Pulsational instabilities driven by the $ε$ mechanism in hot pre-horizontal branch stars I. The Hot-Flasher Scenario
$ε$机制是恒星脉动的一种自激机制，作用于恒星内部发生核燃烧的区域。研究表明，$ε$机制可以在热的前水平分支恒星模型中激发脉动，LS IV-14 $^{\circ}$ 116的最短周期可以用这种方式来解释。我们的目标是研究恒星模型中的$ε$机制，适用于热的前水平分支恒星，以预测它们的脉动性质和$\log g-\log T_{\rm eff}$平面上的不稳定域。我们进行详细的计算，非绝热非径向脉动恒星模型在氦次闪氦核心燃烧阶段之前。我们发现了一个不稳定域的长周期重力模式由于$ε$机制在$\log g-\log T_{\rm eff}$平面在大约$22000\,{\rm K} \lesssim T_{\rm eff}\lesssim 50000\,$ K和$4.67 \lesssim \log g \lesssim 6.15$。因此，我们发现不稳定性，由于前极端水平分支恒星模型（$T_{\rm eff}\gtrsim 22000\,$ K）的$ε$机制，但不是前蓝水平分支恒星模型（$T_{\rm eff}\lesssim 21000\,$ K）。激发模式的周期在$\sim 200$和$\sim2000\,$ s之间。与三个已知的脉动富氦亚矮星的比较表明，$ε$机制可以在表面性质相似的恒星中激发引力模，但在我们的模型中，它只能激发最短观测周期范围内的模.我们预测了一个新的热亚矮星的不稳定…
2018-01-22 astro-ph.SR
SRG/eROSITA-triggered XMM-Newton observations of three Be/X-ray binaries in the LMC: Discovery of X-ray pulsations
使用eROSITA的数据，软X射线仪器上的光谱伦琴-伽马（SRG），我们报告发现两个新的硬瞬变，eRASSU J050810.4-660653和eRASSt J044811.1-691318，在大麦云云。我们还报道了Be/X射线双星RX J0501.6-7034的亮态探测。我们开始了后续观察，以研究新瞬变的性质，并寻找来自RX J0501.6-7034的X射线脉动。我们分析了X射线光谱和光变曲线从我们的XMM-牛顿观测，获得光谱使用南非大望远镜寻找巴耳末发射线和利用档案数据从光学引力透镜实验（OGLE）的长期监测的光学同行。我们发现eRASSU J050810.4-660653、RX J0501.6-7034和eRASSt J044811.1-691318的X射线脉动分别为40.6 s、17.3 s和784 s。测量到了等效宽度为-10.4 A（eRASSU J050810.4-660653）和-43.9 A（eRASSt J044811.1-691318）的H α发射线，这是Be星周围的拱星盘的特征。所有三个系统的OGLE I-和V-波段光变曲线表现出很强的可变性。RX J0501.6-7034的光变曲线有规律的深凹模式，表明其轨道周期约为451天。我们将两个新的硬eROSITA瞬变eRASSU J050810.4-660653和eRASSt J044811.1-691318以及…
2023-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new instability domain of CNO-flashing low-mass He-core stars on their early white-dwarf cooling branches
在到达静止的终端白矮星冷却分支之前，一些低质量的氦核白矮星恒星模型经历了大量的核闪光，这大大减少了它们的氢包层。就在每次闪光发生之前，稳定的氢燃烧可能能够驱动全球脉动，这可能与通过星震学揭示这些恒星的内部结构有关。我们提出了一个脉动稳定性分析适用于低质量氦核恒星的早期白矮星冷却分支通过CNO闪光，以研究的可能性，$\varepsilon$机制是能够激发重力模式脉动。我们对低质量氦核白矮星模型在冷却早期经历CNO闪光进行了非绝热脉动分析。我们发现，由于稳定的氢燃烧的$\varepsilon$机制可以激发低阶（$\ell= 1, 2$）重力模式与$\sim 80$和$500\ $之间的周期，与$0.2025 \lesssim M_{\star}/M_{\odot} \lesssim 0.3630$位于$\log g - T_{\rm eff}$图的有效温度和表面重力范围内的$15\,000 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 38\,000\ $ K和$5.8 \lesssim \log g \lesssim 7.1$，分别扩展区域的恒星。由于这些模式达到足够大的振幅所需的时间尺度比其相应的演化时间尺度短，因此在这些恒星中检测脉动是可行的。如果在这个不稳定区域发现低质量白矮星以低阶重力模式脉动，这将证实我们的结果，即这种脉动可以由$\varepsilon$机制驱…
2021-01-07 astro-ph.SR
Pulsation Period Changes as a Tool to Identify Pre-Zero Age Horizontal Branch Stars
低质量恒星生命中最引人注目的事件之一是He闪光，它发生在红巨星分支（RGB）的尖端，然后在恒星进入零年龄水平分支（ZAHB）之前发生一系列二次闪光。然而，在这个关键的演化阶段没有恒星被确定，主要有两个原因：第一，与恒星生命中的其他主要演化阶段相比，这个前ZAHB阶段非常短;第二，这些前ZAHB恒星预计会与在色星等图（CMD）中观察到的渐近巨星分支（AGB），HB和RGB恒星所占据的轨迹重叠。我们调查通过恒星脉动检测这些恒星的可能性，因为他们中的一些人预计将迅速穿越造父变星/RR天琴座不稳定带在其路线从RGB尖端的ZAHB，从而成为脉动星沿途。由于它们非常高的演化速度，这些恒星中的一些可能会呈现出非常大的周期变化率。我们构建了一个广泛的恒星模型网格，并制作了适合银河系球状星团M3（NGC 5272）的前ZAHB蒙特卡罗模拟，在那里发现了一些具有高周期变化率的RR型天琴座星。
2009-12-08 astro-ph.SR
Dimming and pulsation shock of the coalesced star V838 Monocerotis
University of Minnesota（明尼苏达大学）；University of Tartu（塔尔图大学）；Nordic Optical Telescope（北欧光学望远镜）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）
