Multimode Cepheids in the Large Magellanic Cloud - challenges for theory
本文将LMC造父变星OGLE-III星表中的多模造父变星数据与模型计算结果进行了比较。模型的径向模式的周期与观察一致，并不总是与已发表的进化模型。非径向模式的解释被认为是不寻常的周期比的情况下。恒星脉动理论面临的最大挑战是如何解释周期比接近0.6的双模振荡。
2009-07-09 astro-ph.SR
Anchors for the Cosmic Distance Scale: the Cepheids U Sgr, CF Cas and CEab Cas
新的和现有的X射线，UBVJHKsW（1-4）和光谱观测进行了分析，以限制M25，NGC 7790和尘埃沿其视线的基本参数。星团特别重要，因为它们拥有经典的造父变星U Sgr，CF Cas，以及视觉双星造父变星CEa和CEb Cas。多波段分析的精确结果，以及从大约140年的观测中全面确定造父变星的周期演化（dP/dt），有助于解决人们对星团及其关键造父变星成分的担忧。具体来说，M25和NGC 7790的距离分别是630+-25秒差距和3.40+-0.15千秒差距。
2013-11-04 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
The One-Zone Model of Cepheid's Pulsations by Zhevakin, Reconsidered
本文考虑了非绝热径向恒星脉动的单区模型。与Zhevakin最初的工作相反，三α过程是研究中恒星内部的基本热核聚变反应。该模型有四个无量纲数。对于真正的造父变星，这些无量纲数的大小估计。研究发现，辐射约束和热核能量产生的无量纲数都小于1，即在所研究的模型中，纯流体动力学效应占主导地位。在这种情况下，模型系统简化为众所周知的Bhatnagar和Kothari方程，该方程描述了绝热径向脉动。但该方程的解并不具有造父变星实际曲线的许多特征（如光度曲线关于中周期点的不对称性）。因此，所考虑的模型不能令人满意地描述造父变星的脉动。本文简要地讨论了构造一个适当简化的恒星脉动模型的问题。
2014-09-30 astro-ph.SR
On the evolutionary and pulsation mass of Classical Cepheids: III. the case of the eclipsing binary Cepheid CEP0227 in the Large Magellanic Cloud
提出了一种新的贝叶斯方法来约束LMC中食双星CEP0227的内禀参数（恒星质量、年龄）。我们计算的进化模型涵盖了广泛的化学成分和恒星质量。通过忽略或包括一个温和的对流核心过冲（β = 0.2）在中央H-燃烧阶段的模型构建独立的集。通过忽略或假设典型（eta = 0.4，0.8）或增强（eta = 4）质量损失率也构建了模型。在三个不同的平面上计算了这些解：光度-温度、质量-半径和重力-温度。通过使用贝叶斯因子，我们发现，最可能的解决方案是在重力-温度平面与高斯质量先验分布。在假设对流核适度过冲（β = 0.2）和正则质量损失率（eta = 0.4）的条件下，所建立的演化模型给出了造父变星的初始质量M = 4.14 ^{+0.04}-0.05} Msun和次级质量M = 4.15 ^{+0.04}-0.05} Msun，与动力学测量结果在1%的水平上一致。此外，我们还发现两个组分和组合系统的年龄t = 151 ^{+4}_{-3} Myr在5%水平上一致。基于忽略质量损失的进化模型的解决方案获得类似的参数，而那些基于考虑增强的质量损失或忽略对流核心过冲的模型的解决方案具有较低的贝叶斯因子和较大的置信区间。对质量损失率的依赖性可能是我们用来模拟这种现象的粗略近似的结果。利用最概然解的等时线和高斯先验，我们得到了距离模18.53 ^{+0.02}-0.02} mag和红化值E（B-V）=…
2012-02-13 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of six southern Cepheids
