Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: the gr-Band Period-Luminosity Relations for Mira Variables at Maximum Light and Their Applications to Local Galaxies
本研究利用ZTF数据和球状星团Mira变星建立最大亮度处gr波段周光关系，测定五个近邻星系距离，并明确其仅适用于短周期Mira变星。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Properties of OGLE4 Mira variables in our Galaxy
我们研究了银河系中OGLE 4 Mira变星的红外特性。对于每个对象，我们交叉识别AllWISE，2 MASS，Gaia和IRAS对应物。我们给出了Mira变星的各种红外双色图（2CD）和周期-星等和周期-颜色关系。一般来说，周期较长的Mira变星的红外通量较亮，红外颜色较红。在这项工作中，我们还修订和更新以前的目录中的AGB星在我们的银河系使用新的OGLE 4米拉变量的样本。现在，我们提出了一个新的目录74，093（64，609富O和9484富C）AGB星在我们的银河系。一组23，314颗（19，196颗富O星和4118颗富C星）AGB星是基于IRAS PSC识别的，另一组50，779颗（45，413颗富O星和5366颗富C星）AGB星是基于AllWISE源表识别的。对于所有的AGB星，我们交叉识别IRAS，AKARI，MSX，AllWISE，2 MASS，OGLE 4，Gaia和AAVSO对应物，并呈现各种红外2CD。比较观测结果和理论，我们发现基本的尘埃壳理论模型可以很好地解释大多数AGB星的红外观测结果。
2022-12-09 astro-ph.SR
Light and colour variations of Mira variables in the Small Magellanic Cloud
本文的目的是研究小麦哲伦云中Mira变星的光变特性。我们已经调查了一个组合的光学和近红外多历元数据集的米拉变量的基础上，我们的监测数据超过15年。辐射热校正关系制定各种近红外颜色。我们发现，相同的热辐射校正方程适用于两个bolometricly最亮和最暗的脉动阶段。利用时间平均值推导出了周期-测辐射热星等关系和周期-颜色关系。富氧（表面C/O数比小于1）的Mira变星存在辐射热相位与光学和近红外相位的相位滞后，而富碳（表面C/O数比大于1）的Mira变星没有明显的系统滞后。一些Miras显示颜色相位反转，例如，$H-K_{\rm s}$处于其最蓝值，而$J-H$和$J-K_{\rm s}$处于其最红值，大约在测辐射热最亮相位。研究了它们的发生条件，但没有发现明显的直接或间接触发。在具有长次级周期的Miras中观察到与恒星脉动无关的大的近红外颜色变化，并对其可能的解释进行了描述。
2020-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Semi-regular red giants as distance indicators I. The period-luminosity relations of semi-regular variables revisited
半规则变星（英语：Semi-regular variable）（SRVs）在亮度上与Miras相似，也遵循PLR，但不一定与Miras相同。作为潜在的标准烛光，它们比Miras更具挑战性，因为它们的变化幅度更小，光变曲线更不规则，但它们数量更多，特别有希望探测古老的恒星星族。我们的目标是表征的变异性的SRVs，重点是他们与Miras的连接，以准备地面调查其潜力的距离指标。我们检查SRVs和Miras的麦哲伦云OGLE-III的观测数据，从盖亚和2 MASS。在清洁样品的变化周期无关的脉动，我们分类每个源的化学类型和组合的脉动模式。我们检查的结果在全球光度和脉动性能。我们确定了四个SRVs组，适合理论预测的一般进化情景。由基模脉动主导的SRVs与Miras非常相似，特别是如果是单周期的。它们进一步分裂成两个亚群，其中一个在周期光度和周期振幅图中遵循与Miras相同的序列，没有间断。Miras和SRVs之间的相似性表明，后者可作为前者的补充距离指标，从而使适合用作距离指标的LPV的可用数量至少增加一倍。Miras和SRV之间的传统的基于幅度的分离不一定是合适的，并且更物理上合理的标准还应该包括脉动周期。虽然这将需要相对较长的时间序列，但由于目前和未来的大规模调查，预计在未来几年内，即使是薄弱的来源也可以获得这些数据。重新分类的LPV表已公布。
2021-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-period maser-bearing Miras in the Galactic center: period-luminosity relations and extinction estimates
本文构建370颗银心附近带脉泽米拉变星样本，区分星际与星周消光，并比较LMC红化定律及WISE、MSX中红外周光关系。
2023-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength properties of Miras
我们通过同时分析0.5 $-$ ~ 24 μ m范围内14个波段的光变曲线，全面研究了大麦云（LMC）中Miras的变化。我们超过20年之久，高节奏的$I$波段光变曲线收集的光学引力透镜实验（OGLE）和拟合他们收集的光变曲线在其余的光学/近红外/中红外波段，以获得作为波长的函数的变化幅度比和相位滞后。我们发现，丰富的氧（O-丰富）和丰富的碳（C-丰富）的Miras的变化幅度比随波长的增加而下降，而变化相位滞后随波长的增加略有增加。在相当数量的Miras中，主要是富含C的Miras，光谱能量分布（SED）需要存在冷组分（灰尘），以匹配中红外数据。基于140个Miras黄金样本的SED拟合，我们计算了现有和未来天空调查的42个波段的合成周期光度关系（PLR），包括OGLE，麦哲伦云系统（VMC）的VISTA近红外$YJK_\mathrm{s}$调查，空间和时间的遗产调查（LSST），盖亚，斯皮策，宽视场红外调查探测器（WISE），詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），Nancy Grace Roman Space Telescope（前身为WFIRST）和Hubble Space Telescope（HST）。我们表明，合成PLR斜率随着增加的波长为0. 1 $-$ 40微米的范围内的O-丰富和C-丰富的Miras。最后，在色-星等图（CMD）和色-色图（CCD）上给出了Miras的位置…