基于多波段测光和高分辨率光谱，研究V838 Mon在2026年深度变暗事件，发现由尘埃消光引起，并首次观测到并合后恒星的脉动激波。
2026-06-09 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Asymptotic Giant Branch Star T Cephei
本研究针对渐近巨星支恒星T Cephei，在2022年其387天脉动周期的36个夜晚同步获取光谱与测光数据，用测光校准光谱绝对流量，揭示了一个完整脉动周期内多类天体物理参数的变化规律。
2023-11-30 astro-ph.SR
Boundary conditions for radial pulsations in AGB envelopes
研究AGB/后AGB包层中径向非绝热脉动的边界条件，通过脉动方程局部结构构建边界条件选择器框架，外边界条件主导脉动谱，内边界确保解在特定二维子空间，解释了奇异模激发率变化与外边界子空间的关系。
2026-07-23 astro-ph.SR
Double-Mode Radial Pulsations among RR Lyrae Stars
双模态天琴座RR型星是研究水平分支星性质的重要对象。特别是，两个周期加上光谱特性给出了一个质量估计，是独立的进化模型。在这里，我们提出了59个新的银河系双模RR天琴座星发现的线性调查数据的基本径向模式和第一泛退出（RRd星）。这些恒星可能有助于约束场水平分支恒星的质量-金属丰度关系。此外，还验证了EROS-II在大麦哲伦星云中发现的新的RRd星。我们给出了更新的Petersen图和基模周期的分布。还介绍了从LINEAR和LMC EROS-II巡天中选出的变星的评论，包括非常罕见的天体：第三个已知的模式转换RR Lyr和造父变星同时以三种径向模式脉动。
2014-07-04 astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation and Eruption of a Double-decker Filament Triggered by Micro-bursts and Recurrent Jets in the Filament Channel
我们提出了一个双层灯丝的观察，以研究其形成，触发和喷发物理。据观察，双层长丝是通过分裂原始单丝而形成的。在分裂过程中，在暗条通道中观察到间歇性的亮点爆发，这导致了上暗条分支的产生。新形成的双层暗条的喷发可能是由暗条通道中的两个反复出现的双侧环形喷流和暗条上部物质的持续卸载所触发的。第一股急流与花丝的相互作用直接导致了下支的不稳定和上支的快速上升阶段。第二次急流在第一次急流后约3小时出现在同一地点，进一步干扰和加速了下丝支的上升。有趣的是，上升的下分支超过了上分支，然后两个分支可能合并成一个花丝。最后，整个暗条剧烈爆发并引发大规模的日冕物质抛射，在暗条通道两侧留下一对耀斑带和两个变暗区。我们认为，间歇性爆发可能直接导致暗条磁场的重新排列，从而形成双层暗条，而周期性喷流则进一步导致整个暗条系统的完全爆发。该研究为支持双层纤维可以通过将单纤维分裂成两个分支而形成的设想提供了令人信服的证据。
2018-05-31 astro-ph.SR
Pulsations along the Asymptotic Giant Branch (AGB): a global view
Viet Nam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）
本文针对AGB恒星脉动研究仅局限于米拉变星的缺陷，分析大样本半规则与不规则变星，揭示两类不同演化路径的AGB恒星及其后代特征，探讨其富氧到富碳的转变及质量等影响因素。
2026-08-03 astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$T_{\rm v}$是等于气体温度像往常一样，另一个是非LTE的情况下，其中$T_{\rm v}$被假定为是相同的温度的小SiC晶粒。对质量$M_{\ast}$ =1.0 $M_{\odot}$，光度$L_{\ast}$ =10 $^{4}$ $L_{\odot}$，有效温度$T_{\rm eff}$ =2600 K，C/O比=1.4，脉动周期$P$ =650天的模型进行了流体动力学计算，结果表明：在LTE情况下，在碳颗粒形成之后，SiC颗粒在加速流出的气体中凝结，并且所得的$\sim$ 10 $^{-8}$的SiC与碳颗粒的平均质量比为太小而不能再现从辐射传输模型推断的0.01-0.3的值。另一方面，在非LTE情况下，由于所谓的逆温室效应，SiC颗粒的形成区域比碳颗粒的形成区域更内侧和/或几乎与碳颗粒的形成区域相同。当粘结概率$α_{\rm s}$ =0.1 ~ 1.0时，SiC颗粒与碳颗粒的外边界平均质量比为0.098 ~ 0.23。在$\sim$ 0.2-0.3 $\rmμ$ m半径处具有峰的尺寸分布覆盖了从前太阳级SiC颗粒分析得到的尺寸范围。因此，小团簇与气体的温…
2011-09-29 astro-ph.SR
Local mixing length theory with compositional effects:\ First application to asymptotic giant branch evolution
Instituto de Astrofísica de La Plata, CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（天文学与地球物理学科学学院，拉普拉塔国立大学）
本文提出MLT#理论，通过考虑化学梯度影响，改进了恒星演化中对化学驱动对流的模拟，并展示了其在AGB阶段的不稳定性分析中的应用。
2025-12-04 astro-ph.SR
Pulsational characteristics of mass accreting stars in close binary systems
本文针对密近双星中吸积质量恒星，以10倍太阳质量仙王座β型星为模型，初步研究双星性与物质转移对其脉动特征的影响，推动潮汐星震学发展。
2025-02-14 astro-ph.SR
The Chemical Compositions of Variable Field Horizontal Branch Stars: RR Lyrae Stars
