Atmospheres of RR Lyrae Stars: Hypersonic Shock waves, Helium line detection and Magnetic fields. A few spectra for George Preston on the occasion of his birthday
在与Preston的光谱工作（1961，1962，1964和1965）进行深入/比较研究期间，我意外地发现了高超音速激波的存在（Chadid 1996和2008），这与湍流放大机制（Chadid 1996 b）和Blazhko调制（1997）密切相关。在这里，我将展示高超音速激波是如何形成氦谱线的，以及如何与Preston（2009，2011）探测到的氦发射和谱线倍增相联系。我将提出新的中性和单电离氦线的数据在高超音速Blazhko星S Arae。He II表现为弱发射，其起源与S Arae的高超音速激波密切相关。冲击波非常强烈，可达到马赫数>30。HeI线首先出现在发射中，超过~2%的脉动周期，然后是HeI吸收加倍现象，同时发生中性金属吸收线现象超过~8%的脉动周期。尽管有几次声称在天琴座RR星系中探测到了磁场，但普雷斯顿（Preston，1967）在两年的观测之后没有发现任何磁场。这与我最近（2004年）四年多的光谱偏振测量结果一致，得出结论，天琴座RR是一颗真正的双星，导致所有需要强大光球磁场的布拉日科效应模型都被证伪。我报告的一个新的一系列高精度圆偏振光谱观测的Blazhko星RV Uma。RV UMa的纵向场测量显示平均纵向磁场为B_l = -13+/-35 G，并且在整个脉动周期内没有显著的检测。这些光谱结果揭示了一个严重的挑战，解释复杂的行为，在高超声速大气脉动的天琴…
2011-08-29 astro-ph.SR
Theoretical Modeling of the RR Lyrae Variables in NGC 1851
本文研究了NGC 1851中的RR型天琴座不稳定带（IS），提出了一个能再现RR型天琴座粒子群脉动性质的模型。在我们的模型中，一个恒星组件内的IS，显示轻微的氦变化（Y~0.248-0.270）是能够重现所观察到的周期和振幅的RR天琴座变量，以及频率的基本和第一泛音RR天琴座变量。因此，天琴座RR型变星可能属于氦含量丰富的第二代恒星。具有轻微增强氦的RR型天琴座变星（Y~0.270-0.280）在给定振幅下具有较长的周期，如Oosterhoff II（OoII）RR型天琴座变星所见，而Y~0.248-0.270的RR型天琴座变星具有较短的周期，表现出Oosterhoff I（OoI）变星的特性。
2013-01-11 astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters from their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. I. M3, M15, and M92
最新的等时线，零年龄水平分支（ZAHB）的轨迹，和核心氦燃烧的恒星的演化轨迹被应用到M3，M15和M92的颜色-星等图（CMD），特别是集中在RR天琴座人口。ab型和c型变星的周期是用最新的理论校准的log P_ab和log P_c作为光度、质量、有效温度和金属丰度的函数计算的。我们的模型一般能够重现测量周期，以及在恒星的脉动周期所依赖的属性所暗示的不确定性，以及平均周期和集群到集群的差异，<P_ab><P_c>并假设良好的支持值的E（B-V），（m-M）_V，和[Fe/H]。虽然M3中的许多RR天琴座靠近相同的ZAHB，适合蓝色或红色的最暗的HB星，但M92变星都是在不稳定带蓝色一侧的ZAHB位置显着演化的恒星。M15似乎包含与M92相似的HB星，以及后者不存在的额外的氦增强星，这些星组成了它的大部分RR天琴座星。M15中的大量变量以及M15和M92中观测值的相似性<P_ab><P_c>可以通过HB模型来解释，该模型允许Y的变化。这三个星团的年龄相似（约12.5 Gyr），比场晕亚巨星HD 140283年轻得多。我们的分析表明，恒星模型，考虑扩散过程的偏好。
2016-07-07 astro-ph.SR
The Horizontal Branch of NGC 1851: Constraints from its RR Lyrae Variables
利用球状星团NGC 1851中天琴座RR型变星的脉动特性，得到了沿其水平分支存在的各种亚恒星星族的详细约束。在详细的合成水平分支模拟的基础上，我们发现较小的氦变化（Y~0.248-0.280）能够再现观测到的RR天琴座变星的周期和振幅，以及基本和第一泛音RR天琴座星的频率。比较蓝色和红色水平分支和两个观测到的亚巨星分支之间的数量比也表明，RR天琴座变星起源于明亮的亚巨星分支的后代。具有轻微增强氦的RR型天琴座变星（Y~0.270-0.280）在给定振幅下具有较长的周期，如Oosterhoff II（OoII）RR型天琴座变星所见，而Y~0.248-0.270的RR型天琴座变星具有较短的周期，表现出Oosterhoff I（OoI）变星的特性。这种相关性确实表明天琴座RR星的脉动特性对于追踪各种子种群非常有用，并且可以对多种群现象提供适当的约束。探索这一结论是否可以推广到其他拥有多个种群的球状星团，似乎是非常有趣的。
2012-11-14 astro-ph.SR
Constraints on the Distance Moduli, Helium and Metal Abundances, and Ages of Globular Clusters From Their RR Lyrae and Non-Variable Horizontal-Branch Stars. III. M55 and NGC 6362
M55（NGC 6809）和NGC 6362是为数不多的球状星团，它们的质量和半径已经被高精度地推导出来。它们还包含RR Lyrics变量，连同其不可变的水平分支（HB）人口，提供严格的限制集群reddenings和距离模量，通过适合恒星模型，其脉动和演化特性。可靠的（m-M）_V估计可得到精度相当的双星M_V和M_bol值，因为适用于它们的V波段辐射热改正对有效温度（T_eff）和[Fe/H]的依赖性很弱。由二元质量-M_V关系导出的化学丰度与光谱测定结果无关。双星的温度，这是直接从它们的光度和测量的半径计算，完全排除了低T_eff标度，已被确定为缺乏金属的恒星在最近的光谱和干涉研究。如果[α/Fe] = 0.4和[O/Fe] = 0.5 +/- 0.1，我们发现M55的（m-M）_V = 13.95 +/- 0.05，[Fe/H] = -1.85 +/- 0.1，年龄为12.9 +/- 0.8 Gyr，而NGC 6362的（m-M）_V = 14.56 +/- 0.05，[Fe/H] = -0.90 +/- 0.1，年龄为12.4 +/- 0.8 Gyr。NGC 6362的HB显示了多个恒星星族的明确证据。简要讨论了来自天琴座RR标准烛光和来自本地次矮星（带有盖亚DR 2视差）的约束。
2018-06-07 astro-ph.SR
Near-infrared observations of RR Lyrae and Type II Cepheid variables in the metal-rich bulge globular cluster NGC 6441