我们提出了六个明亮的银河系造父变星的光度和光谱数据的分析：船底座GH，V419半人马座，V898半人马座，船尾座AD，人马座AY，和ST Velorum。根据新的径向速度数据（在某些情况下补充了文献中的早期数据），这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。V898 Cen是已知的造父变星双星中轨道径向速度振幅最大的一颗（> 40 km/s）。这些数据不足以确定这些新的光谱双星的轨道周期或其他轨道要素。这些发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。我们还收集了所有可用的测光数据，揭示了AD Pup的脉动周期，在这个样本中最长的造父变星，是不断增加的Δ P = 0.004567 d/世纪，可能是由恒星演化。叠加在AD Pup的抛物线O-C图上的波形图案很可能是由双星系统中的光时效应引起的。ST Vel也以持续增加的周期脉动。其他四颗造父变星的特征是在过去的半个世纪里具有稳定的脉动周期。
2013-01-31 astro-ph.SR
V473 Lyr, a modulated, period-doubled Cepheid, and U TrA, a double-mode Cepheid observed by MOST
基于空间的光度测量首次揭示了造父变星脉动中的低振幅不规则性，但它们的起源以及它们发生的频率仍然不确定。为了研究这一现象，我们提出了MOST空间望远镜测光的两个造父变星。天琴座V473是一颗第二泛音的强烈调制造父变星，而南三角座U则是一颗同时以基本振型和第一泛音脉动的造父变星。这种近乎连续的高精度测光揭示了天琴座V473中周期振幅的变化，这是在经典造父变星中发现的第一例倍周期。在U TrA中，我们尝试性地将一个峰确定为$f_X$或0.61型模式，该模式通常与造父变星中的第一径向泛音一起出现，但由于数据长度较短，我们不能排除它是一个组合峰。获得了地面测光和光谱，以跟踪V473 Lyr的两个调制周期，并更好地确定其物理参数。同步数据产生的相位滞后参数（光度和径向速度的最大值之间的相位差）的第二次泛音造父变星的第一次。我们没有发现任何证据的一个周期的变化，在U TrA或能量交换之间的基本模式和第一泛音在过去的50年里，相反的早期迹象。天琴座V473的倍周期提供了一个强有力的论据，即模式相互作用确实发生在某些造父变星中，我们可以假设它可能是振幅调制的背后，就像最近对Blazhko RR天琴座恒星提出的那样。
2016-12-20 astro-ph.SR
Anchoring the Distance Scale via X-ray/IR Data for Cepheid Clusters: SU Cas
新的X射线（XMM-牛顿）和JHK（OMM）的星团Alessi 95的成员，特纳等人。（2012）发现的经典造父SU Cas，与UCAC 3（自行）和2 MASS观测一起使用，以确定精确的星团参数：E（J-H）=0.08+-0.02和d=405+-15 pc。随后在星团、脉动、IUE和三角距离（d=414+-5（se）+-10（sd）pc）之间达成共识，将SU Cas置于一组选定的附近基本造父变星校准物（Delta Cep，Zeta Gem）中。高分辨率的X射线观测可以用来扩大样本，因为这些数据被证明与识别许多与SU Cas相关的恒星有关。获取更多磁场的X射线观测数据可能有助于改进造父变星用于约束H_0的校准。
2012-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CoRoT discovery of a unique triple-mode cepheid in the galaxy
利用在系外行星领域观察到的CoRoT宝藏恒星，可以在银河系中探测到一个不寻常的三模造父变星，CoRoT 0223989566。最大振幅和周期比为0.80的两个模式被识别为第一（P1=1.29 d）和第二（P2=1.03 d）径向泛音。第三个周期是最长的周期（P3=1.89 d），它的振幅最小，但能与其它两个周期产生组合项。第一泛音周期与第三泛音周期之比为0.68，这是一个不寻常的特征。它的识别与基本的径向或非径向模式进行了讨论相对于类似的情况下，麦哲伦云。在这两种情况下，周期三重态和各自的比率使恒星在我们的银河系中独一无二。根据周期光度关系和银河系坐标计算出的距离，将CoRoT~0223989566置于银河系外臂的富金属环境中。
2014-10-30 astro-ph.SR
Effects of metallicity on mode switching in Cepheids
