意相当好的观测，而WVs和RVT的几乎是一个因素的两个小和大的比观测，分别。此外，预测的周期分布的WVs峰值的周期短于观察到的，而RVT显示一个长周期的尾巴不支持的意见。我们研究了几种方法来解释这些差异，但需要更详细的计算来解决这些问题。
2020-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three classical Cepheid variable stars in the nuclear bulge of the Milky Way
核球是一个半径约为200秒差距的区域，围绕银河系中心。它包含的恒星年龄从几百万年到十亿年不等，但它的恒星形成历史和恒星形成的触发过程仍然有待解决。最近，有人提出了由气体含量变化提供动力的恒星形成事件。经典造父变星的脉动周期随年龄的增加而减小，因此根据它们的周期分布来探讨恒星的形成历史是可能的。在这里，我们报告的存在下，三个经典造父变星的核隆起的脉动周期约为20天，在40秒差距（投影距离）的中央黑洞。没有发现周期更长或更短的造父变星。我们推断大约在2500万年前有一个时期，可能一直持续到最近，在这个时期，恒星的形成相对于3000 - 7000万年前的时期有所增加。
2011-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinematics of Type II Cepheids of the Galactic Halo
为了进一步了解星系晕的起源，我们重新研究了II型造父变星（T2 C），并从盖亚的第二次数据发布（DR 2）中获得了新的输入。对于周期从1天到20天的45颗T2 C，有25颗恒星的弛豫、自行和[Fe/H]值。只有5颗恒星的[Fe/H] <-1.5，而其余的恒星则表现为厚盘运动学，[Fe/H] >-0.90。我们比较了T2 C星和它们在Halo的球状星团中的表兄弟，发现含有T2 C星的球状星团显示出纯Halo星族的金属丰度和运动学特征。球状星团可能是在银河系整体坍缩期间形成的，而个别的厚盘T2 C恒星可能是从捕获前自我富集的小系统中捕获的。这两个星系群与目前被认为环绕银河系的微星系之间的关系尚不清楚。
2018-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-evolutionary effects on period change in Magellanic Cepheids
本研究利用OGLE二十余年测光数据，对大小麦哲伦云的单模径向造父变星开展$O-C$分析，系统识别双星效应与非线性变化等非演化性周期变化。
2025-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cepheids with giant companions: A new, abundant source of Cepheid astrophysics
本项目旨在将已知双谱双星中的造父变星数量增至100颗以上，以精确测量其质量并改善质光关系约束，目前已确认56个SB2系统，发现了短周期和异常质量比系统及8个双造父变星系统，为理解造父变星性质及测量星系外距离提供了重要基础。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
OGLE GD-CEP-0516: the most metal-poor lithium-rich Galactic Cepheid
本研究通过高分辨率光谱分析，确认OGLE-GD-CEP-0516为最贫金属的富锂银河系经典造父变星，支持其首次穿越不稳定带且主序前身星慢旋转的情景，并发现锂丰度与周期及金属丰度的关系挑战现有模型。
2024-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Dependency of the Cepheid Period-Luminosity Relation on Chemical Composition
造父变星周期光度关系的化学成分在不同波长的依赖性进行评估，通过直接详细的丰度分析银河系和麦哲伦造父变星，来自高分辨率，高信号噪声光谱。我们的测量跨越一个数量级的铁含量，并允许排除在~ 9西格玛水平的普遍性的周期光度关系在V波段，与金属丰富的恒星比金属贫乏的~0.3马格。的依赖性是不太明显的K波段。它的大小和统计意义决定性地取决于通过红外表面亮度方法推断的对单个恒星的详细距离测量。
2009-07-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dark matter silences Cepheids in the Galactic Center
Institute for Particle Physics Phenomenology, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学粒子物理现象学研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics（奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）；Erlangen Centre for Astroparticle Physics (ECAP), Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根天体粒子物理中心（ECAP），弗里德里希-亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学）；Department of Physics & Astronomy, University of Hawai ‘ i（夏威夷大学物理与天文学系）
研究暗物质湮灭对银河系中心造父变星的影响，发现暗物质密度足以抑制蓝环演化，阻止低质量短周期造父变星形成，为暗物质加热提供间接证据。