NGC 6441是一个凸出的球状星团，具有不寻常的水平分支形态，以及丰富的天琴座RR型变星（RRL）和造父变星II型变星（T2 C），这是它相对高的金属丰度所意想不到的。我们提出了近红外（NIR，$JHK_s$）时间序列观测的42 RRL，8 T2 Cs，和10食双星候选变量在NGC 6441。多历元观测是使用8米双子座南望远镜上的FLAMINGOS-2仪器获得的。利用多波段资料研究了RRL和T2 C变星的脉动特性，包括它们的光变曲线、不稳定带、周期-振幅图以及周期-光度和周期-韦森关系（PLR和PWR）在$JHK_s$滤波器中的应用。NGC 6441（[Fe/H] $=-0.44\pm0.07$ ~dex）的正则氦含量和平均金属丰度的理论模型与RRL变星的近红外脉动特性吻合较好。氦增强的RRL模型预测更明亮的近红外星等和更蓝的颜色比在集群中的RRL的观测。这表明NGC 6441中的这些RRL变量要么没有像以前认为的那样显著地增强氦，要么这种增强的影响在NIR中比脉动模型的预测要小。我们还利用RRL周期-光度-金属丰度（PLZ）关系的理论校准，同时估计平均红化，$E(J-K_s)=0.26\pm0.06$ ~mag，和距离，$d=12.67\pm0.09$ ~kpc，到NGC 6441。我们的平均红化值和距离分别与基于红团星和最新盖亚数据的凸起红化图的独立估计一致。我们的距离和红化…
2022-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Masses of RR Lyrae Stars with Different Chemical Abundances in the Galactic Field
表面重力和有效温度已被添加到先前出版的汇编目录中，该目录包括100个RR型天琴座恒星的几种化学元素的相对丰度。这些大气参数和来自达特茅斯数据库的演化轨迹被用来确定恒星的质量，并对具有不同化学成分的RR天琴座恒星的性质进行比较分析。具有薄盘运动学的富金属（$\rm{[Fe/H]}> -0.5$）RR型天琴座星的质量在$(0.51-0.60)M_{\odot}$范围内。只有初始质量超过$1M_{\odot}$的恒星才能在这个子系统的生命周期内到达水平分支。要成为天琴座RR型变星，一颗恒星必须在红巨星阶段失去大约一半的质量。这种年轻的、富含金属的天琴座RR型恒星的出现可能是由于它们的祖先具有高的初始氦丰度。根据Y = 0.4的达特茅斯演化轨迹，一颗初始质量低至$0.8M_{\odot}$的恒星在这段时间内可能演化成RR~天琴座变星。这样的恒星应该在红巨星阶段失去了$(0.2-0.3)M_{\odot}$，这似乎是相当现实的。
2019-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
New theoretical Period-Luminosity-Metallicity relations for RR Lyrae in the Rubin-LSST filters
未来Rubin-LSST观测的革命性力量将使我们能够显着改善脉动恒星的物理学，包括RR Lyrant。在这种情况下，一个更新的理论方案预测所有相关的脉动观测在相应的光度过滤器是强制性的。辐射热光变曲线的基础上最近计算的广泛的一套非线性对流脉动模型的RR天琴座恒星，涵盖了广泛的金属含量和转化为Rubin-LSST光度系统。利用Rubin-LSST的平均震级和脉动幅度预测值，建立了这些波段的亮度幅度-周期的贝利图和色度图。目前的研究结果表明，gLSST-rLSST，rLSST-iLSST的颜色服从一个良好定义的线性关系与金属含量。此外，周期光度关系显示在最红的过滤器（rLSST，iLSST，zLSST，yLSST）的一个显着的依赖于假定的金属丰度。特别是，更多的金属丰富的RR天琴座，预计将在固定的时间较暗。还提供了光学和NIR滤波器的不同组合的金属依赖性周期-韦森关系。这些代表了强大的工具，推断个人的距离独立的红化的不确定性，一旦金属丰度是已知的，并没有相关的偏离所采用的消光定律发生。最后，我们还推导出新的线性和二次绝对幅度金属丰度关系（gLSST与[Fe/H]）和金属丰度系数是一致的，与以前的研究结果有关的B和V带。
2022-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First results on RR Lyrae stars with the TESS space telescope: untangling the connections between mode content, colors and distances
TESS太空望远镜正在收集整个天空中恒星的连续，高精度光学光度测量，包括数千颗RR Lyrics恒星。在本文中，我们提出了在TESS扇区1和2中观察到的118颗附近RR Lyrics星的初始样本的结果。我们使用差分图像测光产生光变曲线，并分析其模式内容和调制特性。我们将TESS的精确光变曲线参数与盖亚任务的视差和颜色信息相结合，以创建一个全面的分类方案。我们建立了一个干净的样本，保留了具有不寻常光曲线形状的天琴座RR星，同时分离了其他类型的脉动星。我们发现，大部分的RR型天琴座星表现出各种低振幅模式，但这些模式的分布是显着不同的隆起星。这表明物理参数的差异对额外模式的激发有可观察到的影响，可能提供一种方法来揭示这些信号的起源。然而，模式识别时，识别的额外模式的真实脉动频率的不确定性的阻碍。我们比较模式振幅比在经典的双模星的恒星额外的模式在低振幅，发现它们分为两个不同的群体。最后，我们发现在基模调制器中有很高比例的调制星，但也发现其中至少有28%没有表现出调制，这证实了很大一部分恒星缺乏Blazhko效应。
2021-09-15 astro-ph.SR
The Properties of the Magellanic Bridge Based on OGLE IV RR Lyrae Variables
我们研究的麦哲伦桥连接的大，小麦哲伦云使用ab型RR天琴座变量从广泛的数据集的光学引力透镜实验（OGLE），第四阶段的数据发布。天琴座RR的金属丰度是由它们的光变曲线特征确定的，麦哲伦桥的平均丰度为[Fe/H] = -1.790 +/- 0.011（sem）。根据这些恒星的最小光变曲线颜色，我们确定了E（V-I）= 0.101 +/- 0.007（sem）（意味着E（B-V）$\approx$ 0.077）。18.57 +/- 0.048（sem）的峰值距离模量将桥星放置在两个系统之间的距离处。金属丰度和距离分布探测了麦哲伦星系的整体结构，揭示了连接星系的平滑过渡。HI含量的检查没有发现一个明确的HI发射强度和RR天琴座空间分布之间的相关性，这表明旧的恒星星族可能跟踪重叠的晕分布的两个麦哲伦云。
2016-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Carina Project IX: on Hydrogen and helium burning variables