利用恒星脉动的非线性理论方法，研究了造父变星的模式转换与主序星质量$M_0$和比氦重的元素丰度$Z$的关系。核心-氦燃烧造父变星的演化和流体动力学模型网格由30个初始质量为$5.7M_\odot\le M_0\le 7.2M_\odot$和$Z=0.014$，0.018，0.022的恒星演化序列表示。对于所考虑的值的$Z$的周期的基本模式和第一泛音在振荡模式切换示出依赖于恒星物质的平均密度。第一泛音周期的上限随着$Z$的增加而减小，从$Z=0.014$的$\approx 6.9$天到$Z=0.022$的$\approx 4.1$天。理论上的周期-半径关系与$Z$无关，并且与最近基于Baade-Wesselink方法的造父变星半径测量值吻合得很好（在2.5%以内）。利用观测估计的周期和周期变化率，导出了短周期造父变星CG Cas的基本参数。这颗星被证明是第一个泛音变星。
2021-06-29 astro-ph.SR
Analysing the spectral energy distributions of Galactic classical Cepheids
对477个经典造父变星（CC）的光谱能量分布（SED）进行了构造。SED与粉尘辐射转移代码相匹配。四颗恒星显示出大量的中红外或远红外过量，然后拟合包括尘埃成分。这些恒星包括著名的RS Pup，以及三颗（可能是）II型造父变星（T2 Cs），AU Peg，QQ Per和FQ Lac。样本的其余部分与恒星光球层拟合，以获得最佳拟合的光度和有效温度。距离和变红取自文献。这些恒星被绘制成赫兹-罗素图，并与造父变星的演化轨迹和理论上的不稳定带进行比较。对于绝大多数恒星，HRD的位置与CC或T2 C的不稳定带一致。大约5%的恒星是异常值，因为它们比预期的要热或冷得多。与光谱学得出的有效温度的比较表明，在某些情况下，光度法得出的温度是不正确的，这可能与不正确地采用变红有关。在这项工作中，一个小的近红外过量的存在下，已经提出了在文献中的一些著名的造父变星，进行了调查。首先，这是通过使用大约12颗恒星的样本来完成的，这些恒星的中红外光谱是可用的。其次，所有恒星的SED都与尘埃模型拟合，看看是否可以获得统计上显著的更好拟合。将结果与最近的工作进行了比较。提出了八个新的候选人表现出近红外过量，完全基于光度学的SED。需要获得中红外光谱来确认这种过量。最后，周期测辐射热光度和周期半径关系的样本超过370个基模CC。
2020-02-06 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
A suite of classical Cepheids tied to the binary cluster Berkeley 58 \& NGC 7790
本研究利用多波段测光、造父变星周龄关系及 Gaia DR3 数据，确认四颗经典造父变星属于 NGC 7790–Berkeley 58 双星团，并区分邻近但更年轻、更近的 NGC 7788。
2024-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diversity of dynamical phenomena in type II Cepheids of the OGLE collection
本文分析了光学引力透镜实验观测到的924颗来自银河系球核的II型造父变星的测光结果。我们的目标是检测和分析各种动力学现象，包括例如多模脉动、倍周期脉动、周期k脉动或脉动的准周期调制。第一个例子的双模BL赫型恒星，脉动的基本模式和第一泛音模式同时报道。然而，两个双模式的变星并不是孤立的，而是最近发现的一类长周期RRd星的延伸。在三颗BL Her-type星中发现了倍周期效应，其中两颗是以前发现的，一颗是新发现的。通过大量的周期加倍的W Vir星的识别，我们表明，出现的倍周期效应，因此向RV Tau类的过渡，是一个平稳的过程，开始在脉动周期略高于15天。在数十个RV Tau变量中确定了深脉动周期和浅脉动周期的互换。其中一颗RV Tau星是第4周期脉动的有力候选者。首次报道了II型造父变星所有子类中脉动的准周期调制。在16 BL Her，9 W Vir和7 RV Tau星中检测到调制。在最后一种情况下，调制是最有可能的情况，但其他两种情况，非径向模式的激励，或周期4脉动，也可以解释所观察到的脉动模式。在II型造父变星的所有子群中，脉动幅度和周期在不同时间尺度上的不规则变化是普遍的。
2018-09-08 astro-ph.SR
The Super Lithium-Rich Red Giant Rapid Rotator G0928+73.2600: A Case for Planet Accretion?