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period-Magnitude relation of Mira-like variables in the Large Magellanic Cloud as a tool to understand circumstellar extinction
导出了大麦哲伦星云中OGLE-III类Mira变星的近红外-中红外周期-星等关系和周期-辐射热光度关系。该关系有一个扭结，并定量地获得了断裂发生的周期。有许多类Mira变星在光学和近红外波段的通量比周期-星等关系所预测的要弱。这种偏差是由于星周消光引起的，并且发现偏差的量与近红外颜色强烈相关。导出了偏差量与近红外颜色之间的经验公式。这些关系对于精确计算类Mira变星的距离是很有用的，因为可以估算出由星周消光引起的暗通量。以类似于星际消光定律的方式，计算任意两个不同波段的偏差比。发现的比值随脉动周期的变化，表明灰尘的属性是受变化的米拉一样的变量演变。
2010-11-23 astro-ph.SR
The impact of metallicity on the period-luminosity relation of Mira variables
本文通过流体力学模拟不同质量和金属丰度恒星的演化，发现金属丰度显著影响刍藁变星的周光关系，低金属丰度下斜率增大且恒星更亮，同时基模脉动下限周期变长。
2025-08-11 astro-ph.SR
A near-infrared survey of Miras and the distance to the Galactic Centre
我们报告的结果，近红外线调查的长周期变量在一个领域的20弧分30弧分对银河系中心（GC）。我们已经检测到1364个变量，其中348个与Glass等人（2001）中报道的变量相同。我们提出了一个目录和光度测量检测到的变量，并讨论其性质。我们还建立了一种利用JHKs带的周期-光度关系同时估计距离和消光的方法。我们的方法适用于Miras的周期在100- 350天的范围内，平均幅度在两个或两个以上的过滤带。虽然J-波段的手段往往是不可用的，因为我们的对象大灭绝，我们估计的距离和143 Miras的H-和KS-波段的平均幅度获得的反射。我们发现，大多数位于相同的距离，在我们的精度。假设这些Miras的重心对应于GC，我们估计其距离模量为14.58+-0.02（stat.）+- 0.11（系统）mag，对应于8.24+-0.08（stat.）+- 0.42（系统）科索沃保护团。我们假定到大麦哲伦星云的距离模数为18.45等，这个量的不确定性包含在上述系统误差中。我们还讨论了大的和高度可变的灭绝。它的值范围从1.5等到大于4等（A（Ks）），除了朝向较厚的暗星云，它以复杂的方式随视线变化。我们已经在Ramirez et al.（2008）的Spitzer/IRAC星表中为我们的大多数变量确定了中红外对应物，并发现它们在3.6至8.0微米波长范围内遵循相当窄的周期光度关系。
2009-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mira-based distance to the Galactic centre
米拉变星是有用的距离指标，因为它们的高光度和良好定义的周期光度关系。我们选择1863年的Miras从SAAO和SAMO的观测，以检查它们的使用作为银河系的距离估计。我们测量到银河系中心的距离为$R_0 = 7.9 \pm 0.3$ kpc，这与其他文献值吻合得很好。不确定性有两个组成部分，每个$\sim$ 0.2千秒差距：第一个是来自我们的分析，主要是由于星际灭绝，第二个是由于零点不确定性外在于我们的调查，如到大麦云（LMC）的距离。在试图改善现有的周期光度校准，我们使用的理论模型的Miras确定依赖的周期光度关系的年龄，金属丰度，和氦丰度，假设Miras跟踪散装恒星星族。我们发现，在一个固定的周期$\log P = 2.4$，预测的$K_s$幅度的变化可以近似为$ΔM_{Ks} \approx -0.109(Δ\rm{[Fe/H]}) + 0.033( Δt/\rm{Gyr}) + 0.021 (ΔY/0.01)$，这些系数几乎是独立的周期。使用LMC校准的关系，银河系中心距离的预期高估值为$\sim$ 0.3 kpc。我们的分析并没有证实这一预测;我们讨论了几个可能的原因。我们分别表明，虽然预测的太阳邻域Miras的颜色-颜色图在近红外工作良好，但在光学和中红外的模型预测存在偏移。
2018-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A population analysis of Galactic Miras with light-curve asymmetries
本研究分析了3100颗Mira变星的光变曲线，发现具有不对称性的M型Mira变星具有更高初始质量并显示3DUP活动迹象，提出M型Mira变星存在两个不同种群，且不对称者为连接S型Mira变星的演化环节。
2025-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Mira Distance Ladder
本文综述Mira变星的性质与周光关系，提出将其作为Ia型超新星替代定标器乃至直接测量H₀的距离阶梯新途径。
2024-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Variability of Carbon Stars in the LMC Observed with NEOWISE-R
本研究利用WISE 16年观测数据分析了LMC中11,134颗碳星的红外变星特性，识别出672个类Mira变星（含227个新候选体），并建立了可见光与红外波段的周期-星等及周期-颜色关系。
2025-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near Infrared Angular Diameters of a few AGB variables by Lunar Occultations
报道了利用月掩星观测在近红外K波段（2.2 μ m）对两个富氧Mira变星（AW Aur和BS Aur）和三个半规则变星（GP Tau、RS Cap和RT Cap）的均匀盘角直径的测量结果。两个Miras和一个SRV的UD角直径是首次测量。此外，还讨论了从（V-K）色预测角直径的方法，并将其应用于五个光源。使用（K-[12]）色过量作为指标，检查了Miras质量损失增强测量的K带直径的影响。在我们的样本中，发现其中一个Miras（BS Aur）的测量角直径比其预期值增加了近40%，可能是由于质量损失效应导致形成拱星壳。