我们提供了船底座矮球状星系中氦燃烧变量的新多波段（UBVI）时间序列数据。目前的样本包括92个RR天琴座-其中6个是新发现的-和20个异常造父变星，其中一个是新发现的。对贝雷图的分析表明，双模变星中第一泛音分量的光度振幅位于规则第一泛音变星的长周期尾部，而基波分量位于规则基波变星的短周期尾部。这一证据进一步支持了这些物体的过渡性质。此外，船底座双模变星在Petersen图上的分布（P_1/P_0 vs P_0）与贫金属球状星团（M15，M68）、矮球状天龙座和星系晕相似。这表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，并受到金属丰度小范围扩散的影响。我们使用三角函数的五个领域RR天琴座星提供一个独立的估计的船底座距离使用所观察到的红化的自由周期-Weseneirs [PW，（BV）]的关系。理论和观察表明，这种诊断是独立的金属丰度。我们发现真实距离模量μ=20.01 \pm 0.02（平均值的标准误）\pm 0.05我们还使用四种预测的PW关系提供了隆突真实距离模量的独立估计值（BV，BI，VI，BVI），我们发现：μ=（20.08 \pm 0.007 \pm 0.07）mag，μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）mag，μ=（20.07 \pm 0.008 \pm 0.08）mag和μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）毫克。最后，我们确定了100多颗…
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Astrometry of the Metal-Poor Visual Binary $μ$ Cassiopeiae: Dynamical Masses, Helium Content, and Age
仙后座$μ$（英语：$μ$ Cassiopeiae）是一颗近距离、高速、贫金属（$\rm[Fe/H]=-0.81$）的目视双星。我们已经使用了高分辨率的成像与哈勃太空望远镜（HST），获得了近二十年，以确定周期（21.568年）和精确的轨道要素。结合已发表的地面和空间天体测量学，我们确定了$μ$ Cas的两个组成部分的动力学质量：$0.7440\pm0.0122\,M_\odot$为G5 V主星，$0.1728\pm0.0035\,M_\odot$为其暗淡的dM伴星。我们没有发现显着的扰动，在HST天体测量由于系统中的第三个机构。我们计划的主要目的是借助恒星模型确定缺金属主星$μ$ Cas A的氦含量和年龄。虽然我们现在有了一个精确的质量，但其他参数仍然存在不确定性，包括其有效温度。此外，重新审查档案干涉观测导致怀疑的角直径被高估了百分之几。在绝对星等与色平面上，$μ$ Cas A比球状星团47的主序星温度稍低，亮度也稍高;这可能意味着它的氦含量较低，和/或较老，和/或金属丰度较高。我们对$μ$ Cas A的氦含量和年龄的最佳估计是$Y=0.255\pm0.014$和$12.7\pm2.7$ Gyr-使$μ$ Cas可能是天空中肉眼可见的最古老的恒星。对系统的绝对视差、$μ$ Cas A的有效温度及其角直径的改进测量将提供更严格的约束。
2020-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass loss of different stellar populations in Globular Clusters: the case of M4
在球状星团（GC）中，红巨星分支（RGB）阶段的质量损失和氦含量是制约水平分支（HB）形态的基本因素。虽然许多论文都致力于不同恒星星族中氦的丰度，但在解开质量损失和氦含量的影响方面做了一些小的努力。我们利用附近的GC NGC6121（M4），它拥有两个被充分研究的主要恒星星族，推断氦和RGB质量损失。我们结合多波段哈勃空间望远镜测光的RGB和主序星（MS）的M4与合成光谱，以限制其恒星星族的相对氦含量。我们发现，在M4的第二代恒星的氦质量分数增加了$\rm ΔY = 0.013 \pm 0.002$相对于其余的恒星，有原始的氦含量。然后，我们推断HB恒星的质量，通过搜索的观测和HB人口之间的最佳匹配建模假设每个人口的氦丰度估计从MS。通过比较沿HB的恒星的质量，我们约束的质量损失的第一代和第二代恒星在M4。我们发现富氦星族的质量损失比第一代恒星的质量损失（$\rm Δμ= 0.027 \pm 0.006 \ M_\odot$）大$\sim 13$ %。我们讨论的可能性，这种质量损失的差异取决于氦丰度，不同的形成环境的两代，或两者的组合。
2019-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the maximum helium content of multiple populations in the globular cluster NGC6752
球状星团中的多星族通常被解释为恒星的形成是由具有化学成分的物质组成的，这些物质在不同程度上受到各种类型的短寿命大质量恒星喷出物的污染。除此之外，这些污染物在周围介质中扩散的氦气量不同。在这项研究中，我们调查了目前用于推断多个种群的氦含量的测光方法是否确实给出了真实的值，或者由于错过了非常富含氦但稀有的恒星而低估了它。我们重点讨论了NGC6752的具体情况。我们计算大气模型和合成光谱沿等时线产生的这个集群的一个非常广泛的他的丰度覆盖不同的污染情况下的预测，包括极端情况下的快速旋转的大质量恒星（FRMS）的情况。我们计算的合成光度HST过滤器最适合研究氦含量。随后，我们建立了各种分布的恒星合成集群。最后，我们确定了最大的氦质量分数的这些合成集群使用类似的方法，适用于观测数据。我们建立了具有多种种群分布的聚类玩具模型，并确保我们能够恢复输入的最大值Y。然后，我们用FRMS情景预测的人口构建合成星团，并发现虽然我们稍微低估了最大Y值，但我们仍然能够检测到比当前观测到的最大Y值更富He的恒星。在主序星上比在红巨星分支星上更容易确定Y的最大值，但是定性的结果不受样本选择的影响。我们表明，在NGC6752是不太可能的，恒星更多的氦丰富比目前的观测极限约0.3。
2021-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars IV. Initial helium content and white-dwarf properties
上下文球状星团中的恒星具有特殊的化学性质。一般来说，相关的氦富集预计会影响恒星的演化，以及低质量恒星，特别是白矮星（WD）的祖先。目标。我们研究了不同初始氦含量对白矮星的质量、成分和形成时间等性质的影响。结果在一个特定年龄的球状星团中，氦的富集意味着在一个特定阶段恒星的初始质量较低。从而导致到达冷却序列的白矮星质量减少。此外，氦的富集增加了白矮星的总质量和数量，并最终允许单个祖先的氦白矮星的存在。结论.用不同的方法在大多数球状星团中测定的低He富集对白矮星性质的影响可以忽略不计。然而，在少数显示出高He富集的球状星团中，这可能会显著影响白矮星的特征。在NGC 2808和半人马座ω中，氦的高度富集甚至导致了从单个富氦祖先形成氦白矮星。因此，研究高氦丰度球状星团中的白矮星质量域将为测量和约束氦丰度提供一种间接的方法。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical properties of double-mode RR Lyrae stars based on pulsation and evolution models