我们提出了详细的丰度研究的11个RR Lyalab-type变量：AS Vir，BS Aps，CD Vel，DT Hya，RV Oct，TY Gru，UV Oct，V1645 Sgr，WY Ant，XZ Aps，和Z Mic。这些变量的高分辨率和高S/N阶梯光谱获得的2.5米杜邦望远镜在Las Campanas天文台。我们获得了2300多个光谱，大约每颗恒星200个光谱，在整个脉动周期中或多或少均匀分布。发展了一种新的方法来获得我们的样本星在特定脉动相位的初始有效温度。我们发现，丰度比一般是一致的类似的金属丰度场星在不同的演化状态和整个脉动周期的RR天琴座星。在我们的样本中，TY Gru仍然是RRab中唯一的n-捕获富集星。在HB星族中发现了微湍流与有效温度之间的新关系。此外，作为相位的函数的微湍流的变化的经验表明是类似的理论变化。最后，我们得出结论，我们的样本星的teffand log g值遵循一个单一的质量演化轨迹的总趋势。
2011-10-04 astro-ph.SR
Modelling Long-Period Variables -- II. Fundamental mode pulsation in the nonlinear regime
发光红巨星的长周期变化有几个很有前途的应用，所有这些都需要能够准确预测脉动周期的模型。线性脉动模型已被证明成功地再现了观测到的演化红巨星的泛音模式周期，但它们不能准确地预测它们的基模周期。在这里，我们使用一个一维流体动力学代码来研究M型渐近巨星分支星的非线性制度的长周期变化。我们研究的周期和稳定性的低阶径向脉动模式作为质量和半径的函数，并找到泛音模式的周期与预测的线性脉动模型完全一致。相比之下，非线性模型预测的主导基本模式脉动的发病较早，在大半径和较短的周期。这两个功能导致一个更好的协议与观察，我们验证对OGLE和盖亚数据的麦哲伦云。我们提供了简单的解析关系描述非线性基模周期质量半径关系。相对于线性预测的差异源于大振幅脉动引起的包络结构的重新调整。我们调查的线性和非线性脉动的湍流粘度的影响，并探讨不同的金属丰度和碳丰度的可能影响。
2020-10-26 astro-ph.SR
On the pulsation modes of OGLE small amplitude red giant variables in the LMC
本文讨论了大麦云（LMC）中OGLE小振幅红巨星（OSARG）的脉动性质。本文考虑红巨星尖端以下的恒星。它们是多周期的，在周期光度平面上形成三个序列。将周期和周期比与我们的理论模型进行比较，我们发现这些序列对应于径向第一到第三泛音，以及非径向偶极p $_4$和四极p $_2$模。OSARG的红巨星分支星由初始质量为$\sim0.9 - 1.4M_\odot$的恒星组成，对应的光度范围为$\log L/L_\odot \simeq 2.8 - 3.4$。利用这些参数，类太阳振荡的定标最佳频率$ν_{\rm max}$大致经过周期光度平面中三个序列的中间，这表明随机激发可能是OSARG脉动的原因。
2013-03-28 astro-ph.SR
Period-luminosity relations of pulsating M giants in the solar neighbourhood and the Magellanic Clouds
我们分析了一个5.5年的测光活动的结果，监测247个南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体，以证明一个明确的检测红巨星分支（RGB）脉动在太阳附近。我们表明，序列A'包含AGB和RGB星的混合物，如在TRGB的温度相关的位移所示。比较了大麦云（LMC）和银河系的P-L序列零点的几种方法，表明它们对金属丰度的依赖可以忽略不计。本文介绍了一种新的方法，从脉动周期确定绝对星等，并利用依巴谷磁共振仪校准LMC距离模，得到μ（LMC）= 18.54 +-0.03 ma。讨论了几种系统误差的来源，以解释LMC中的OGLE序列和ARO序列之间的差异。我们推导出小麦哲伦云（SMC）相对于大麦哲伦云（LMC）的相对距离模为Δμ= 0.41 ± 0.02ma，并与其他脉动特性（包括周期-振幅和亮度-振幅关系）进行了比较，证实了RGB脉动特性的一致性和普遍性，表明RGB序列适合作为高精度的距离指示器。具有最短周期的M巨星桥接了G和K巨星类太阳振荡与M巨星脉动之间的间隙，揭示了我们沿着巨星分支向上的平滑连续性。
2010-07-18 astro-ph.SR
Asteroseismology of luminous red giants with Kepler. II. Dependence of mass loss on pulsations and radiation
红巨星的质量损失是理解恒星演化的最后阶段和星际介质化学富集的重要过程。质量损失率被认为是由脉冲增强粉尘驱动的外流控制。在这里，我们调查的质量损失，脉动和辐射之间的关系，使用3213发光开普勒红巨星和135000 ASAS-SN半正则和Miras。质量损失率跟踪的红外颜色使用2 MASS和WISE和由approved-to-model WISE通量，也估计使用尘埃质量损失率从文献中假设一个典型的气体-尘埃质量比为400。为了确定脉动，我们提取振荡功率谱中最高峰的周期和高度。绝对星等是从2 MASS Ks波段和盖亚DR 2射电望远镜获得的。我们的结果如下。(i)在脉动周期超过~60天和~100天时，质量开始大量损失，对应于周期光度序列C'和C'底部的渐近巨星支星。(ii)半规则星的质量损失率开始迅速增加，其光度刚好高于红巨星分支的尖端，并逐渐稳定到类似于Miras的水平。(iii)Miras的质量损失率不依赖于光度，这与脉动增强的尘埃驱动风相一致。(iv)红巨星分支的累积质量损失与小行星地震预测一致，使红团恒星的质量减少了6.3%，低于其小行星地震质量的典型不确定性。因此，质量损失目前不是银河系考古学研究中恒星年龄估计的限制。
2020-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Power balance and anomalous exchange in post-AGB pulsations
本文为恒星脉动建立复平衡关系，应用于后AGB包层径向脉动，揭示异常交换模式中He II电离区与Z凸起的主要交换，并分类脉动谱区域。
2026-09-29 astro-ph.SR
The shock-heated atmosphere of an asymptotic giant branch star resolved by ALMA
我们目前对类太阳恒星演化末期的化学和质量损失过程的理解，关键取决于对扩展恒星大气中对流、脉动和冲击的描述。三维流体动力学恒星大气模型提供了观测预测，但到目前为止，解决方案，以约束复杂的温度和速度结构中看到的模型一直缺乏。在这里，我们提出了亚毫米波连续谱和线观测，解决了大气的渐近巨星分支星W Hya。我们发现，热气体的色球特征存在的恒星周围。它的填充因子被证明是小的。这种气体的存在要求激波的冷却时间比通常假设的要长。一个冲击热层将是恒星对流、脉动和化学模型的重要组成部分，这些模型是我们目前对恒星演化后期理解的基础。