2011-09-02 astro-ph.SR
Variable stars in the Gaia era: Mira, RR Lyrae, delta and Type-II Cepheids
像天琴座RR型变星、造父变星和米拉变星等经典变星都遵循周期光度关系，这使得它们作为距离指标很有趣。特别是天琴座RR型和造父变星三角洲型在建立宇宙的距离尺度上是至关重要的，所有类型的变星都可以作为银河系结构的示踪物。我将介绍最近的周期光度关系的概述，并回顾到目前为止使用盖亚DR1数据所做的工作，并讨论未来的可能性
2017-06-09 astro-ph.SR
Difference of photometric properties between regular and non-regular Miras in the Magellanic Clouds
Mira变星是渐近巨星分支脉动星，具有长的脉动周期和光学波段的大振幅。通过将随机森林算法应用于麦哲伦云Miras的I波段光变曲线，我们将其分为规则Miras和非规则Miras。其中，非规则Miras除了它们的主脉动周期之外还表现出长期变化。我们的研究结果证实，最大光的周期光度关系有一个较小的色散，但只发生在经常富氧（O-丰富）的Miras，我们建议在未来的距离尺度的工作中应用。我们还收集了这些Miras的多波段测光进行光谱能量分布（SED）拟合与恒星和尘埃成分，显示了显着的一部分尘埃是存在于周围的非正规Miras。根据我们的研究结果，我们认为在不规则的Miras中看到的周期性长期变化可能是由于尘埃的存在。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The M33 Synoptic Stellar Survey. II. Mira Variables
我们提出了一种新的半参数周期图技术加上随机森林分类器的发现1847米拉候选人在本星系群M33。这些算法被应用于之前由M33天气恒星巡天获得的~2.4x10^5 I波段光变曲线。我们推导出了光学、近红外和中红外波段的周期光度关系，并将其与大麦云云的相应关系进行了比较。
2017-03-24 astro-ph.SR stat.AP
Dynamical Opacity-Sampling Models of Mira Variables. II: Time-Dependent Atmospheric Structure and Observable Properties of 4 M-Type Model Series
我们提出了4个模型系列的CODEX动态不透明度采样模型的米拉变量与太阳丰度，设计有类似的参数$o$ Cet，R狮子座和R Cas。我们证明，CODEX模型提供了一个明确的物理基础的分子壳的情况下，用来解释米拉变量的干涉观测。我们发现，这些模型通常提供了一个很好的匹配，测光和干涉测量在近红外和无线电之间的波长，并使模型输出公开。这些模型还表明，为了匹配可见光和红外观测，在3个连续半径内形成的贫铁硅酸盐颗粒必须具有小的颗粒半径，因此不能驱动来自富O Mira变量的风。
2011-07-19 astro-ph.SR
The period--luminosity relation for Mira variables in the Milky Way using Gaia DR3: a further distance anchor for $H_0$
利用 Gaia DR3 视差校准银河系富氧 Mira 变星的近红外周期—光度关系，评估天体测量偏差与星族效应，并将其作为 NGC 1559 的距离锚点，测得 H₀=73.7±4.4 km/s/Mpc。
2023-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Phase-dependent photometric and spectroscopic characterization of the MASTER-Net Optical Transient J212444.87+321738.3: an oxygen rich Mira
我们描述了一个新的光谱确认的Mira变量的时间依赖性，该变量于2013年被发现为朝向天鹅座的MASTER-Net Optical Transient（OT）J212444.87+321738.3。我们已经进行了长期的光学/近红外（NIR）光度和光谱观测，以表征对象。从光学/近红外光变曲线，我们估计465 $\pm$ 30天的变化期。所观察到的光变曲线的波长依赖幅度范围从$Δ$ I $\sim$ 4 mag到$Δ$ K $\sim$ 1.5 mag。（J-K）色指数随相位变化从1.78到2.62 mag。有趣的是，与其他Miras一样，光学和近红外光曲线之间也存在60天的$\sim$相位滞后。我们的光学/近红外光谱显示TiO，VO，CO的分子特征，和强的水带，这是一个典型的富氧米拉签名。我们排除了S型或C型，因为在1.03和1.06 $μ$ m处的ZrO带和在1.77 $μ$ m处的$C_2$带不存在。我们估计的有效温度的对象从SED，距离和光度从标准的周期亮度关系。光学/近红外光谱显示时间依赖的原子和分子特征（例如TiO、NaI、CaI、H $_2$ O、CO），如Miras中常见的。这样的光谱观测对于研究Miras的脉动变化是有用的。
2018-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mira Variable Stars From LAMOST DR4 Data: Emission Features, Temperature Types, and Candidate Selection
基于广泛的光谱研究的光度确认样本的Mira变量，我们发现之间的关系相对巴耳末发射线强度和光谱温度富O的Mira星。当恒星从M0冷却到M10时，$F_{\rm Hδ}/F_{\rm Hγ}$的通量比从小于1增加到5，这可能是由于在最深的冲击波发射区域上方增加TiO吸收。我们还讨论了我们的Mira样本星的Balmer发射线的等效宽度和光度光度相位之间的关系。利用我们的291个Mira光谱作为参考模板，从LAMOST DR 4星表中新识别出191个Mira候选者。我们总结的标准，通过选择米拉候选人的发射线指数和分子吸收带的基础上。这种放大的光谱样本的Mira变量有可能大大有助于我们的知识的Mira恒星的光学性质，并将促进这些晚型，长周期变量的进一步研究。