我们采用我们对银河场和大麦云云中的双模态RR天琴座（RRd）星BS Comae的研究方法，测定了共20颗双模态RRd星的基本恒星参数。这些恒星被选择来涵盖广泛的周期和周期比，这意味着不同的恒星参数。从可能观察到的数量，我们只使用的周期，并确定恒星参数组合，满足目前的氦燃烧的演化模型和网格的线性非绝热纯辐射脉动模型。因此，一个天体的周期决定了它的质量、光度、有效温度和金属丰度的一系列解，由从零年水平分支开始的时间参数化。导出的一组解决方案产生各种重要的理论关系的物理参数的恒星，在某些参数组合的情况下，几乎独立的年龄。我们得到log（P_0）与log（R）、log（ρ）、log（g）与Wesenchmark指数W（B-V）之间非常紧密的简单线性关系。后者的周期-光度-颜色关系是在很好的协议，从经验的基础上推导出的Baade-Wesselink结果校准。
2009-07-29 astro-ph.SR
Omega Centauri: weak MgH-band in red giants directly trace the helium content
利用高光谱分辨率和高信噪比的光学光谱分析了半人马座球状星团中红巨星的恒星参数和氦等15种元素的化学丰度。采用理论光球和He/H $-$比的组合对MgH和Mg线的同时丰度分析被证明是评估温度低于4400 K的红巨星的氦丰度的唯一强有力的探针，否则氦线跃迁（He { \scs I} 10830和5876）可用于直接谱线分析。氦增强模型光球对丰度比的影响小于0.15 dex，与过去的研究一致。本文测量的最富金属的星系团成员的第一个间接光谱氦丰度揭示了7个氦增强巨星的发现（$Δ$ $Y=+$ 0.15 $\pm$ 0.04），这是迄今为止光谱发现的最大的此类样品。$-$ 0.79 $\pm$ 0.06 dex的平均金属丰度和O、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba和La的丰度与半人马座欧米茄红巨星分支（RGB-a）和亚巨星分支（SGB-a）种群的值一致，表明样本之间存在进化联系。巨星中的He增强与较大的$s$过程元素丰度有关，这些元素与Al相关，而与O相关。这些结果支持在富含快速旋转大质量恒星、爆炸为超新星的双星和渐进巨星分支（AGB）恒星的喷出物的星际介质中形成氦增强、富含金属的半人马座欧米茄种群。
2020-04-20 astro-ph.GA 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
On a new theoretical framework for RR Lyrae stars I: the metallicity dependence
我们提出了新的非线性，时间依赖的对流流体动力学模型的RR天琴座恒星计算假设一个恒定的氦-金属富集比和广泛的金属丰度（Z=0.0001- 0.02）。根据详细的中心He燃烧水平支演化模型，确定了用于构建脉动模型的恒星质量和光度。脉动模型涵盖了广泛的恒星光度和有效温度和模式的稳定性进行了调查的基本和第一泛音。我们预测的拓扑结构的不稳定带的金属含量的函数和新的分析关系的边缘的不稳定带在观测平面。此外，还提出了一个新的解析关系式，用以约束双阻尼器的脉动质量与周期比和金属含量的关系。我们推导出新的周期半径金属性关系的基本和第一泛音的调制器。它们与文献中类似的经验和理论关系非常吻合。从预测的测热光变曲线，转换成光学（UBVRI）和近红外（JHK）波段，我们计算的强度平均的平均幅度沿整个脉动周期，反过来，新的和均匀的金属依赖（RIJHK）周期光度关系。此外，我们计算了新的双波段和三波段光学，光学-近红外和近红外周期Wesenchant-Metallicity关系。有趣的是，我们发现光学周期-W（V，B-V）与金属含量无关，并且个体距离的准确性是所采用的诊断与光度和光谱数据集的精度之间的平衡。
2015-05-15 astro-ph.SR
Revisiting CoRoT RR Lyrae stars: detection of period doubling and temporal variation of additional frequencies
我们在CoRoT RR型天琴座恒星中寻找倍周期的迹象。这种动力学效应在调制型天琴座RR型星中的出现可能有助于我们获得更多关于神秘的Blazhko效应的信息。的时间变化的额外的频率在代表所有亚型的RR天琴座星也进行了研究。我们通过应用趋势和跳跃校正以及离群值去除来预处理CoRoT光变曲线。标准傅立叶技术被用来分析我们的目标的频率内容，并遵循的时间相关的现象。最全面的收集CoRoT RR天琴座恒星，包括新发现的介绍和分析。我们发现交替的最大值，在某些情况下，在四个CoRoT Blazhko RR天琴座恒星的半整数频率，作为倍周期的存在的明显迹象。这进一步证实了倍周期是理解Blazhko效应的一个重要因素--这是我们之前从开普勒RR天琴座样本中得出的一个前提。正如预期的那样，倍周期在大多数调制RRab星中只在很短的时间间隔内才能检测到。我们的研究结果表明，在所有RR天琴座亚型的附加频率的时间变异是无处不在的。这些变化的短暂性和高度可变的幅度表明了一个复杂的基本动力学和复杂的相互作用之间的径向和可能的非径向模式在RR天琴座星。在所有类型的RR天琴座（除了非调制RRab星）中，附加模式无处不在，这意味着在不久的将来，对这些天体进行星震学研究应该是可行的。
2014-08-04 astro-ph.SR
Chemical Compositions of Field and Globular Cluster RR~Lyrae Stars: II. omega Centauri
本文对球状星团NGC 5139（ω Cen）中的天琴座RR（RRL）变星进行了详细的光谱分析。我们在拉斯坎帕纳斯天文台的麦哲伦/克莱望远镜上用多光纤摄谱仪M2 FS收集了113个RRL的光学（4580-5330 A）、高分辨率（R = 34，000）、高信噪比（200）光谱。我们还分析了在VLT使用FLAMES/GIRAFFE收集的122个RRL的高分辨率（R = 26，000）光谱，可在ESO档案中获得。目前的样本加倍的文献丰度的集群和领域的RRL在银河系的基础上高分辨率光谱。等效宽度测量用于估计大气参数、铁和α（Mg、Ca、Ti）、铁峰值（Sc、Cr、Ni、Zn）和s-过程（Y）元素的丰度比。我们确认ω Cen是一个复杂的簇，其特征在于铁含量的大范围分布：-2.58 < [Fe/H] <-0.85。我们估计平均团簇丰度为[Fe/H] = -1.80 +-0.03，sigma = 0.33 dex。我们的研究结果还表明，两个不同的RRL人口共存的集群。前者更贫金属（[Fe/H] < -1.5），Y几乎为太阳丰度。后者数量较少，金属含量更高，钇含量更高（[Y/Fe] > 0.4）。这种特殊的双峰富集只出现在s-过程元素中，而在较轻的元素中没有观察到，其[X/Fe]比值是银河系球状星团的典型特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic fundamental mode RR Lyrae stars. Period - amplitude diagram, metallicities and distribution