2017-11-03 astro-ph.SR
Elusive helium stars in the gap between subdwarfs and Wolf-Rayet stars~II. Nonlinear pulsations of stripped helium stars
本文首次揭示2至7倍太阳质量剥离氦星因氦电离κ机制产生非线性径向脉动，给出不稳定区域、振幅周期规律及银河系中约1000颗此类天体的估算。
2025-04-09 astro-ph.SR
Stellar pulsations of solar-like oscillators with CoRoT and Kepler
今天，由于CoRoT和开普勒空间任务提供的观测，星震学正在进入黄金时代。特别是，我们将在理解类太阳振荡星的结构和演化方面取得重大进展。这些恒星具有由近表面对流随机激发的声学模式。由于这两个任务已经提供的观测结果，我们已经探测到几百颗恒星在主序星中显示出类似太阳的振荡，在红巨星分支中有几千颗。在这里，我给一个概述的最重要的结果，从两个任务的恒星物理学和潜在的使用asteroseismology的特点恒星窝藏行星的现状。
2010-12-31 astro-ph.SR
Asteroseismology of luminous red giants with Kepler I: Long Period Variables with radial and non-radial modes
虽然长周期变星（LPV）已经被广泛研究，特别是与麦哲伦云的OOO和OGLE数据，仍然存在着公开的问题，在他们的脉动的激发机制，径向顺序和角度分配。在这里，我们对4年开普勒任务观察到的LPV进行了星震分析。使用互相关方法，我们检测明确的脉动脊与径向基模（$n=1$）和泛音（$n\geqslant2$），其中径向顺序分配是通过使用理论频率和观测频率。我们的研究结果证实，在半正则星系中看到的振幅变化与类似太阳的振荡是一致的。我们确定，偶极子模式，$l=1$，是占主导地位的径向订单的$3\leq n \leq6$，和四极模，$l=2$，是占主导地位的第一泛音$n=2$。使用Gaia DR 2松弛度对地震标度关系进行的测试揭示了当$ν_{\rm max}$ $\lesssim$ 3 $μ$ Hz（R $\gtrsim$ 40 R $_{\odot}$，或log $\rm L/L_{\odot}$ $\gtrsim$ 2.6）时，这种关系破裂的可能性。我们的脉动振幅和周期的均匀测量3213 LPV探测脉冲对质量损失的影响将是非常有价值的，特别是在那些恒星的周期在60天左右，这已被认为是一个阈值的大量脉冲触发的质量损失。
2020-01-29 astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamics models of AGB stars. Effects of convection and radial pulsations on atmospheric structures
内容：随着空间分辨率的提高，对渐近巨星分支（AGB）恒星的观测揭示了各种尺度上大气过程复杂性的新层次。目的：为了分析导致观察到的图像中的不对称和表面结构的物理机制，我们使用详细的AGB星的3D动力学模拟;这些模拟自洽地描述对流和脉动。研究方法：我们使用的CO 5 BOLD辐射流体动力学代码，以产生一个探索性的网格的全球“星在一个盒子”模型的外部对流信封和AGB星的内部大气研究对流，脉动和冲击波及其对恒星和数值参数的依赖。结果如下：模型动力学是由长期的巨对流细胞，短寿命的表面颗粒，和强大的，径向，基模脉动的相互作用。径向脉动和较短波长的行波声波在大气中引起各种尺度的冲击。对流、波和冲击都对动力压力有贡献，因此，增加了恒星半径，并使物质悬浮到可以形成尘埃的层中。因此，由此产生的脉动周期和恒星半径的关系被转移到更大的半径相比，非线性的一维模型。脉动周期对光度的依赖关系与观测到的关系符合得很好。脉动模式与非定常对流的相互作用引起偶尔的振幅变化和相移。脉动的规律性随着重力的减小而减小，因为对流单体的相对尺寸增大。模型恒星没有明确的表面。相反，光是从一个非常广泛的不均匀的大气层发出的，具有复杂的动态图案的高对比度特征。
2017-02-17 astro-ph.SR
V391 Peg: identification of the two main pulsation modes from ULTRACAM u'g'r' amplitudes
V391 Peg（HS 2201 +2610）是一颗极水平分支亚矮星B（sdB），它是一颗具有p-和g-模式振荡的混合型变星，拥有一颗3.2/sini M_Jup的行星，其轨道距离约为1.7 AU。为了改善恒星的特性，我们测量的脉动振幅在u 'g'r' SLOAN光度带使用ULTRACAM在威廉赫歇尔4.2米望远镜，我们将它们与理论值进行了比较。本文给出的初步结果表明，在349.5和354.1 s处的两个主脉动周期分别为径向和偶极模式。这是第一次，多个模式的度指数已被唯一确定的sdB星一样微弱的V391 Peg（B=14.4），证明了测光绝对是一个有效的技术，以限制模式识别，提供了足够高的数据质量。
2010-05-17 astro-ph.SR
Properties of self-excited pulsations in 3D simulations of AGB stars and red supergiants
本研究利用CO5BOLD三维辐射流体动力学“盒中恒星”模拟，分析AGB星和红超巨星的自激脉动周期及其与恒星参数的关系，并提出质量估算公式。
2024-07-04 astro-ph.SR
A temporal study of oxygen-rich pulsating variable AGB star, T Cep: Investigation on dust formation and dust properties
脉动被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星尘埃质量损失的主要原因。我们提出了一个时间的研究T Cep，一个长周期的米拉变量，使用七个ISO SWS光谱，涵盖了16个月的时间在一个单一的脉动周期。所观察到的光谱尘埃功能的变化，这米拉的脉动周期。一般来说，光谱特征的整体明显变化可以归因于尘埃温度的变化，这是由中心恒星的内在脉动周期造成的。然而，并不是所有的功能变化都很容易解释。根据与几种潜在矿物的实验室光谱的直接比较，尘埃最好用富含铁的硅酸盐晶体来解释。这些发现与目前流行的尘埃形成假说相矛盾。
2011-03-25 astro-ph.SR
Pulsating hot O subdwarfs in Omega Cen: mapping a unique instability strip on the Extreme Horizontal Branch