我们发现了一颗超级富锂K巨星G 0928 +73.2600。这颗红巨星（T_eff = 4885 K，log g = 2.65）是一颗快速自转星，预计自转速度为8.4 km/s，锂丰度异常高，A（Li）= 3.30 dex。虽然缺乏测量的视差排除了确切的演化阶段，但等时线估计的光度将恒星放在赫兹-罗素图上的位置与红巨星分支第一次上升的红色隆起或渐近巨星分支的第二次上升不一致，这两个演化阶段是富锂巨星倾向于聚集的阶段。因此，即使在已经不寻常的富锂巨星群中，G 0928 +73.2600也是特殊的。使用12 C/13 C作为混合的示踪剂-更多的混合导致更低的12 C/13 C-我们发现12 C/13 C = 28，这接近标准第一次疏浚混合的预期值。因此，我们可以得出结论，“额外的”深层混合没有发生。不管演化阶段的模糊性如何，这颗恒星极大的锂丰度和旋转速度都是不寻常的，我们推测G 0928 +73.2600已经从亚恒星伴星中富集了锂和角动量。
2010-10-14 astro-ph.SR
A Panoply of Cepheid Light Curve Templates
我们已经产生了准确的V和I模板光变曲线，使用傅立叶分解和主成分分析的组合，为大样本的造父变星的光变曲线。与以往的研究不同，我们包括短周期造父变星和恒星脉动的第一泛音模式在我们的分析。广泛的蒙特卡罗模拟表明，我们的模板可以用来精确测量造父变星的星等和周期，即使在有几个观测历元的情况下。这些模板非常适合表征偶然发现的造父变星，并且可以与Pan-Starrs和LSST等调查结合使用，其中观测采样可能没有针对造父变星进行优化。
2009-03-26 astro-ph.CO astro-ph.SR
A Cluster of Class I/f/II YSOs Discovered Near the Cepheid SU Cas
初步的限制被放置在一个集群的YSO（J2000 02：54：31.4 +69：20：32.5）发现领域的经典造父SU Cas。WISE 3.4、4.6、12和22 μ m的图像显示，团簇偏离了球形对称，表现出3x 6 '的表观直径。使用2 MASS Ks（2.2 μ m）和WISE测光构造的SED表明，19个（36%）I类、21个（40%）f类和13个（25%）II类物体位于距离聚类中心r<3'处。相反，11个（18%）I类，13个（21%）f类和37个（61%）II类物体被检测到r> 3 '。在r<3'的范围内，大约50%的I类源仅使用WISE测光进行分类，因为2 MASS没有检测到。
2011-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model II. Determination of stellar parameters and abundances
变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气。这种准静态方法在理论上尚未得到验证。我们的目的是调查的有效性的拟静态近似造父变星。我们专注于光谱测定的有效温度$T_\mathrm{eff}$，表面重力$\log \,g$，微湍流速度$ξ_\mathrm{t}$，和一个通用的金属丰度$\log\,A$ -这里采取的铁。我们计算网格的一维流体静力学平面平行模型覆盖的范围内遇到的有效温度和重力的演化过程中的二维时间依赖的包络模型的造父变星计算与辐射流体动力学代码CO 5 BOLD。我们进行1D光谱合成人工铁线在局部热力学平衡变化的微湍流速度和丰度。我们将由此产生的等效宽度拟合到从我们的动力学模型获得的相应值。对于四参数的情况下，恒星参数通常被低估，表现出的偏见，铁丰度的$\approx-0.2\,\mbox{dex}$。为了避免这种偏差，最好将光谱分析限制在光度相位$ϕ_\mathrm{ph}\approx0.3\ldots 0.65$，使用附加信息来确定有效温度和表面重力。流体静力学一维模型大气可以提供恒星参数和造父变星丰度的无偏估计，其脉动的特定阶段。我们确定对流不均匀性是潜在偏差背后的主要驱动因素。为了获得一个完整的视图上的影响时，确定恒星参数的一维模型，多维造父变星大气模型是必要的变量的时间比这里调查。