利用全天自动巡天（ASAS）资料分析了银河系1455颗基模RR型天琴座星。样本覆盖了75%的天空，包含了太阳附近的天体，距离在4千秒差距以内。与前面对近场RRab的分析不同，我们在周期-振幅图上看到了奥斯特霍夫群的清晰表现。奥斯特霍夫I型变星的关系在大的V振幅下变得非常平坦，这在球状星团天琴座RR中是没有观察到的。我们使用两种可用的方法计算光度金属丰度：Jurcsik & Kovacs（1996）和Sandage（2004）。我们发现这两种方法的结果之间存在显着差异。与光谱金属丰度的比较无疑支持Jurcsik & Kovacs（1996）的方法。此外，我们注意到Oosterhoff II型的RRab可能遵循与Oosterhoff I型变量不同的金属性-周期-相位关系。银河场RRab的空间分布并没有显示出任何金属丰度梯度与距离银河系中心的任何奥斯特霍夫集团。然而，无论是较老的、贫金属的奥斯特霍夫II型变星，还是富金属的奥斯特霍夫I型RRab，都随着金属含量的增加而变得更加集中在银河系平面。
2009-08-19 astro-ph.SR
KP Cyg: an Unusual Metal-rich RR Lyr Type Star of Long Period
我们提出了一个详细的光谱研究的结果，长周期（$P=0.856$天）RR天琴座恒星，KP天鹅座。计算了轻组分、铁族元素和s过程元素的丰度。大部分周期大于0.7天的天琴座RR型恒星都是缺乏金属的天体。令人惊讶的是，我们的结果显示KP Cyg非常富含金属（[Fe/H] $= +0.18\pm 0.23$）。通过与一些短周期（$P=1\sim 6$天）、富金属CWB星的比较，我们认为天鹅座KP星可能是一颗非常短周期的CWB星（BL Her星），而不是一颗天琴座RR星。正如在一些CWB恒星中所看到的那样，KP Cyg在其大气中显示出强烈的碳和氮过剩。这表明KP Cyg的表面已经被经历氦燃烧（以增加碳）和质子捕获（将碳转化为氮）的材料污染。周期为0.929天的UY CrB也显示出C和N的增加，而两颗短周期的碳造父变星V553 Cen和RT TrA也显示出类似的C和N过量。
2010-06-04 astro-ph.SR
Pulsation period variations in the RRc Lyrae star KIC 5520878
学习等。他提出，一个足够先进的地外文明可能会在适当的时间用中微子束刺激造父变星和天琴座RR型变星，从而使它们提前触发，并使它们的膨胀和收缩进入原本非常规则的阶段。这将把这些恒星变成信标，在整个银河系和更远的地方传输信息。这个想法是搜索相位调制的迹象（在短脉冲持续时间的制度）和模式，这可能是有意的，全向信号的指示。我们利用开普勒太空望远镜的光度数据在变星中进行了这样的搜索。在RRc型Lyrics星KIC 5520878中，我们发现了长脉冲和短脉冲持续时间的两个区域。表示为时间序列数据的周期长度序列是强自相关的，素数的相关系数显著更高（$p=99.8$ \%）。我们对这颗候选恒星的分析表明，质数奇异性来自两个同时发生的脉动周期，很可能是自然起源。简单的物理模型阐明了KIC 5520878光变曲线的频率内容和不对称性。尽管SETI的结果是零，我们鼓励测试其他档案和未来的时间序列测光调制恒星的迹象。这可以作为标准分析的副产品完成，甚至部分自动化。
2014-10-23 astro-ph.SR
Revisiting Delta Y/Delta Z from multiple main sequences in Globular Clusters: insight from nearby stars
对于附近的K矮星，在低金属丰度下观察到的主序列的加宽比标准氦-金属富集比DY/DZ=2的等时线预期的要窄得多。虽然后一个值很好地符合太阳金属丰度附近的主序，并且与HII区的独立测量值以及理论恒星产额和化学演化模型相一致，但要再现在附近亚矮星观测到的增宽，需要更高的DY/DZ~10。这个结果类似于，在一个温和的规模，非常高的DY/DZ估计从多个主序列在欧米茄Cen和NGC 2808。虽然没有像欧米茄Cen那样“倒置”，富金属的主序星比贫金属的主序星更蓝，但在附近的次矮星上观察到的增宽比恒星模型预测的标准氦含量要窄得多。我们用这个经验证据来论证，根据附近恒星的建议，对低主序星模型进行修订，可以显著降低这些球状星团的子种群中推断出的氦含量。一个简单的公式的基础上，经验校准的同源性关系的构建，在多个主序列的DY/DZ的替代估计。我们发现，在最有利的假设下，估计的氦含量的富集人口可以从Y~0.4下降到低至Y~0.3。
2010-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On a new method to estimate distance, reddening and metallicity of RR Lyrae stars using optical/near-infrared ($B$,$V$,$I$,$J$,$H$,$K$) mean magnitudes: $ω$ Centauri as a first test case
我们开发了一种新的方法，以提供准确的估计金属含量，红化和真实距离模量的RR天琴座星（RRL）。该方法基于均匀光学（$BVI$）和近红外（$JHK$）平均星等以及预测的周期-光度-金属丰度关系（$IJHK$）和绝对平均星等-金属丰度关系（$BV$）。我们在$ω$ Cen中获得了三种不同RRL样本的解：第一泛音（RRc，~90），基波（RRab，~80）和全局（RRc+RRab），其中第一泛音的周期被基本化。金属度分布显示在[Fe/H] $\sim$ = 1.98处有一个明确的峰，$σ$的标准偏差=0.54 dex。正如所料，散布的是贫金属（[Fe/H] $\le$ --2.3）天体。目前的金属丰度分布是$\sim$ 0.3倍，比文献中可用的RRL的类似估计值更贫金属。如果我们估计的真距离模在真距离模中偏移-0.06/-0.07 ~mag，则差异消失。我们还发现了一个聚簇真距离模数$μ$ =13.720 $\pm$ 0.002 $\pm$ 0.030~mag，其中前者误差是平均值的误差，后者是标准差。此外，我们还发现了一个红化的星团E（$B-V$）=0.132 $\pm$ 0.002 $\pm$ 0.028~mag，并且在整个星团中有几个弧分的空间变化。真实距离模数和红化都略大于文献中的类似估计，但差异在1 $σ$内。距离诊断的金属丰度依赖性与理论和观测结果一致，但严格的限制需要准确和…
2018-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Frequency analysis of the first-overtone RR Lyrae stars based on the Extended Aperture Photometry from the K2 data
本研究利用K2 Campaigns 0-19天基测光对452颗第一泛音RR Lyrae进行频率分析，识别RR$_{0.61}$、RR$_{0.68}$与Blazhko星，并发现0.60附近及0.465—0.490附近的新周期比信号群。
2023-03-22 astro-ph.SR
The Carina Project. VI. The helium burning variable stars