我们提出了一个广泛的调查，在极水平分支（EHB）恒星在欧米茄Cen之间的快速闪烁。所进行的观测包括近100小时的时间序列测光以及低分辨率光谱学。我们获得了大约300颗EHB星的测光结果。基于光谱，我们得到了可靠的值的log g，Teff和log（N（He）/N（H））的38个目标，以及估计的有效温度为另外9个目标。该调查共发现了五个快速变量，其多周期振荡在85到125秒之间。在光谱上，它们形成了一组均匀的富氢亚矮星O，聚集在48，000到54，000 K之间。对于每一个变量，我们能够测量两个和三个重要的脉动被认为构成独立的谐波振荡。除了快速变星，我们还发现了一颗EHB星，它的光度变化具有明显的周期性，约为2700 s，我们初步认为这可能是由近距离双星中的椭球变化引起的。使用重叠的光度学和光谱学样本，我们能够映射一个经验的欧米茄岑不稳定带。这可以直接与蒙特利尔“第二代”车型预测的脉动驾驶进行比较。我们发现p模激发发生的区域是分叉的，并且在29，000 - 36，000 K之间发现快速亚矮星B激发子的众所周知的不稳定带被50，000 K以上的第二个不稳定带补充。虽然在定量层面上仍然存在重大挑战，但我们认为，驱动热B亚矮星中脉动的相同卡帕机制也负责在omega Cen变量中观察到的快速振荡的激发。
2016-02-17 astro-ph.SR
The impact of pre-white dwarf evolution on the pulsational properties and asteroseismological inferences of ZZ Ceti stars
鲸鱼座ZZ恒星是脉动的白矮星，在核心氦燃烧（CHeB）和热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段，有一个碳氧核心（或可能是最大质量的恒星）。通过利用星震学解释它们的脉动周期，可以推断它们的起源和演化的细节。鲸鱼座ZZ星的脉动光谱与其内部化学结构密切相关。目前，有几个影响化学剖面的过程仍然没有准确确定。我们目前的不确定性的影响，在白矮星祖先的预期脉动性能和恒星参数推断的ZZ鲸鱼座恒星的星震拟合演化的研究。我们的分析是基于一套碳氧核心白矮星模型，来自全面的进化计算从ZAMS的ZZ Ceti域。我们考虑的模型中，我们改变了热脉冲的数量，过冲量，和碳-α反应速率在其不确定性。我们探讨了这些主要的不确定性在先前的化学结构和预期的脉动谱演化的影响。我们发现，这些不确定性产生显着变化的g-模式脉动周期被发现在TP-AGB阶段最相关的脉动属性和星震学派生的恒星参数的ZZ鲸鱼座恒星。我们的结论是，白矮星的祖先演化的不确定性，应考虑到这些脉动星的详细的星震学分析。
2018-09-24 astro-ph.SR
The Pulsation of AGB Stars in the Magellanic Cloud Clusters NGC 1978 and NGC 419
麦哲伦星云NGC 1978和NGC 419都含有大量的脉动AGB星，富氧和富碳。每个星团还包含两颗脉动渐近巨星分支（AGB）星，它们是具有大质量损失率的红外源。脉动质量已获得的AGB变量，从最低的光度O-丰富的变量，以最先进的红外光源。发现NGC 1978中的恒星在AGB早期的质量为1.55 Msun，而NGC 419中的恒星在AGB早期的质量为1.87 Msun。这些群众是在良好的协议与预期的集群年龄确定的主序列关闭拟合。非线性脉动模型拟合到高度演化的AGB星表明，大量的质量损失发生在AGB演化的这些恒星。对AGB上观测到的质量损失和AGB尖端光度的检验表明，在这两个星团中，根据Vassiliadis和Wood（1993）的公式计算的质量损失率相当好地再现了观测结果。由Blocker（1995）公式计算的质量损失率使两个星系团的AGB在一个非常低的光度处终止。
2010-06-16 astro-ph.SR
Study of the Thermal Pulsation of AGB Stars
本文对3 M $_{\odot}$中的第三次发现进行了系统的研究。该模型从主序列发展到渐近巨分支（AGB）。中等质量恒星是重要的，因为它们通过慢中子捕获核合成做出了重要贡献。这项工作的目的是深入了解AGB星在热脉动过程中的行为。这项调查是基于扩展的数值模拟的演变阶段和完整的，一致的AGB模型计算。特别是，脉动过程中的对流结构将进行研究，特别强调史瓦西边界的稳定性分析，最终将确定第三次疏浚（以下简称TDUP）的发生。我们提供了一个简短的描述，我们更新的进化代码，并主要集中在14热脉冲后获得TDUP。我们详细说明了非标准的治疗对流称为“过冲”，其效率在实现TDUP事件与热脉动（氦壳闪光）。然而，我们对TDUP事件背后的物理知识以及对超调机制的理论描述存在令人尴尬的差距，因此在恒星建模中没有得到适当的处理。这并不奇怪，特别是对于恒星模型中对流等重要混合机制的过度简化描述。然而，由于这样的事件驱动的$^{13}$ C核合成的兴趣，以下的S-过程激活，我们提出了一个全面的评估，这个过程及其影响的计算将进一步进行不同的方向。
2014-10-07 astro-ph.SR
Post-common envelope binary stars: Radiative Levitation and Blue Large- Amplitude Pulsators
在最近发现一类新的脉动星--蓝色大振幅变星（BLAPs）之后，对太阳质量为0.3和0.46的后共包络（CE）抛射星的演化模型进行了脉动稳定性分析。这些模型随后分别演化为低质量的氦白矮星和核心燃烧氦的极端水平分支恒星。我们调查的原子扩散，特别是辐射悬浮，对模型的脉动行为的影响。我们发现，当模型具有与BLAPs相当的有效温度时，包含辐射悬浮允许重金属的充分增强，以产生与BLAPs中观察到的周期类似的不透明度驱动的基模脉动。
2018-11-27 astro-ph.SR
An extensive grid of DARWIN models for M-type AGB stars II. Effects of pulsation periods on wind properties
Uppsala University（乌普萨拉大学）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究M型AGB恒星脉动周期对风属性的影响，通过比较基于经验P-L关系与周期-平均密度关系的DARWIN模型，发现风属性与\(L_*/M_*\)相关，周期影响大气动力学，周期-平均密度关系利于模型与观测比较。
2026-07-24 astro-ph.SR
Just how hot are the $ω$ Centauri extreme horizontal branch pulsators?