2017-12-18 astro-ph.SR
Gaia DR3 Open Cluster Cepheids: A Unified Catalog with Calibrated Period-Age and Period-Wesenheit Relations
本研究基于 Gaia DR3 遥远疏散星团样本，通过天体测量和光度测量成员分析识别并确认了 41 颗 OC 造父变星，利用更新的星团参数校准了周期-年龄和周期-Wesenheit 关系，显著扩展了 OC 造父变星样本。
2025-11-01 astro-ph.SR
Lithium in stellar atmospheres: observations and theory
在所有轻元素中，锂是恒星演化最敏感的指示剂。这篇综述讨论了目前关于不同类型的A星、F星、G星和K星大气中锂丰度的数据，以及这些数据与理论预测的一致性。在不同的演化阶段，观测到的锂丰度的变化可以通过以下天体来说明：1）星系晕中的老恒星，其锂丰度log e（Li）=2.2（“锂平台”），比宇宙学模型预测的原始丰度低0.5 dex。2)银盘中的年轻恒星，已被用于估计主序星的当代初始锂丰度log e（Li）=3.2 +/- 0.1。讨论了星系演化过程中星际介质中锂富集的可能来源。3)在银盘中演化的FGK矮星，由于较低的有效温度Teff和质量M而具有较低的log e（Li）。讨论了老团簇中log e（Li）相对于Teff的分布在Teff~6600 K附近的“锂凹陷”现象。4)FGK巨星和超巨星，其中大多数根本没有锂。这一现象与旋转恒星模型的计算结果一致。5)富含锂的冷巨星，log e（Li）> 2.0，形成一个小而神秘的群。只有在低的初始自转速度V0 < 50 km/s的情况下，考虑自转的理论模型才能解释这些恒星的存在。在所有其他情况下，有必要假设最近的锂合成（捕获一颗巨大的行星是一种选择）。6)磁性Ap-stars，锂集中在位于磁极的点。在那里，锂丰度达到log e（Li）=6。在这篇评论中讨论的几乎所有恒星都注意到观测和理论之间的不一致。
2017-01-20 astro-ph.SR
Lithium and proton-capture elements in Globular Cluster dwarfs: the case of 47 Tuc
先前在少数贫金属球状星团（GC）的调查表明，锂和质子捕获元素丰度的测定提供了一个关键的工具，以解决集群内的污染情况。在这封信中，我们提出了Na，O和Li丰度在一个大样本的矮恒星在富含金属的GC 47图格里克。我们发现了一个明确的Na-O的关系，与Carretta等人获得的巨大成员的一致性很好。虽然锂和氧的丰度似乎是正相关的彼此，有一个大的分散，远远超过观测误差，并没有与钠的关系。这些发现表明，由于恒星内部的机制（比Spite高原上的恒星更冷，更富含金属），Li耗尽与负责Na-O关系的通常污染情景相结合。
2010-05-27 astro-ph.SR
Theoretical rates of pulsation period change in the Galactic Cepheids
通过一致的恒星演化和非线性恒星脉动计算，得到了初始质量为5.5 M_ \odot <= Mzams <= 13 M_ \odot，化学成分X=0.7，Z=0.02，周期为1.5天<= P <= 100天的造父变星径向脉动周期变化率的理论估计。根据HR图中的演化轨迹，研究了三个不稳定带交叉点的脉动不稳定性。第一次穿越发生在主序后氦核引力收缩阶段，该阶段在Kelvin-Helmholtz时间尺度内进行，而第二次和第三次穿越发生在热核芯氦燃烧的演化阶段。在不稳定带的每一个交叉的径向脉动的周期是一个恒星演化时间的二次函数。脉动周期变化的理论速率与观测值一致，但观测估计的dP/dt的离散度明显超过了谱带的宽度（δ \log| DP/DT| <= 0.6）在周期-周期变化率图中封闭演化轨迹。造父变星中dP/dt值非常高的大散射的原因之一可能是第一次穿过不稳定带的恒星。它们的比例从Mzams= 5.5 M_ \odot的2%到Mzams= 13 M_ \odot的9%不等。变星αUMi和IX Cas似乎属于这样的天体。