2017-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared period-luminosity relations of Galactic Miras based on multi-epoch photometry and the Gaia parallax uncertainty
Institute of Applied Physics, TU Wien（维也纳工业大学应用物理研究所）；Department of Astrophysics, University of Vienna（维也纳大学天体物理学系）
研究利用多epoch光度测量和Gaia视差数据，建立银河系Mira星的近红外周期-光度关系，并发现视差不确定性被低估，同时质疑文献中AGB星体的误差膨胀因子的合理性。
2026-08-18 astro-ph.SR
Uncovering the pulsating photospheres of Mira stars through near-IR interferometry: a case study on R Vir
我们提出的方法和我们的研究之间的关系的米拉的脉动光球和周围的分子层（S）在几个脉动周期，空间分辨数据的基础上，一些初步结果。我们的数据集包括档案窄带观测在近红外H和K波段获得的Palomar试验台干涉仪在1999年和2006年之间，延长了几个晚上的VLTI琥珀低光谱分辨率数据和近红外SAAO测光。拟合的模型是Perrin等人（2004）提出的几何恒星+层模型，其中的物理参数（恒星和层的直径和温度;层的波长依赖的光学深度）被赋予正弦时间依赖性。
2010-11-23 astro-ph.SR
A massive AGB donor in Scutum X-1: Identification of the first Mira variable in an X-ray binary
共生的X射线双星Sct X-1被认为是第一颗从红超巨星伴星吸积而来的中子星。尽管已知近50年，但仍然缺乏供体的详细表征，特别是由于朝向源极高的变红（$A_V\gtrsim25$ mag）。在这里，我们提出i）改进本地化的对应使用盖亚和钱德拉观测，ii）第一个宽带红外光谱（$\approx1-5\,μ$ m; $R\approx 2000$）获得的SpeX的美国宇航局红外望远镜设施和iii）$J$波段光曲线从帕洛玛加蒂尼-IR调查。红外光谱的特征在于：i）深吸水特征（H $_2$ O指数$\approx 40$ %），ii）强TiO、VO和CO特征，和iii）弱/不存在CN线。我们发现这些特征与已知的红超巨星不一致，但建议M8-9 III型富O的Mira施主星。我们报告发现的大振幅（$ΔJ\approx3.5$ MAG）周期光度变化表明脉冲周期为$621\pm36\,{\rm(systematic)}\pm8\,{\rm(statistical)}$天，我们用它来限制捐助者是一个相对明亮的米拉（$M_K=-8.6\pm0.3$ MAG）在$3.6^{+0.8}_{-0.7}$千秒差距的距离。将这些特征与最近的模型进行比较，我们发现供体与年龄为$\approx 0.1-0.3$ Gyr的$\approx 3-5$ M $_\odot$恒星一致。总之，我们表明，Sct X-1以前被错误地…
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A kinematic calibration of the O-rich Mira variable period-age relation from Gaia
经验和理论研究表明，Mira变星的周期与它们的年龄有关。这一点，再加上它们在红外线上的亮度，使它们成为本星系群中高度密集或遥远部分的形成和演化的有力探针。在这里，我们利用盖亚DR 3目录的长周期变量候选人校准米拉变量的周期年龄关系。动力学模型拟合O-丰富的Mira变量人口在整个扩展的太阳能邻域，然后得到的太阳能邻域周期运动学关系进行比较，外部校准的年龄运动学关系，推导出Mira变量周期年龄关系的$τ\approx(6.9\pm0.3)\,\mathrm{Gyr}(1+\tanh((330\,\mathrm{d}-P)/(400\pm90)\mathrm{d})$。我们的结果比较以及与以前的校准使用较小的数据集，以及本地组集群成员的时期年龄属性。这种校准开启了准确描述恒星形成和整个本星系群不同进化过程的影响的可能性。
2023-02-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of Mira variables and comparisons to 1D dynamic model atmospheres and 3D convection simulations
我们共获得了20个近红外K波段光谱干涉快照观测的米拉变量o Cet，R狮子座，R Aqr，X Hya，W Vel，和R Cnc的光谱分辨率约为1500。我们比较了观测到的通量和可见度光谱与CODEX 1D动态模型大气的预测和基于CO5BOLD 3D动态模型大气（包括对流）的方位平均强度。我们的可见度数据证实了存在的空间扩展的分子大气位于以上的连续半径与大规模的不均匀性或团块，贡献了百分之几的总流量。不均匀性或团块的详细结构在3个月及以上的时间尺度上显示出变异性。这两种建模尝试都对我们的数据提供了令人满意的拟合。特别是，它们都是一致的观察到的可见度功能在水汽和CO的分子带的减少，表明空间扩展的分子大气。观测变异性阶段大多与最佳拟合CODEX模型一致，但接近最大值阶段除外，在接近最小值阶段，数据可以更好地描述。从模型拟合得出的Rosseland角直径在基于1D和3D模型的角直径之间以及与早期观察结果之间大致一致。我们推导出的基本参数，包括绝对半径，有效温度，和我们的源的光度。我们的研究结果提供了第一个观测支持的理论结果，在三维CO5BOLD模型的AGB星的对流和脉动引起的冲击大致球形膨胀和类似的性质，在一维CODEX模型的自激脉动。与红超巨星不同的是，脉动和冲击引起的动力学可以使米拉变星的分子大气悬浮到与观测一致的范围。
2016-01-11 astro-ph.SR
Theoretical period-radius and period-luminosity relations for Mira variables with solar metallicity
本研究计算了太阳金属丰度下不同初始质量AGB星的演化与非线性脉动，得到理论周期-半径和周期-光度关系，明确了质量、脉动模式与振荡规则性的关联。
2023-12-13 astro-ph.SR