过去基于光谱学的研究表明，五个$ω$ Cen恒星形成了一个相当均匀的富氢亚矮星O群，有效温度约为50 000 K。这将恒星置于$g$ $-$ Teff对数图中理论不稳定带的红边之下，在那里预计不会激发脉动模式。我们的目标是确定这种温度差异是否真实，或者恒星的有效温度是否被低估了。我们提出了一个光谱分析的两个快速脉动的极端水平分支（EHB）恒星发现的$ω$岑。我们获得了两个$ω$ Cenerator V1和V5的Hubble Space Telescope/COS UV光谱，并利用UV金属线的电离平衡来更好地约束它们的有效温度。作为一个副产品，我们还获得了FUV光曲线的两个发光体。使用N IV和N V线的相对强度作为温度指示器，产生接近60 000 K的Teff值，比先前导出的温度显著更热。根据FUV光变曲线，我们能够确认从光学数据中已知的主要脉动周期。紫外光谱显示的有效温度比之前假设的要高，sdO星现在应该在预测的不稳定带内被发现。这种较高的温度也提供了一致的光谱质量为我们以前研究的样品的冷和热EHB恒星。
2017-02-24 astro-ph.SR
Constraining intrinsic S-type AGB masses and third dredge-up using pulsation
本文结合可见光光变曲线、Gaia DR3距离、恒星演化与线性脉动模型估计内禀S型AGB恒星初始质量，发现其峰值为1.3–1.4太阳质量且存在低至1太阳质量的天体，对第三次挖掘阈值提出新约束。
2025-10-21 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
Impact of helium diffusion and helium-flash-induced carbon production on gravity-mode pulsations in subdwarf B stars
真实的恒星模型对于星震学的正演模拟方法至关重要。然而，出于实用性，还需要某些模型假设。例如，在亚矮星B星的情况下，人们通常从零年龄的水平分支结构开始，而不遵循祖先的演化。我们分析了亚矮星B模型中常见假设对g模脉动性质的影响。我们调查的脉动周期是否以及如何影响的核心包层过渡区的H-配置文件。此外，在核心氦闪期间的C-生产和对流混合的影响进行了评估。最后，我们重新分析了恒星不透明度对亚矮B星模激发的影响。我们发现，氦沉降导致的G-模式不稳定域的理论蓝边更高的有效温度的转变。这导致与观察到的长周期sdB振荡器的不稳定带更接近的匹配，特别是对于l<=3模式。我们进一步表明，g-模式的光谱是非常敏感的H-配置文件的核心包络过渡区。如果原子扩散是有效的，那么轮廓的初始形状的细节在演化过程中变得不那么重要。扩散加宽了化学梯度，导致较低的有效模式捕获和不同的脉动周期。此外，我们报告的可能后果的氦闪光的g模式。闪光引起的对流区域的外缘引入了额外的化学过渡的恒星模型，和相应的尖峰在布伦特-Vaisala频率产生一个复杂的模式捕获签名的周期间隔。
2009-10-29 astro-ph.SR
Stellar Evolution in Real Time: Models Consistent with Direct Observation of Thermal Pulse in T Ursae Minoris
恒星演化的大多数方面进行得太慢，无法在人类的时间尺度上直接观察到一颗恒星。热脉冲渐近巨星分支是一个例外。将最先进的建模技术与业余天文学家几十年来收集的观测数据相结合，首次提供了识别恰好处于这一演化阶段的恒星的机会。在这项研究中，我们表明，在明亮的北部变星小熊座T的快速脉动周期的变化和相关的半径减少是由最近开始的热脉冲。我们证明，T UMi过渡到一个双模式脉动状态，我们利用其asteroseismic功能，以限制其基本的恒星参数。我们使用MESA的演化模型和GYRE的线性脉动模型来同时跟踪具有不同质量的模型的结构和振荡演化。我们应用一个复杂的迭代采样方案，以实现时间分辨率$\le10$年的发病相关的热脉冲。我们报告了T UMi的初始质量为$2.0\pm0.15\, \mathrm{M}_\odot$，年龄为$1.17 \pm 0.21$ Gyr。这是迄今为止对单个渐近巨星分支恒星最精确的质量和年龄测定。我们的模型的最终测试将是实时持续观察其演变：我们预测，T UMi的脉动周期将继续缩短几十年，然后随着恒星半径的扩大而反弹并开始再次延长。
2019-06-04 astro-ph.SR
Pulsation-induced atmospheric dynamics in M-type AGB stars. Effects on wind properties, photometric variations and near-IR CO line profiles
渐近巨星分支（AGB）恒星的风驱动通常被认为是一个两步过程。首先，恒星大气中的物质被恒星脉动引起的冲击波悬浮，其次，这些物质被尘埃上的辐射压力加速，导致风。在动力学大气和风模型中，恒星脉动的影响通常是通过一个简单的内边界公式来模拟的。我们测试的M型AGB恒星的动力学模型的样本，我们保持恒星参数固定的值的一个典型的米拉变量的特征，但不同的内边界条件。目的是评估对由此产生的大气结构和风特性的影响。模型的结果进行了比较，观察到的质量损失率和风速，测光，径向速度曲线，并从一维径向脉动模型的结果。动力学大气模式的计算，使用DARWIN代码的光球速度和光度变化的不同组合。通过引入恒星表面的最大膨胀和光度之间的偏移和/或通过使用光度变化的非对称形状来改变内边界。与观测结果相比，得出真实风速和质量损失率的模型也产生了真实的光度变化。为了使模型也能再现Mira星的特征径向速度曲线（来自CO $Δv = 3$线），必须在光度和径向变化的最大值之间引入0.2的总相移。我们发现，一组模型与不同的边界条件（29个模型，包括模型与标准边界条件）的结果在现实的速度和质量损失率，并在光度变化。
2017-06-26 astro-ph.SR
Why do hot subdwarf stars pulsate?