2014-01-25 astro-ph.SR
Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in $5\,M_\odot$ Binaries
要推导出某一特定类别恒星在整个轨道间距范围内的双星参数分布，通常需要综合许多不同观测技术（径向速度、干涉测量、天体测量、测光、直接成像）的结果，每种观测技术都有选择偏差。然而，造父变星-$\sim$ $5\, M_\odot$的冷的、演化的恒星-是一个特殊的情况，因为紫外光谱将立即显示任何比早期A型更热的伴星，{ \it，不管轨道间隔如何}。我们已经使用了{ \it国际紫外探测器}（\IUE）紫外光谱的一个完整的样本，所有76造父变星亮于V=8创建一个列表{ \it所有18}造父变星与同伴更大的质量比$2.0\, M_\odot$。许多这类双星的轨道周期可以从径向速度研究中获得，或者可以从检测到的速度变化中估计出更长周期的系统。在用{ \it哈勃太空望远镜} 3号宽视场照相机进行的一次成像调查中，我们分辨出了三个伴星（$η$ Aql、S Nor和V659 Cen），使我们能够估计出分布的长周期末端的周期。结合这些分离与轨道数据在文献中，我们得到一个公正的分布的二进制分离，轨道周期，和质量比。轨道周期的分布表明，$5\, M_\odot$双星系统的周期比$1\, M_\odot$星短。我们的数据还表明，质量比的分布取决于二元分离和系统的多重性。然而，质量比的分布作为轨道间隔的函数，并不取决于一个系统是二元还是三元。
2013-07-26 astro-ph.SR
Spatial Age Distribution of Classical Cepheids in Spiral Galaxies: The Cases of M31 and M33
本研究首次将改进的周期-年龄-金属丰度关系应用于M31和M33的经典造父变星样本，构建年龄图并发现径向年龄梯度，揭示M31的双环结构和两星系的恒星形成及动力学特征，为旋涡星系演化研究提供新见解。
2025-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical Cepheid Period-Luminosity And Period-Color Relations In Spitzer IRAC Bands
本文根据一系列不同金属和氦丰度的理论脉动模型，研究了Spitzer IRAC波段的合成周期光度关系。这些合成的P-L关系的选择集进行了比较的经验IRAC波段P-L关系最近确定的银河系和麦哲伦云造父变星。对于银河系的情况，从模型组（Y = 0.26，Z = 0.01），（Y = 0.26，Z = 0.02）和（Y = 0.28，Z = 0.02）的综合P-L关系符合经验银河系的P-L关系从哈勃空间望远镜的望远镜望远镜。对于麦哲伦云造父变星，由（Y = 0.25，Z = 0.008）模型集合成的P-L关系与经验的大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）P-L关系都符合。对所有模型集的合成P-L关系的分析表明，IRAC带P-L关系可能不独立于金属丰度，因为P-L斜率和截距可能受到金属丰度和/或氦丰度的影响。我们还推导了IRAC波段的合成周期色（P-C）关系。非零合成的P-C关系，发现某些组合的IRAC带通滤波器和金属。然而，合成的P-C关系与最近发现的银河系造父变星的[3.6]-[8.0] P-C关系不一致。另一方面，如果采用1.0 < log（P）< 1.8的周期范围，则来自（Y = 0.25，Z = 0.008）模型集的合成[3.6]-[4.5] P-C斜率与经验LMC P-C对应物非常一致。
2011-11-08 astro-ph.SR
Accretion of planetary matter and the lithium problem in the 16 Cygni stellar system