Period changes of Mira variables in the M16-M17 region
利用OGLE GVS数据库在I_C波段分析了165个AGB变星的光变曲线，其中大部分是Miras，它们位于M16和M17之间（l=16，b=0）。与发表的光变曲线比较，大约50年前由P.~ Maffei使用柯达I-N感光板，使我们能够在任何恒星中发现没有显著的周期变化。值得注意的是，一些恒星的样本似乎已经大大改变了他们的平均光度，最引人注目的情况是KZ Ser。我们提供了一个更好的识别三颗恒星：IX Ser，NSV 10522，和NSV 10326，所有这些都是Miras。对Maffei发现但未分类的6颗恒星（GL Ser、NSV 10271、NSV 10326、NSV 10522、NSV 10677和NSV 10772）的光变曲线进行了分类，其中5颗为新的Miras，并确认了V391 Sct的R CrB性质。将Maffei使用的震级标度与现代I_C震级标度进行了比较。
2022-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mira variables in the Milky Way's nuclear stellar disc: discovery and classification
银河系的核恒星盘的性质提供了关于棒形成时代的关键信息。Mira变星是研究核星盘的最有希望的明亮候选者，并通过它们的周期-年龄关系剖析其恒星形成历史。我们报告的样本$1782$米拉变量候选人在中央$3\times3\,\mathrm{deg}^2$的银河系使用多历元红外VISTA变量通过Lactea（VVV）调查。我们描述了用于选择候选变星的算法，然后使用周期图和高斯过程方法模拟它们的光变曲线。结合WISE、2 MASS等文献测光方法，对多波段光变曲线进行建模，细化周期，考察不同测光波段间的振幅变化。Mira变星的红外亮度意味着许多太亮而被VVV错过。然而，我们的样本遵循一个定义良好的选择函数，正如人造星测试所预期的那样。多波段光度学是用星周尘埃模型模拟的，该模型考虑了质量损失率。我们证明了我们的样品的$\gtrsim90$ %是如何与富O化学相一致的。与周期光度关系的比较表明，大部分短周期恒星位于银河系中心距离。许多较长周期的变星都是非常多尘的，在富O麦哲伦云和太阳邻域的周期光度关系下显着下降，并表现出$\sim2.5\times10^{-5}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$的高质量损失率。周期分布似乎与形成$\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$前的恒星核盘一致，尽管不可能解开恒星核盘和污染凸起的相对贡献。
2022-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared characteristics of the BIS catalog objects
我们研究了BIS星表中276颗晚型星的几幅彩色红外图。对于其中的95颗恒星，我们从我们的狭缝光谱学中得出了光谱分类。从2 MASS色图中，我们得出没有一颗样本恒星是矮星。WISE 3.4-12与12-22图是区分变星类型（Mira，不规则和不可变）以及碳星的最佳图：由于大多数BIS星的数据质量较差，IRAS颜色的用处不大。还探索了2 MASS、AKARI和WISE的混合图：2 MASS-AKARI J-[S 09] vs [S 09]-[L18]图可以有效地区分碳星和Mira星。从颜色图和光谱图中，我们可以统计地预测，在整个BIS星表中，没有其他的尘埃碳星存在，而一些Miras和CH或R碳星可能被发现。只有大约15%的BIS恒星是早期M型。
2017-08-14 astro-ph.SR
Spatially resolving the atmosphere of the non-Mira-type AGB star SW Vir in near-infrared molecular and atomic lines with VLTI/AMBER
我们提出了一个近红外光谱干涉观测的非米拉型，半规则渐近巨星分支星SW Vir。我们的目标是探测外层大气的物理性质与空间分辨数据在个别分子和原子线。我们观察到SW Vir的光谱窗口之间的2.28和2.31微米的近红外干涉仪琥珀在ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。由于AMBER的高空间分辨率和12000的高光谱分辨率，SW Vir的大气不仅在强CO第一泛音谱线上，而且在H2O，CN，HF，Ti，Fe，Mg和Ca的弱分子和原子谱线上都得到了空间分辨。与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比流体静力学模型预测的更大，不仅在CO线，甚至在弱分子和原子线。我们发现，这主要是由于H2O线（但也可能是由于HF和Ti线）起源于扩展的外层大气。虽然H2O线在空间分辨光谱中表现得很少，但在光谱干涉数据中可以识别出来自外大气的单个振转H2O线。我们的模拟表明，在延伸到~2 R星的外层大气中，H2O柱密度为10^{19}-10 ^{120} cm^{-2}。我们的研究表明，非光球层外层大气的影响不仅存在于CO的强第一泛音线，而且在弱的分子和原子线的光谱干涉数据。因此，空间未分辨光谱的分析，例如化学成分的分析，即使谱线看起来很弱，也应该小心进行。
2018-11-14 astro-ph.SR
Luminous AGB variables in the dwarf Irregular Galaxy, NGC 3109
在对本星系群外围附近的矮不规则星系NGC 3109进行的浅层近红外巡天中，我们发现了8个米拉变星，其中7个似乎是富氧的（O-米拉）。周期从大约430天到近1500天不等。由于我们相对明亮的极限星等，在400多颗已知的碳星中，只有45颗被测量，但没有一颗被发现是大振幅变星。其中一颗Miras可能是一颗未被识别的C星。其中5颗O-Miras可能是热底燃烧星，因为它们比根据Miras的周期-光度关系所预期的要亮，而且与理论演化轨迹相比，它们的质量似乎大于~4 Msun。本文介绍了银河系和麦哲伦星云中长周期（P>1000天）Miras的普查结果，并与NGC 3109中新发现的长周期相对蓝色变星一起讨论。本文对SMC中的三颗富氧长周期Miras（包括一颗候选的超AGB星）进行了新的$JHKL$测光。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do Miras show the long secondary periods?