2026-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of metallicity on Cepheid Period-Luminosity relations from a Baade-Wesselink analysis of Cepheids in the Milky Way and Magellanic Clouds
河外距离尺度建立在造父变星周期光度（PL）关系上。在本文中，我们要进行严格微分比较银河系（MW），LMC和SMC星系中的经典造父变星服从的绝对PL关系。利用这三个星系中造父变星群体之间的金属丰度差异，我们希望建立一个可能的系统趋势的PL关系绝对零度点作为金属丰度的函数，并确定在光学和近红外光度带的这种效果的大小。我们正在使用由Storm等人校准的IRSB Baade-Wesselink型方法，以确定MW，LMC和SMC样本中到造父变星的各个距离。对于我们的分析，我们使用了一个大大增强的样本造父变星在SMC（31星）相比，小样本（5星），在我们以前的工作。我们使用的距离，以确定绝对造父变星PL的关系，在光学和近红外波段的三个星系。{Our距离分析的31 SMC造父变星的周期从4-69天产生紧密的PL关系，在所有研究的波段，与相应的LMC和MW关系的斜率一致。采用光学和近红外波段的LMC斜率，我们确定了3个星系中相应的绝对PL关系之间的零点偏移。我们发现，在所有的波段中，贫金属的SMC造父变星本质上比它们在LMC和MW中更富金属的同行更暗淡。在$K$带中，金属性效应为$-0.23\pm0.06$ ~mag/dex，而在$V,(V-I)$韦森氏指数中，金属性效应稍强，为$-0.34\pm0.06$ ~mag/dex。我们发现一些证据表明，PL关系零点金属丰度关系可能是非线性的，变得陡峭的…
2018-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties
球状星团既是星系演化和形成的原始化石，也是制约低质量和贫金属恒星演化的理想实验室。天琴座RR型变星和造父变星II型变星都是低质量的径向脉动恒星，它们追踪着年老的恒星星族。这些球状星团中的恒星标准烛光对于测量它们的精确距离和绝对年龄以及校准河外距离尺度至关重要。本文讨论了天琴座RR型和造父变星II型的演化阶段，并给出了它们的脉动性质，包括光变曲线、色-星等图、周期-振幅图以及球状星团在可见光和红外波段的周期-光度关系。本文还详细讨论了RR天琴座视星等-金属丰度关系和覆盖较宽金属丰度范围的球状星团的多带周期-光度-金属丰度关系在RR天琴座距离尺度中的应用。
2022-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large Magellanic Cloud Near-Infrared Synoptic Survey. III. A Statistical Study of Non-Linearity in the Leavitt Laws
我们提出了一个详细的统计分析，可能的非线性周期亮度（PL），周期Wesenches（P-W）和周期颜色（P-C）关系的造父变星在LMC在光学（$VI$）和近红外（$JHK_{s}$）波长。我们测试可能的非线性的存在，并确定其统计意义，通过应用各种强大的统计测试（$F$测试，随机游走，Testimator和戴维斯测试）的光学数据从OGLE III和近红外数据从LMCNISS。对于基模造父变星，我们发现光学P-L，P-W和P-C关系在10天内是非线性的。近红外P-L和$W^H_{V,I}$关系在18天左右是非线性的;这种断裂归因于在此期间附近的平均傅立叶振幅参数的明显变化，与光学波段相比，波长较长。除了$W_{H,K_s}$关系外，近红外P-W关系也是非线性的。对于一阶泛频型造父变星，仅在可见光波段，P-L、P-W和P-C关系的斜率在2.5天左右发生显著变化。我们确定的全球斜率的$\textrm{-}3.212\pm0.013$的$W^H_{V,I}$关系相结合，我们的LMC数据与观测的造父变星在超新星宿主星系\citep{riess11}。我们发现这个斜率在短周期与相应的LMC关系是一致的，并且与长周期值显著不同。使用线性或非线性LMC P-L关系作为校准品，我们未发现全局拟合解的斜率存在任何显著差异，但线性版本对斜率和金属丰度系数提供了更好的$2\times$约束。
2016-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Metallicity estimation of MW, SMC and LMC classical Cepheids from the shape of the $V$- and $I$-band light curves
经典造父变星金属丰度的估算对于研究金属丰度对恒星演化、星系化学演化的影响以及对河外距离尺度中周期光度关系的影响具有重要意义。我们的目标是建立新的经验关系，估计铁含量的经典造父变星的短周期和长周期的基础上，从$V$带光变曲线的傅立叶参数。我们校准新的傅立叶参数的相互关系转换$V$带的经验关系到$I$带。然后我们将这些关系应用于文献中的$V$和$I$ -谱带中银河系（MW）、小麦哲伦云和大麦云（SMC和LMC）的造父变星。最后，我们绘制了这些星系的金属丰度分布图，以探讨在星系考古学中的潜在应用。这些经验关系在$V$和$I$频带能够推导出平均金属丰度的MW，SMC和LMC造父变星的样品与文献值在1 $σ$。我们还表明，这些关系是精确到足以重建径向金属丰度梯度MW从OGLE数据。本文所标定的短周期和长周期造父变星的$V$和$I$带的经验关系式为估算造父变星的金属丰度提供了一种新的有用工具，而这类变星的金属丰度是光谱学无法测量的。通过对贫金属造父变星的进一步高分辨率光谱观测和$V$和$I$波段的均匀光度测量，可以改进校准。
2023-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