我们提出了新的光学（BVI）的演化变星在船底座矮球状星系的时间序列数据。数据的质量和观测策略使我们能够识别出14颗新的变星。14颗中有8颗是天琴座RR型（RRL）恒星，4颗是异常造父变星（AC），2颗是几何变星。将整个RRL样本的周期分布与附近dSphs和大麦云云中的类似分布进行比较，表明这些系统中的旧恒星星族具有相似的性质。这一发现也得到了贝利图中RRL分布的支持。另一方面，AC的周期分布和Bailey图在上述恒星系统中显示出显著的差异。这一证据表明，中期年龄的恒星星族的性质可能受到环境效应和结构参数的影响。我们使用BV周期-Wesenweg（PW）关系的RRL与进化的处方，并找到一个真正的距离模量为20.09+/-0.07（内在）+/-0.1（统计）马格同意相当不错，与文献中的类似估计。我们发现了四个特殊的变量。考虑到它们在Bailey图和BV PW关系中的位置，其中两个（V14，V149）似乎是候选AC，而两个（V158，V182）可能是特有的RRL。特别是，变量V158的周期和V波段振幅与最近由Pietrzynski等人（2012）在银河系隆起中发现的低质量RRL -RRLR-02792-非常相似。
2013-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in Terzan 5: additional evidence of multi-age and multi-iron stellar populations
泰山5是银河系核球中的一个复杂恒星系统，其中的恒星星族具有非常不同的铁含量（Δ[Fe/H] ~1 dex），年龄相差几个Gyr。在这里，我们提出了一个调查的变星。我们报告的发现和表征的三个RR天琴座星。对于这些新发现的RR天琴座和六个Miras的已知周期，我们提供径向速度和化学丰度与X-SHOOTER在VLT获得的光谱。我们发现三个RR型天琴座和三个短周期Miras（P<300 d）的径向速度与Terzan 5成员一致。它们具有太阳下的铁丰度和增强的[α/Fe]，与Terzan 5的12 Gyr贫金属恒星星族的年龄和丰度模式很好地匹配。在本研究分析的三个长周期（P>300 d）Miras中，只有一个具有与Terzan 5成员一致的径向速度。它的超太阳铁丰度和太阳尺度的[α/Fe]很好地匹配了泰山5号富含金属的恒星星族的化学性质，它的推导质量很好地符合比短周期Miras年轻几个陀螺。这个年轻的变量是在Terzan 5中发现的令人惊讶的年轻子种群的额外证据。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
On a new parameter to estimate the helium content in old stellar systems
我们引入了一个新的参数Δ θ-红巨星分支（RGB）凸起和主序（MS）上与凸起相同颜色的点（“基准”）之间的星等差异-以估计旧恒星系统中的氦含量。它对氦的灵敏度在整个金属丰度范围内是线性的，受年龄、光度零点的不确定性、红化或水平分支演化的影响最小。两个主要的缺点是需要精确和大量的光度数据集，以及ΔY/Δ斜率对金属丰度的强烈依赖。为了测试Δ R参数，我们选择了22个前景红化程度低、铁丰度范围广、精确、相对较深且均匀的多波段（B、V、I）测光的银河系球状星团（GGC）。我们发现，如果我们假设Y=0.20，观测到的Δ ε和α增强模型预测的Δ ε吻合得很好。与经典原始氦含量模型（Y=0.245，ΔY/ΔZ=1.4）的比较表明，观测到的Δ ε值系统地小于预测值。如果预测的参数是基于也考虑CNO增强的模型，并且如果我们考虑He增强的模型，则结果是相同的。这些发现表明，目前的恒星演化模型高估了RGB凸起的光度。我们还发现，包括包络过冲可以消除差异，如最初由Alongi等人（1993，aaps，97，851）提出的。尽管当前演化模型的输入物理可能存在局限性，但GGC的Δ ε参数至少在5σ水平上提供了星前氦的独立探测。
2011-06-14 astro-ph.CO astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. II. age dependencies and new insights
恒星结构和演化的模型可以通过测量疏散星团中分离食双星的精确参数来约束。多颗双星提供了确定这些古老恒星系统中氦丰度的方法，从而改善了对它们年龄的估计。在本系列的第一篇论文中，我们演示了如何在旧的疏散星团NGC 6791中测量多个食双星，从而对恒星模型的属性设置比以前更严格的约束，从而可能提高星团年龄的准确性和精确度。在这里，我们增加了额外的约束条件，并进行了广泛的模型比较，以确定最佳的估计集群的年龄和氦含量，尽可能多的观测约束条件。我们改进了我们的测光和纠正经验的差异红化的影响。然后，我们进行了广泛的比较的CMD和食二进制测量维多利亚和DSEP等时线估计集群参数。我们还重新分析了恒星2-17的光谱，以改善[Fe/H]约束。我们发现一个最好的估计年龄的~8.3 Gyr，同时表明，剩余的年龄不确定性是由CNO丰度的不确定性。氦的质量分数被很好地限制在Y = 0.30 \pm 0.01，从而得到dY/dZ ~ 1.4，假设存在这样的关系。在分析过程中，我们确定了蓝离散星，包括恒星2-17，并发现了它们进化的对应物存在的迹象。我们的分析支持了从星震学中发现的RGB质量损失，我们精确地确定了较低RGB上恒星的绝对质量，1.15 \pm 0.02 Msun。这将是一个重要的一致性检查详细的星团恒星的星震学。
2012-05-18 astro-ph.SR
A stellar population synthesis approach to the Oosterhoff dichotomy
我们使用色星等图合成与非线性脉动模型的理论关系，以接近长期存在的问题Oosterhoff二分法有关的基本RR天琴座变量在球状星团的平均周期的分布。通过采用从光谱观测确定的化学成分和解释滞后机制的标准，我们对年龄和质量损失进行了调整，以便同时再现银河系中17个球状星团和附近矮星系在关键金属丰度范围内的关闭和水平分支的形态（-1.9<[Fe/H]<-1.4），其中Oostheroff转变明显。我们发现银河系球状星团之间的奥斯特霍夫二分法是自然再现的模型。对各参数相对影响的分析表明，这种二分法的主要原因是年龄-金属丰度平面上团簇的特殊分布和滞后现象。特别是，银河系球状星团和奥斯特霍夫群的年龄-金属丰度关系的两个主要分支之间有着明确的联系。而属于其他Oostheroff群（OoInt和OoIII）的团簇RR Lyrics的性质却不能很好地再现。虽然对于OoIII星团，一部分星团恒星的较大氦丰度可以使模型预测与观测结果相一致，但需要一些影响水平分支形态和RR天琴座周期的其他参数来重现OoInt星团的行为。
2014-07-31 astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. III. Constraints from a subgiant
恒星结构和演化的模型可以用疏散星团食双星成员参数的精确测量来约束。多颗双星提供了收紧约束的手段，反过来，提高了主星团年龄估计的精度和准确性。在本系列的前两篇论文中，我们已经演示了使用旧疏散星团NGC 6791中的多个食双星的测量来对恒星模型的属性设置比以前更严格的约束，从而提高了星团年龄的准确性和精确度。我们确定和测量的性质的非食集群成员，V56，在NGC 1，6791和演示如何提供额外的模型约束，支持和加强我们以前的发现。我们分析多历元光谱V56火焰结合现有的测光和测量的食双星在NGC 6971。发现V56组分的参数为$M_{\rm p}=1.103\pm 0.008 M_{\odot}$和$M_{\rm s}=0.974\pm 0.007 M_{\odot}$，$R_{\rm p}=1.764\pm0.099 R_{\odot}$和$R_{\rm s}=1.045\pm0.057 R_{\odot}$，$T_{\rm eff,p}=5447\pm125$ K和$T_{\rm eff,s}=5552\pm125$ K，以及表面[Fe/H]= $+0.29\pm0.06$，假设它们具有相同的丰度。导出的属性加强了我们以前的最佳估计的星团年龄的$8.3\pm0.3$陀螺仪和质量的恒星在较低的红巨星分支（RGB），这是$M_{\rm RGB} = 1.15\pm0.02M_{\odot…