长次级周期（LSP）现象，通常在脉动红巨星中观察到，尚未在任何Mira中检测到。本文的目的是验证，如果有一个物理原因，或者如果它只是一个观察偏差。大麦云星云中的长周期变星OGLE-III样本包含1663个Miras，用于搜索这些天体中的次级周期，并根据周期光度图上的位置识别长次级周期恒星的候选者。在1663个Miras中，有108个被确定为潜在候选者，其变异性与LSP大致一致。这使得整个米拉样本在大麦云的7%。大多数，如果不是所有的米拉LSP候选人是C丰富的明星。这项分析的结果表明，Miras可能表现出长的次级周期。然而，长期的变化也可能与Miras所表现出的周期和振幅不规则性有关。要得出明确的结论，还需要进一步研究。
2022-10-31 astro-ph.SR
Period -- mass-loss rate relation of Miras with and without technetium
目的：我们报告的发现，米拉变量和没有吸收线的元素锝（Tc）占据两个不同的区域在图中的近中红外颜色与脉动周期。Tc是最近或正在进行的混合事件的指标，称为第三次疏浚（3DUP），近中红外颜色，如（K-[22]）颜色，其中[22]是WISE空间天文台的22微米波段，是恒星尘埃质量损失率的指标。研究方法：我们从文献中收集了有关的Tc含量，脉动周期，近红外和中红外星等的190多个变星的渐近巨星分支（AGB）属于Miras。样本自然偏向于光学AGB星，它们具有低到中等（尘埃）质量损失率。结果如下：我们表明，尘埃质量损失率和脉动周期之间存在着一个明确的关系，如果作出区分之间的Tc-穷人和Tc-丰富的Miras。令人惊讶的是，在给定的时间段内，贫Tc的Miras在（K-[22]）中比富Tc的Miras更红;即它们比富Tc的Miras具有更高的质量损失率。少数恒星偏离了这一趋势;对这些例外给出了物理解释，如双星或高质量。结论：我们提出了两个假设来解释这种二分法，并得出结论，这两个序列形成的Tc-poor和Tc-rich Miras可能是由于不同的质量的两个群体。脉动周期与尘埃质量损失率有很强的相关性，表明脉动确实引发了尘埃驱动的风。在（K-[22]）与周期图中的位置可以用来区分3DUP前后的Miras，我们将其应用于银河系核球AGB星的样本。我们发现3DUP在内部凸起的AGB星中可能并不常见。
2013-06-23 astro-ph.SR
Is Mira B a low mass white dwarf?
Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文学研究所和国家天文台）；Faculty of Physics, Sofia University "St. Kliment Ohridski"（索非亚大学圣克利门特·奥赫里斯基物理学院）；Department of Physics and Astronomy, Shumen University "Episkop Konstantin Preslavski"（舒门大学君士坦丁普雷斯拉夫斯基派主教物理与天文学系）；Astrophysics Research Institute, Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学天体物理研究所）；Office of the Vice Chancellor, Botswana International University of Science and Technology（博茨瓦纳国际科学技术大学副校长办公室）
研究通过光度观测发现弥拉B是一颗低质量白矮星，其质量为0.24±0.04 M_sun，吸积率为6.8×10^{-9} M_sun/yr。
2026-02-25 astro-ph.SR
Light curve spectral energy distribution fitting of 13 carbon-rich Mira variables stars in the Small Magellanic Cloud
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Geneva（日内瓦大学）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本研究通过相位分辨SED拟合，动态追踪SMC中13颗富碳米拉变星的物理参数，揭示温度、光学深度和光度的周期性变化，并恢复周光关系，强调时间分辨方法的重要性。
2026-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absolute Calibration of Cluster Mira Variables to Provide a New Anchor for the Hubble Constant Determination
利用球状星团中Mira变星的近红外观测独立校准周光关系，锚定距离尺度，测得哈勃常数H0=73.06±2.67 km/s/Mpc，支持哈勃张力。
2025-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Mapping the Inner Milky Way with Infrared-Derived Distances to AGB Stars
University of New Mexico（新墨西哥大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）
本研究开发XGBoost回归模型，利用AKARI红外测光估算3.6万余颗AGB恒星距离，拓展了银心尘埃遮蔽AGB群体的距离覆盖，揭示了银核与银盘米拉变星的空间分布特征。
2026-08-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Mid-infrared interferometric monitoring of evolved stars - The dust shell around the Mira variable RR Aql at 13 epochs