天鹅座16星系是由两个质量和年龄相似的太阳类似物组成的。天鹅座16 A周围有一颗红矮星，而天鹅座16 B则有一颗巨行星。这两颗恒星的重元素丰度相似，但天鹅座16 B中的锂元素比天鹅座16 A中的锂元素要少得多，至少是天鹅座16 A的4.7倍。研究天鹅座16星系的兴趣在于这两颗恒星具有相同的年龄和相同的初始组成。目前观察到的差异一定是由于它们不同的演化，与其中一个拥有一颗与另一个相反的行星的事实有关。我们计算了两颗恒星的模型，这些模型精确地符合观测到的地震频率。我们使用图卢兹日内瓦演化代码（TGEC），其中包括完整的原子扩散（包括辐射加速）。我们将预测的表面丰度与光谱观测结果进行了比较，并证实了另一个混合过程是必要的。然后，我们包括吸积诱导指状对流的影响。行星物质的吸积不会改变金属丰度，但会导致锂的破坏，这取决于吸积的质量。地球质量的一小部分就足以解释16 Cyg B表面的锂丰度。我们还检查了铍的含量。在吸积的重物质到恒星表面的情况下，吸积的重元素不留在外对流区，但他们混合向下的指状对流引起的不稳定的$μ$ -梯度。根据吸积的质量，这种混合过程可能会将锂向下输送到其核破坏层，并导致表面额外的锂耗尽。地球质量的一小部分足以解释16 Cyg系统中4.7的锂比。在这种情况下，铍没有被破坏。这样的过程可能在行星宿主恒星中很常见，将来应该在其他情况下进行研究。
2016-01-21 astro-ph.SR
Magneto-convective models of red dwarfs: constraints imposed by the lithium abundance
磁场阻碍了对流的发生，从而改变了低质量恒星中对流包层的热结构：这对磁化恒星中锂的消耗量有影响。为了量化这种影响，我们已经应用了磁对流模型的锂丰度和精确的结构参数是已知的两个低质量的恒星：YY宝石和CU数控。对于这两颗星，我们已经得到的模型，满足以下参数的经验约束：R，L，表面磁场强度，和锂丰度。在YY Gem的情况下，我们得到了一个满足经验约束的模型，其内部磁场为几兆高斯：这样的场强在发电机的范围内，其中场能与对流区内部深处的旋转能均分。然而，在CU Cnc的情况下，锂需要一个内部磁场，这可能是太强的发电机的起源：我们建议可能的替代品，这可能占报告的锂丰度CU Cnc。
2015-01-19 astro-ph.SR
Parallax of Galactic Cepheids from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope: The Case of SS Canis Majoris
我们提出了一个高精度的视差测量12天的造父变星SS大犬座，通过空间扫描与哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）获得。空间扫描使天体测量的精度达到20-40 μ as，比定点观测好一个数量级。SS CMa是第二颗利用HST进行视差测量的造父变星，也是18颗长周期（>~ 10天）造父变星中的第一颗，这些造父变星的选择是为了改善其周期-光度关系的校准，并最终允许确定哈勃常数H_0优于2%。发现SS CMa的视差为348 +/- 38 μ as，对应于2.9 +/- 0.3 kpc的距离。我们还提出了一个改进的静态几何失真的WFC 3获得使用空间扫描观测的校准领域，与一个典型的幅度<~0.01像素的规模为100像素。
2016-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
Multiple stellar populations in NGC 1866. New clues from Cepheids and Colour-Magnitude Diagram