2021-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Age and helium content of the open cluster NGC 6791 from multiple eclipsing binary members. I. Measurements, methods, and first results
早期对疏散星团NGC 6791中脱离的食双星V20的质量和半径的测量是足够精确的，足以证明目前的恒星模型之间存在着显着的差异。在这里，我们改进了这些结果，并增加了两个额外的独立食双星的测量，星系团成员V18和V80。扩大的样本对恒星模型的性质设定了比迄今为止可能的更严格的约束，从而提高了星系团年龄的准确性和精确度。我们采用（i）V18，V20和V80的高分辨率UVES光谱来确定它们的光谱有效温度，[Fe/H]值和光谱轨道要素，以及（ii）北欧光学望远镜的时间序列测光来获得测光要素。发现V18和V20组件的质量和半径具有高精度，质量误差在0.27-0.36%的范围内，半径误差在0.61- 0.92%的范围内。V80被发现是磁活性的，需要更多的观测来准确地确定它的参数。根据双星和几颗单星的解纠缠光谱，测得NGC 6791的金属丰度为[Fe/H]= +0.29 \pm 0.03（随机）\pm 0.07（系统）。团簇红化和表观距离模量分别为E（B-V）= 0.160 \pm 0.025和（m-M）V = 13.51 \pm 0.06 .第一个模型比较表明，我们可以限制NGC 6791恒星的氦含量，从而达到比以前更准确的年龄。可以约束附加参数，特别是C、N和O丰度。这将在第二篇论文中进行研究。
2010-09-28 astro-ph.SR
Inferring the Helium abundance of extragalactic Globular Clusters using Integrated Spectra
确定河外球状星团的相关恒星星族参数的主要方法是通过研究它们的积分光谱，其中巴耳末线强度指数被认为是年龄敏感的。在此之前，在一个银河系球状星团的样本中观察到了高度优化的谱线强度指数H $β_o$的分裂，导致了H $β_o$ - [MgFe]图中球状星团明显的“上支”和“下支”。这被认为是由于热蓝离散星（BSS）的存在，导致上支的光谱年龄被低估。十多年后，我们希望重新评估这些发现。我们利用新的，大型银河系球状星团集成光谱数据集。为了产生一个大的，均匀结合的样品，我们已经考虑了一些因素，包括径向依赖的巴耳末和金属线。使用这个新的样品，与以前的工作不一致，我们发现H $β_o$中的分裂只发生在中间到高金属丰度（[M/H] $>-1$），并且不是BSS分数增加的结果，而是由于氦丰度增加。我们探讨了氦的变化对简单的恒星星族模型的可能影响，为我们的假设提供了理论基础，然后利用上支候选性和增强氦之间的关系来预测三个M31星团的氦含量。我们讨论这可以告诉我们关于他们的质量和第一代恒星的分数。
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. IV. Helium content and relative age of multiple stellar populations within NGC 6352
在本文中，我们结合了WFC 3/UVIS F275 W，F336 W，和F438 W的数据，从“银河系球状星团的紫外线遗产调查：在其人口和形成”（GO-13297）HST国库计划与F606 W，F625 W，F658 N，和F814 W ACS档案数据的多波长研究的球状星团NGC 6352。在不同波段测光的适当组合下得到的色星等图和双色图中，我们分离出两个不同的恒星星族，并追踪它们从主序到亚巨星、红巨星、水平和渐近巨星分支的轨迹。我们推断这两个群体的He差异为Δ Y=0.029+/-0.006。利用一种新的方法，我们还估计了两个序列之间的年龄差。假设[Fe/H]和[alpha/Fe]没有差异，以及Delta Y的不确定性，我们发现两个人口之间的年龄差异为10+/-120 Myr。如果我们假设[Fe/H]和[alpha/Fe]的差异为0.02 dex（完全在光谱测量的不确定性范围内），相对年龄的总不确定性上升到约3亿年。
2015-04-29 astro-ph.SR
TESS photometry of helium-rich hot subdwarfs: r modes in BD+37 442 and BD+37 1977
TESS测光的极端富氦热亚矮星BD+37 442和BD+37 1977证明了多周期低振幅的变化与主周期分别为0.56和1.14 d，并与第一和第二谐波存在。光变曲线不是完全规则的，这意味着额外的周期性和/或非周期性的内容。可能的原因进行检查，包括二进制假设最初介绍解释X射线观测，差分旋转表面的不均匀性，和脉动。如果主光度周期与自转周期相对应，则恒星的自转速度分别约为0.7倍和0.3倍。因此，表面Rossby波（r模式）提供了最可能的解决方案。
2020-06-01 astro-ph.SR
Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies in globular clusters
我们研究了在主序前阶段通过吸积污染物质在球状星团中产生氦增强星的可能性。我们遵循两个不同的类的前主序星吸积模型的演变，一个忽略和其他考虑到原恒星的演化。我们分析了最终的中央氦丰度的依赖关系，在HR图中的轨道位置和表面锂丰度演化的年龄，在该年龄的污染物质的吸积开始和主要的物理参数，统治的原恒星演化。后者是晚期吸积的开始，而较低的是吸积阶段结束时和ZAMS（零年龄主序列）的中心氦和表面锂丰度。为了使中心氦含量相应地增加，污染物质的吸积应该在小于100万年的年龄开始。原恒星演化的包含对ZAMS模型也有很大的影响。采用一个非常低的种子质量（即0.001 M $_{\odot}$）的结果在模型中具有最低的中心氦和表面锂丰度。吸积速率越高，核心和剩余表面锂中的最终氦含量越低。在最坏的情况下，即种子质量为0.001 M $_\odot$，吸积速率为$\ge 10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，中心氦根本没有增加，表面锂在最初的几百万年内完全耗尽。
2015-10-09 astro-ph.SR
NLTE CNO abundances in a sample of nine field RR lyr type stars