热亚矮星B星（sdBs）是红巨星的剥离核心，位于水平分支最蓝的延伸部分。在这些恒星中发现了几种不同的发光体。驱动这些脉动的机制是众所周知的，理论上预测的短周期p-模式和长周期g-模式振荡器的不稳定区域与观测到的分布相当匹配。然而，目前还不清楚为什么只有一小部分sdB恒星有脉动，而其他参数非常相似的恒星却没有脉动。从一个观察者的角度来看，我审查可能的候选人失踪的参数，使sdB星脉动或不。
2015-10-19 astro-ph.SR
Heavy Element Nucleosynthesis in the Brightest Galactic Asymptotic Giant Branch stars
我们提出了更新的恒星演化序列的计算和详细的核合成预测的最明亮的渐近巨星分支（AGB）的恒星在银河系的质量之间的5 Msun到9 Msun，与初始金属丰度Z =0.02（[Fe/H] = 0.14）。在我们之前的研究中，我们使用了Vassiliadis & Wood的质量损失率，它一直保持在低水平，直到脉动周期达到500天，然后超级风开始。Vassiliadis和Wood指出，对于超过2.5百万日的恒星，超级风应该延迟到P ~ 750天，在5百万日。我们计算的进化序列，我们延迟发作的超级风脉动周期的P ~ 700-800天的模型M = 5，6，和7 Msun。后处理核合成计算表明，6 Msun和7 Msun模型产生的Rb最多，[Rb/Fe] ~ 1 dex，接近于大多数银河系富Rb星的平均值（[Rb/Fe] ~ 1.4 ± 0.8 dex）。改变22 Ne + α反应的速率会导致[Rb/Fe]在具有延迟超风的模型中的变化高达0.5 dex。最大的富集重元素的模型，采用NACRE率的22 Ne（a，n）25 Mg反应。使用这个速率可以使我们最好地匹配大多数富Rb恒星的组成。然后使用合成进化算法来去除剩余的包络，导致最终的[Rb/Fe]为~ 1.4 dex，尽管C/O比> 1。我们的结论是，延迟的超级风可能占大Rb的过剩观察到的最明亮的富含金属的AGB星。
2012-04-18 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties
在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。
2015-01-30 astro-ph.SR
Asteroseismology of ZZ Ceti stars with fully evolutionary white dwarf models: I. The impact of the uncertainties from prior evolution on the period spectrum
鲸鱼座ZZ恒星是脉动的白矮星，在核心氦燃烧和热脉冲渐近巨分支阶段，有一个碳氧核心。通过利用星震学解释它们的脉动周期，可以推断它们的起源和演化的细节。鲸鱼座ZZ星的脉动光谱与其内部的化学结构密切相关。目前，有几个影响化学剖面的过程仍然没有准确确定。我们提出了一个研究的影响，目前的不确定性的白矮星的形成和演化的ZZ鲸鱼座恒星的预期脉动性质。我们的分析是基于一组碳氧核心白矮星模型与质量$0.548$和$0.837 M_{\sun}$来自全面的进化计算从ZAMS的ZZ Ceti域。我们已经考虑了模型，在这些模型中，我们改变了热脉冲的数量、过冲的量以及$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率，但这些反应速率都在其不确定性范围内。我们探讨了这些主要的不确定性在先前的化学结构和预期的脉动谱演化的影响。我们发现，这些不确定性产生显着的变化，在$g$模式的脉动周期。我们的结论是，白矮星祖先演化的不确定性，应考虑到这些脉动星的详细asterseismological分析。
2016-12-01 astro-ph.SR
Dynamical Mass Loss at the End of TP-AGB stars
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Henan Normal University（河南师范大学）
研究TP-AGB阶段恒星参数与包层动力学的关系，探讨包层不稳定性作为末期质量损失机制的可能性，发现包层质量下降导致脉动周期和径向振幅增加，可能在数百年内引发剧烈脉动并抛射剩余包层。
2026-01-26 astro-ph.SR
The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods
背景：Miras是长周期的变量，被认为是在渐近巨分支（AGB）阶段的演变。在大约百分之一的已知Miras中，脉动周期正在变化。据推测，这种变化周期是这些恒星最近热脉冲的结果。目的：我们的目标是澄清这些恒星的演化状态，特别是确定它们是否处于热脉冲（TP-）AGB阶段。研究方法：一个重要的信息，一直被忽视，迄今为止，当确定的演化状态是放射性的s-过程元素锝（Tc）的存在。我们获得了高分辨率，高信噪比的光学光谱的十几个突出的米拉变量与变化的脉动周期，以寻找这个指标的TP和疏浚。我们还使用光谱来测量锂（Li）丰度。此外，我们建立了我们的样本恒星的演化状态，通过他们的现代周期和光度。结果：在该计划观测的12颗样本星中，发现5颗显示出Tc的吸收线。BH Cru被发现是一颗碳星，它的周期在过去几十年中可能已经停止增长。我们报告了一个可能的开关在脉动模式的T UMi从米拉半定期的变化，在过去的两年。另一方面，R Nor可能是一颗质量相当大的AGB星，这对所有蜿蜒的Miras来说都是如此。最后，我们将RU Vul分配给贫金属厚盘，其性质与短周期贫金属Miras非常相似。结论：我们的结论是，有没有明确的相关性之间的周期变化类和Tc的存在。最有可能经历过最近TP的恒星是BH Cru和R Hya，尽管它们的周期变化率相当不同。
2011-05-30 astro-ph.SR
The onset of the AGB wind tied to a transition between sequences in the period-luminosity diagram
我们链接的脉冲增强，尘埃驱动的风从渐近巨星分支（AGB）在麦哲伦星云恒星的周期之间的过渡-光度序列（从B到C '）。这种转变发生在约60天的太阳质量的恒星，这代表了大部分的AGB人口：这是同一时期，大量的尘埃生产开始在太阳附近的AGB恒星。它与序列D上的长次级周期（LSP）变率的出现是同时的。第一泛音（B+ C '）和基波（C）模以及（可能）长次级周期（D; LSP）变化的组合振幅似乎驱动质量损失率突然增加到稳定的平台，之前确定为每年几个x 10^-7太阳质量。我们引用这作为证据，脉动是必要的，开始从AGB星的质量损失，这些脉动是显着的控制恒星的质量损失率。我们还表明，LSP的证据可能会演变从长到短的周期，作为恒星的演变，对其他周期光度序列。
2019-01-18 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
Cool, Luminous, and Highly Variable Stars in the Magellanic Clouds from ASAS-SN: Implications for Thorne-Żytkow Objects and Super-Asymptotic Giant Branch Stars