2004年4月至2007年7月期间，我们在VLTI的VLTI仪器上获得了13个中红外干涉仪，涵盖了四个周期内的脉动相位0.45-0.85。数据建模与辐射转移模型的尘埃壳的中央恒星强度分布描述了一系列的无尘动力学模型大气的基础上自激脉动模型。我们研究了两种尘埃，硅酸盐和氧化铝颗粒。我们进行了模型模拟，使用模型相位和尘埃壳参数的变化，以调查我们的光度和干涉数据的预期变化。观测到的可见度光谱没有显示出任何变化的迹象，作为脉动相位和周期的函数。所观察到的光度测定光谱可以指示在1-2个标准偏差水平下的周期内和周期间变化。我们的平均脉动相位为0.64+/-0.15的最佳拟合模型包括动力学模型大气M21 n（T_model=2550 K），光球角直径为7.6+/-0.6质量，硅酸盐尘埃壳层光学厚度为2.8+/-0.8，内半径为4.1+/-0.7 R_Phot，密度分布的幂律指数为2.6 ± 0.3。添加Al 2 O3防尘壳并没有改善模型拟合。光球的角直径对应于半径520^+230_-140 R_sun和有效温度~ 2420+/-200 K。我们的建模模拟证实，在我们的不确定性范围内，预计RR Aql在中红外波长处的可见度不会发生显著变化。我们的结论是，我们的RR Aql数据可以描述由硅酸盐尘埃壳包围的脉动大气。脉动对中红外通量和能见度值的影响预计分别小于约25%和20%，并且在我们的测量不确定度…
2011-07-05 astro-ph.SR
Temporal Changes in the Infrared Spectra of Magellanic Carbon Stars
本文利用JWST中红外光谱对比了斯皮策约16至19年前的数据，发现大麦哲伦云三颗碳星中短周期米拉变星分子吸收带变化剧烈，长周期米拉变星变化与脉动周期一致，半规则变星变化很小，并探讨了变化源于脉动还是演化的不确定性。
2024-11-19 astro-ph.SR
The mean light curves of the Mira-type stars in the H- and K-bands
计算了9颗Mira型星（o Cet，R Leo，S Car，U Her，X Oph，R Aql，RR Aql，S Ori，S Scl）和1颗半规则星（L2 Pup）的平均光变曲线。亮度的初始值（观测值）由统计最优阶的三角多项式拟合。傅立叶系数和附加参数（三角多项式的次数、亮度的幅度、上升和下降分支的最大斜率、每个谐波贡献的亮度最大值（最小幅度）的半幅度和初始时期等），在之前报告的表格中给出（Kudashkina，2015）。在这项研究中，我们已经收到了几个有趣的相关性，这些参数之间的频带H和K。它特别指出的异常位置上的数字明星X Oph。在近红外区（H和K），被研究恒星的平均光变曲线通常是对称的。
2016-10-05 astro-ph.SR
Miras around the Galactic Center
我们报告的结果，我们的近红外线调查的变量在一个领域的20弧分30弧分对银河系中心（GC），在那里我们发现了1364个长周期的变量。我们建立了一种利用JHKs波段的周期-光度关系同时估计距离和距离的方法。我们的方法适用于Miras的周期在100-350天的范围内，平均震级在两个或更多的过滤器。在这里，我们讨论了143 Miras的距离和间距的基础上获得的周期和H-和KS-波段的幅度。我们发现几乎所有的星系都位于相同的距离上，在我们的精度范围内，GC的距离模估计为14.58 ± 0.02 ± 0.11等，前者对应于统计误差，后者对应于系统误差，其中包括我们假设的LMC距离模（18.45 ± 0.05等）的不确定性。我们还讨论了大的和高度可变的灭绝对GC。
2009-07-23 astro-ph.SR
Hen 3-160 - the first symbiotic binary with Mira variable S star
鸡3-160报道于Belczynski et al.（2000）的星表作为一个与M7巨供体共生的双星系统。利用20多年来收集的$V$和$I$波段测光资料，我们发现这颗巨星是一颗周期为242.5天的Mira变星。周期光度关系将亨3-160定位在距离约9.4千秒差距处，其银河系坐标（$l=267.7^{\circ}$，$b=-7.9^{\circ}$）将其定位在盘上方$\sim$ 1.3千秒差距处。这个位置加上相对较高的自行（pm $_{\rm{RA}}=-1.5$ mas yr $^{-1}$，pm $_{\rm{DEC}}=+2.9$ mas yr $^{-1}$，盖亚DR 2）表明母鸡3-160必须是银河系扩展的厚盘天体。我们的红色光学和红外光谱显示ZrO和YO分子带的存在下，出现相对较强的TiO带相比。在这里，我们建议，在这个系统中的巨人是内在的S星，在AGB阶段，这将使亨3-160的第一个共生系统与米拉变量S星在其内部发生的慢中子捕获过程中的产品丰富。
2019-01-08 astro-ph.SR
A Probabilistic Approach to Fitting Period-Luminosity Relations and Validating Gaia Parallaxes
脉动星，如造父变星，Miras和RR Lyueros星，是重要的距离指标和“宇宙距离阶梯”的校准，但它们的周期-光度-金属量（PLZ）关系仍然受到限制，使用简单的统计方法，不能充分利用现有的数据。为了使盖亚任务提供的数据的最佳使用，我们提出了一种概率的方法，同时约束参数的PLZ关系和盖亚视差测量的不确定性。我们证明了这种方法，通过限制PLZ关系的类型$ab$ RR天琴座恒星在近红外W1和W2波段，使用Tycho-Gaia天体测量解决方案（TGAS）视差测量的样本$\approx100$型$ab$ RR天琴座恒星位于2.5千秒差距的太阳。拟合的PLZ关系与以前的研究一致，并与其他数据相结合，提供精确到6%的距离（一旦考虑到各种不确定性来源）。对于0.05 mas（$1σ$）的精度，我们没有发现这个遥远的RR型天琴座恒星样本（视差中位数为0.8 mas，距离为1.4 kpc）的TGAS视差有统计学意义的偏移。只有轻微的修改，我们的概率方法可以用来约束其他脉动星的PLZ关系，我们打算在不久的将来将其应用到造父变星和Mira星。
2017-03-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A model of the Mira-type star T UMi
对初始质量为1 ~ $2M_\odot$、金属丰度为$Z=0.01$的恒星进行了从主序星到最后AGB阶段的恒星演化计算。选定的模型的演变序列被用来作为初始条件的辐射流体动力学方程和随时间变化的对流描述径向恒星脉动的溶液。本研究的目的是建立Mira型恒星的流体动力学模型，该模型表明脉动周期在1970年开始的$Π=315$日的长期减少。我们表明，这样的条件的周期变化是满足从1到$1.2M_\odot$的演化序列和最好的协议与观测的模型与初始质量$1.2M_\odot$。脉冲周期的减小是由于氦燃烧壳层热脉冲期间恒星半径减小和从基模到第一泛音的模式切换。在脉动周期开始减少时，恒星基本参数的理论估计如下：质量为$M=0.93M_\odot$，光度为$L = 4080L_\odot$，半径为$R=220R_\odot$。模式转换发生在周期缩短开始后35年。