首次对9颗RR型天琴座星的光谱中的碳线和氮线进行了直接NLTE分析。我们已经确定了这些元素的丰度与氧一起，并已表明，氮含量增加的金属丰度不足的程序星。我们的结论是，这是第一次疏浚的迹象，发生在红巨星分支的前一阶段，并将在不完整的CNO循环中处理的物质带到恒星表面。这种效应是显着增强的热盐（额外）混合，这是更有效的贫金属RR天琴座恒星。这一点可以从图中清楚地看到，在我们的恒星样本中，随着金属丰度从大约-0.2下降到-2，C/N比逐渐下降。氧丰度取决于金属丰度，这与我们在星族II恒星中看到的情况类似。
2021-06-30 astro-ph.SR
Helium abundance in a sample of cool stars: measurements from asteroseismology
太阳型主序星的结构分层主要取决于它的质量和化学成分。太阳型恒星的表面重元素丰度可以用传统的光谱学很好地确定，但是第二丰富的元素氦却不能。这是因为这类恒星的包层温度不足以激发氦。由于恒星的氦丰度会影响其结构和随后的演化，因此恒星氦丰度的不确定性使其整体性质（质量，半径，年龄等）的估计变得困难。也不确定。从精确测量的恒星振荡频率中检测到的声学毛刺特征提供了一种间接的方法来估计包层氦含量。我们使用氦电离引起的故障特征来确定{ \it Kepler}地震LEGACY样本中38颗恒星的包层氦丰度。我们的研究结果证实了原子扩散确实发生在太阳型恒星中。我们使用测量的表面丰度与恒星模型预测的沉降相结合，以确定初始丰度。初始氦和金属的质量分数随后被用来得到原始氦丰度的初步估计，$Y_p = 0.244\pm0.019$，和银河富集比，$ΔY / ΔZ = 1.226\pm0.849$。虽然目前的估计有很大的误差，由于有限的样本量，这种方法具有很大的希望，以确定这些参数，在即将到来的太空任务的时代。
2018-12-06 astro-ph.SR
Helium enhanced stars and multiple populations along the horizontal branch of NGC2808: direct spectroscopic measurements
本文对NGC 2808中的96颗水平支星进行了丰度分析。NGC 2808是一个呈现复杂多恒星星族分布的球状星团。这些恒星分布在HB的不同部分，覆盖了很大的温度范围。通过研究这个样品的化学丰度，我们探索HB形态和多个恒星星族的化学富集历史之间的联系。对于位于红HB上的恒星，我们使用GIRAFFE和UVES光谱来确定Na，Mg，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Y，Ba和Nd的丰度。对于较冷，蓝色HB星，我们得到的钠丰度，主要从GIRAFFE光谱。我们还能够直接测量NLTE He丰度的一个子集，这些蓝色HB星的温度高于~9000 K。我们的研究结果表明：（i）NGC 2808中的HB星根据其在色星等图中的位置而显示出不同的钠含量，蓝色HB星的钠含量高于红色HB星;（ii）红色HB与均匀的化学丰度不一致，稍微温暖的恒星表现出统计上显着更高的钠含量;（iii）我们的具有He丰度的蓝HB星子样本显示出相对于预测的原始He含量的增强的证据，Δ（Y）=+0.09+-0.01。我们的研究结果有力地支持理论模型，预测他增强之间的第二代（S）恒星在球状星团，并提供观测约束的第二个参数控制HB形态。
2013-10-16 astro-ph.SR
Helium enrichment and Carbon-star Production in Metal-rich Populations
我们提出了新的理论恒星演化模型的富金属渐近巨星分支（AGB）的明星。恒星模型的初始质量在Z=0.007时介于1 Msun和7 Msun之间，在Z=0.014（太阳）和Z =0.03时介于1 Msun和8 Msun之间。我们发展模型与规范氦丰度和氦富集的成分（Y=0.30，0.35，0.40）在Z=0.014和Z=0.03。随着金属丰度的增加，碳星的第三次打捞效率和质量范围减小。我们预测碳星的初始质量在Z=0.007时为1.75- 7 Msun，在太阳金属丰度时为2-4.5Msun。在Z=0.03时，C星的质量范围缩小到3.25- 4 Msun。由于AGB上的热脉冲数量减少，当模型的氦含量增加时，第三次挖掘减少。在Z=0.03时，增量Y = 0.05就足以阻止C星的形成，这取决于质量损失率，而在Z=0.014时，增量Y = 0.1才能阻止C星的形成。我们推测在一个恒星星族中发现C星的概率取决于氦丰度和金属丰度。为了解释M31内区C星的缺乏，我们认为观测到的恒星Y > 0.35或恒星金属丰度高于[Fe/H] ~ 0.1。
2014-08-25 astro-ph.SR
Study of Globular Cluster M53: new variables, distance, metallicity
研究了球状星团M53的变星含量，计算了组成恒星的物理参数和星团的距离。在2007年和2008年的两个相邻的季节，新的光度数据收集的3048个对象在该领域的M53。通过使用OIS方法和随后的TFA，我们使用DFT和BLS方法在全样本中搜索变量。我们根据与这些方法相关的统计数据结合目视检查来选择变量。我们确定了12个新的变星（2个RR Lyrics星，7个短周期星-其中3个是SX Phe星-和3个长周期变星）。在当前的样本中没有发现食双星。除了3颗Blazhko RR天琴座星外，没有发现多周期变星，我们发现，经过适当的周期移动后，第一个泛频RR天琴座星的PLC关系与基本星的PLC关系紧密一致。此外，该斜率与从其他集群中获得的斜率一致。根据早期Baade-Wesselink对PLC关系的校准，M53的无红化距离模数为16.31 +/- 0.04等，对应于大麦云的距离模数为18.5等。从RRab星的傅立叶参数中，我们得到了平均铁丰度为-1.58 +/- 0.03。这比文献中给出的巨星的总体丰度高出约0.5倍，并且本文从巨星的三色测光中得出。我们怀疑这种差异的来源（在其他低金属丰度星系团中也可以观察到）是在傅立叶方法的校准样本中缺少足够数量的低金属丰度天体。
2009-09-02 astro-ph.SR
Trace hydrogen in helium atmosphere white dwarfs as a possible signature of water accretion
少数拥有氦主导大气的白矮星在其对流区含有异常大量的氢，金属污染的白矮星GD 16是最早被认可的例子之一。我们报告发现了一颗类似的恒星：这颗白矮星碰巧被命名为GD 17。我们获得了GD 16和GD 17的中分辨率光谱，并计算了光球H，Mg，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度和吸积率。金属丰度比表明，这两颗恒星最近吸积的碎片是镁贫相比，散装地球的组成。然而，与金属污染物不同，H从未扩散出白矮星的大气，我们提出GD 16和GD 17异常高的大气H含量（分别为$2.2\times 10^{24}$ g和$2.9\times 10^{24}$ g）可能是由先前的含水微行星吸积造成的。比较729颗氦大气白矮星中微量H和金属污染的检测，我们发现，与无金属的对应物相比，金属污染的白矮星中H的存在几乎是其两倍。这种高度显著的相关性表明，在白矮星的冷却年龄，在许多He大气（包括GD 16和GD 17）中检测到的至少一部分H与金属污染物一起吸积，其中最合理的来源是水。在这种情况下，水必须是常见的岩石星子系统。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