具有不寻常性质的恒星可以提供有关恒星演化和奇异物理学罕见阶段的丰富信息。然而，确定特殊恒星的真实性质往往是困难的。在这项工作中，我们进行了系统的搜索，在麦哲伦云的冷和发光的恒星与极端的变化，不寻常的SMC星和索恩-迪伊特科夫对象（TDOO）候选人HV 2112的属性的动机。使用光变曲线从ASAS-SN，我们确定了38颗恒星的表面温度T $<$ 4800 K，光度$\log$（L/L $_\odot$）$>$ 4.3，变化周期$>$ 400天，和变化幅度$Δ$ V $>$ 2.5马格。这些恒星中的11个具有独特的双峰光变曲线形态的HV 2112。我们使用这12个对象的脉动特性和派生的发生率来约束它们的性质。通过与恒星星族和模型的比较，我们发现其中一颗恒星可能是具有大振幅脉动的红超巨星。对于其他11颗恒星，我们推导出$\sim$ 5-10 M $_{\odot}$的当前质量，低于TtoOs稳定的$\sim$ 15 M $_{\odot}$的理论最小质量，对这种解释产生怀疑。相反，我们发现这些恒星的温度，光度，质量损失率和周期与超渐近巨星分支（s-AGB）恒星的预测是一致的，这些恒星已经开始燃烧碳，但还没有达到超风阶段。我们推断$\sim($ 1 $-$ 7）$\times$ 10 $^{4}$的该阶段的寿命，也与s-AGB解释一致。如果得到证实，这些天体将代表第一个被确认的s-AGB恒…
2020-08-14 astro-ph.SR
Toward a Comprehensive Grid of Cepheid Models with MESA. III. Evolutionary and Pulsation Relations for Models with Core and Envelope Overshooting
Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（法国蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
利用MESA计算2-8M☉模型，研究经典基模造父变星的演化和脉动性质，提供不稳定带边界、年龄、穿越时间、周期变化率以及周期-光度等关系，并分析金属丰度和超射参数的影响。
2026-03-27 astro-ph.SR
Post-common-envelope binary stars, radiative levitation, and blue large-amplitude pulsators
在发现蓝色大振幅脉动星（BLAP）之后，我们建立了经历了高质量损失率共包层（CE）抛射的后红巨星分支星的单星演化模型，并分析了脉动稳定性。原子扩散的影响，特别是辐射悬浮，已被检查。两个主要的模型被认为是CE后的恒星0.31和0.46 M $_{\odot}$。这样的恒星很可能会变成低质量的氦白矮星或者核心燃烧氦的极端水平分支恒星。包括辐射悬浮导致不透明度驱动的脉动在这两种类型的后CE对象时，他们的有效温度是可比的BLAPs，具有类似的周期。在这些模拟中的模型，这是不是在热平衡的不稳定区域的程度，是大于静态模型，在协议与以前的理论。通过与观测结果的比较，并做一些简单的演化假设，我们得出结论，0.31 M的$_{\odot}$星是更有可能的BLAPs的候选者。两种情况下的周期变化率都是负的，因此具有正周期变化率的BLAP的起源仍然不确定。
2018-09-11 astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: VII. Light Curve Studies of Five Medium-bright, Oxygen-rich or Mixed-chemistry Post-AGB/Post-RGB Objects
我们已经监测了超过十年的时间间隔的光变化的五个演变的恒星非常大的中红外线过剩。所有五个物体似乎都有富氧或富氧和富碳混合的化学物质。它们都有不同的光：四个在$\sim$ 0.2 MAG的小范围内，第五个在$\sim$ 0.7 MAG的较大范围内。光谱类型范围从G2到B 0。在三个较冷的恒星中首次发现了周期性脉动，它们是IRAS 18075 $-$ 0924（123天），19207 $+$ 2023（96天）和20136 $+$ 1309（142天）。在较热的行星中没有发现明显的周期性，但它们似乎在几天或更短的时间尺度上变化。两个行星还显示出一些长期周期变化的证据（$\sim$ 4年）。其中三个似乎是原行星状星云，处于恒星演化的后渐近巨星分支（post-AGB）阶段。它们的光的变化是在一般协议与温度之间的关系，脉动周期，和脉动幅度发现在以前的研究PPNe。然而，另外两颗行星的光度似乎太低（1000 $-$ 1500 L $_{sun}$），基于盖亚距离，处于后AGB阶段。相反，它们似乎是最近在麦哲伦星云中发现的尘埃后红巨星分支恒星的银河系类似物，这些恒星的演化可能因与双星伴星的相互作用而中断。如果是这样的话，那么这些将是银河系中发现的第一批尘埃后RGB物体。
2020-08-03 astro-ph.SR
Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars
我们提出了OGLE-BLG-RRLYR-02792 -一个0.26M_sun的食双星系统的组成部分，最近分析的非线性流体动力学脉动模型Pietrzynski等人。该恒星的光和径向速度曲线模仿经典的RR天琴座星，除了在中间的隆起的径向速度曲线的上升支。我们表明，碰撞是由基模和第二泛音之间的2：1共振-相同的机制，导致经典造父变星的赫兹弹簧碰撞进展。该模型允许限制恒星的参数，特别是估计其绝对光度（约33L_sun）和有效温度（约6970 K，接近不稳定带的蓝色边缘）。我们进行了一个模型调查的新一类低质量的类似OGLE-BLG-RRLYR-02792 -产品的演变的二元系统的气体。我们计算了一个网格模型，其质量对应于RR Lyrant变星典型质量的一半（或更少），0.20 M_sun <=M<= 0.30 M_sun，并讨论了由此产生的光速和径向速度曲线的性质。共振凸点的发展是清晰的，可以用来区分这类恒星和经典的天琴座RR型恒星。我们提出的傅立叶分解参数的建模光和径向速度曲线。光变曲线的φ_31傅立叶相位的预期值与在天琴座RR型星中观察到的相差很大，这是新类别的另一个判别式。
2012-10-22 astro-ph.SR
Amplitude variations of modulated RV Tauri stars support the dust obscuration model of the RVb phenomenon
上下文金牛座RV型变星是AGB后的脉动恒星，在离开渐近巨星分支后迅速演化通过不稳定带。它们的光变率主要由径向脉动控制。RVb亚类的成员表现出一种额外的变化，表现为平均亮度的长期调制，对此，最流行的理论都假设双星和某种星周尘埃。在这里，我们地址，如果振幅调制与尘埃遮蔽模型是一致的。目的。我们测量和解释的脉动沿RVb变异的平均振幅的总体变化。方法.我们汇编了RVb型恒星的长期测光数据，包括美国变星观测者协会的目视观测、OGLE和ASAS项目的地基CCD测光以及开普勒空间望远镜对天鹅座DF星的超精密空间测光。在将所有观测值转换为通量单位后，我们测量了脉动振幅的周间变化，并将它们与实际平均通量相关联。结果我们发现了一个令人惊讶的一致的脉动幅度和平均通量之间的相关性：他们的规模与彼此的线性范围很宽的通量和幅度。这意味着当相对于系统通量水平测量时，脉动幅度实际上保持恒定。在微弱状态下的明显振幅下降在文献中早已注意到，但它总是声称是难以解释的RVb现象的实际模型。在这里，我们表明，当使用通量，而不是幅度，振幅衰减是自然的解释周期性的遮蔽从一个大的不透明的屏幕，一个最有可能对应于一个环绕尘埃盘，围绕整个系统。
2017-11-09 astro-ph.SR