2018-03-30 astro-ph.SR
Hydrodynamic modelling of pulsation period decrease in the Mira-type variable T UMi
用恒星演化和辐射流体力学的数值方法研究了Mira型变星TUMi的氦燃烧壳层中热脉冲初始阶段的脉动周期减小。为此，计算了质量在主序星$1M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 2.2M_\odot$和金属丰度为$Z=0.01$的恒星的演化轨迹网格。选定的AGB演化序列的模型被用于确定初始条件和时间依赖的内边界条件的流体动力学方程描述径向脉动星的演化变化。在热脉冲的初始阶段期间的周期减少的发病被示出几乎与峰值氦燃烧光度相一致。最快的下降期出现在前三十年。由于恒星的收缩和从基模到第一泛音的模式切换，脉动周期减小。模式切换的时间尺度是几十个脉动周期的量级。米拉型变星T UMi的现今模型是具有小振幅半规则振荡的第一泛音振荡器。理论估计的脉动周期在发病的周期减少和30年后的周期变化率的同意与现有的观测数据T UMi的AGB星质量$ 1.04M_\odot\le M\le 1.48M_\odot$。
2022-06-16 astro-ph.SR
Parallax of a Mira variable R Ursae Majoris studied with astrometric VLBI
利用射电天文VLBI探测（VERA）测量了Mira变星大熊座R（R~UMa）的年视差。通过两年多的VLBI监测观测，我们在速度为37 ~ 42 km\，s $^{-1}$的LSR中发现了H $_2$ O脉泽斑。我们推导出年视差为1.97 $\pm$ 0.05\，mas，相应的距离为508 $\pm$ 13\，pc。VLBI测图显示，在一个预期恒星位置周围的$\sim$ 110天文单位范围内有72个脉泽斑。从VLBI观测得到的脉泽斑的自行中减去依巴谷星表中的系统运动，揭示了脉泽斑的星周运动学。用红外测光法测量了$K$带的视星等，得到平均星等为$m_K$ = 1.19 $\pm$ 0.02\，ma，利用三角距离将$m_K$转换为$K$带的绝对星等为$M_K = -$ 7.34 $\pm$ 0.06\，ma，得到了比以前更精确的R~UMa绝对星等。我们求解了银河系Mira变星的$M_K - \log P$关系的零点，得到了$M_K = -$ 3.52 $\log P$ +（1.09 $\pm$ 0.14）的关系。其他的长周期变星包括红超巨星，它们的距离都是由天体测量VLBI确定的，我们也对它们进行了汇编，以探索不同序列的$M_K - \log P$关系。
2016-07-05 astro-ph.SR
Light-curves of symbiotic stars in massive photometric surveys I: D-type systems
本文分析了13颗曾被划分为D型共生星的ASAS、SAMO、OGLE和SAAO JHKL的光变曲线。大多数的近红外光变曲线已经被监测了很多年，显示长期的变化，由于可变的尘埃遮蔽，除了恒星的脉动。到这些天体的距离是从周期光度关系和从Ko-[12]色得到的质量损失率的估计得出的。我们将AS 245重新分类为S型共生体，具有半规则的冷组分，脉动周期约为一年。首次估算了SS 7338（463天）、AS 210（423天）和H2-38（395天）的大振幅脉动周期，证实它们是共生的Miras。将共生的Miras与脉动周期相似的正常Miras进行比较，发现共生星的Ko-平均值较高[12]。这可能表明它们有更高的质量损失率，或者更有可能是Mira丢失的尘埃被困在双星系统中。
2009-06-22 astro-ph.SR
The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud
OGLE-III变星表第四部分给出了大麦云云（LMC）中的91995颗长周期变星（LPV）。该样本由79200颗OGLE小振幅红巨星（OSARG），11128颗半规则变星（SRVs）和1667颗Mira星组成。星表数据包括这些恒星的基本光度和天体测量特性，长期多历元VI光度测量和发现图。我们描述了用于识别和分类LPV的方法。富碳星的I波段振幅分布有两个极大值，分别对应于Miras和SRVs。Miras和SRVs之间的这种区别对于富氧恒星来说并不明显。我们注意到附加的周期光度序列位于Wood的序列C和C'之间，并且由SRVs填充。
2009-10-07 astro-ph.SR
High Angular Resolution Stellar Imaging with Occultations from the Cassini Spacecraft I: Observational Technique
我们提出了新的意见，利用卡西尼号航天器进行观测活动的恒星天文学从一个有利的位置在太阳系外。通过利用掩星事件，其中米拉通过土星环平面后面的卡西尼号，参数成像数据被恢复跨越近红外。由此，恢复了极高角分辨率的空间信息，从而能够在近红外1 - 5 μm光谱区的光谱带通上研究恒星大气的扩展。由此得到的米拉的角直径的测量结果被发现与其大小随波长变化的现有观测结果一致。目前的研究说明了该技术的有效性，更详细的探索恒星物理获得这种新颖的实验将是即将发表的论文的主题。
2013-05-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Drop during Less than 300 days of a Dusty White Dwarf's Infrared Luminosity
我们报告了对WD J 0959 -0200的斯皮策/IRAC测光，WD J 0959 -0200是一颗白矮星，它显示出来自盘的过量红外辐射，可能是由潮汐破坏的星子产生的。我们发现，在2010年，在3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m的通量减少约35%，在不到300天。红外光度的下降可能是由于两种情况之一的内盘半径的增加：（i）最近的小行星撞击;（ii）星周盘的不稳定性。目前的情况是诱人的;高灵敏度，高节奏的红外研究将是一个新的工具，研究磁盘和它的主机白矮星之间的相互作用。
2014-08-07 astro-ph.SR