我们进行了一个全面的研究，在年轻的大麦云星系团NGC 1866的恒星星族，结合分析其最好的研究造父变星的一个非常准确的颜色星等图（CMD）从最新的哈勃太空望远镜测光。我们使用贝叶斯方法的基础上，新的PARSEC恒星演化轨道的超调和旋转，以获得年龄和初始旋转速度的五个良好的研究造父变星的集群。我们发现，四个造父变星属于一个最初缓慢旋转的年轻人口（$ 176 \pm 5$ Myr），而第五个是显着老年人，无论是$ 288 \pm 20$ Myr的模型具有高初始旋转速度（$ω_\mathrm{i} \sim 0.9$），或$ 202 \pm 5$ Myr的缓慢旋转的模型。CMD的补充分析排除了后一种解决方案，同时强烈支持存在两个不同的群体，分别为$\sim$ 1.76亿年和$\sim$ 2.88亿年。此外，观测到的多重主序星和转折点表明，较年轻的星群主要由缓慢旋转的恒星组成，就像四颗较年轻的造父变星一样，而较老的星群主要由最初快速旋转的恒星组成，就像第五颗造父变星一样。我们的研究不仅强化了像NGC 1866这样的年轻星团拥有多个种群的概念，而且还暗示第一个种群，即较老的种群，可能继承了母云的角动量，而第二个种群的恒星，年轻的，没有。
2019-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The period-luminosity and period-radius relations of Type II and anomalous Cepheids
方法：在随附的论文（arXiv：1705.00886）中，我们通过构建光谱能量分布（SED）并将其与模型大气和尘埃辐射转移模型（在尘埃过量的情况下）拟合，确定了OGLE-III巡天中发现的LMC和SMC中335个T2 Cs和AC的光度和有效温度。基于这些结果，我们研究PL和PR关系。利用现有的脉动模型，我们推导出的周期光度质量温度金属丰度的关系，然后估计脉动质量的RR天琴座和经典造父变星。结果如下：T2 Cs的PL关系似乎并不依赖于金属丰度，并且，排除尘埃RV Tau星，是$M_{\rm bol}= +0.12 -1.78 \log P$（$P < 50$天）。还提出了基波和第一泛音LMC AC的关系。T2 C的PR关系也表现出很少或没有依赖于金属丰度或周期。我们的首选关系结合了SMC和LMC恒星以及所有T2 C子类，并且是$\log R = 0.846 + 0.521 \log P$。还提出了基波和第一泛音LMC AC的关系。对于短周期T2 Cs、BL Her亚型和AC，来自RR Lyeclium和经典造父变星脉动模型的脉动质量吻合良好，并且分别与文献中的估计值（即$M_{\rm BLH} \sim 0.49$ \msol \和$M_{\rm AC} ~\sim 1.3$ \msol）一致。W Vir星的质量与BL Her星相似，而pWVir星和RV Tau星的质量则不太清楚。对…
2017-05-12 astro-ph.SR
Concerning the Classical Cepheid VIc Wesenheit Function's Strong Metallicity Dependence
证据支持的发现，经典的造父变星VIc期Wesenweg函数是相对不敏感的金属丰度。最近提出的强金属依赖性的可行性进行了评估，通过应用建议的修正（伽玛=-0.8 mag/dex）的距离建立麦哲伦云通过银河系VIc Wesenlaxes校准，这是锚定到附近的十个经典造父变星测量HST的弛豫。由此产生的麦哲伦云的伽马校正距离（例如，SMC，mu（0，gamma）~18.3）与平均值>300个已发表的估计值（NED-D）和一个通用的Wesenektop模板（包含11个Scuti delta，SX Phe，RR Lyrheid和II型造父变星，HST/依巴谷天体）的结果存在显著的差异。相反，采用零校正（即，gamma=0 mag/dex）合并估计。与现有证据相结合，结果表明，造父变星之间的化学成分的变化是一个相对可以忽略的不确定性来源W（VIc）为基础的河外距离和测定的H_0。描述了一种新的方法，其目的是提供额外的银河造父变星校准，以方便随后的评估的VIc Weseneidae功能的相对（中）丰度变化的敏感性。VVV/UKIDSS/2 MASS JHK对旋臂星系团的测光应用来建立精确的星系距离关系，在某些情况下可用于确定较年轻的造父变星的绝对韦森星等。
2011-10-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
A detailed study of Lithium in 107 CHEPS dwarf stars
我们报告的结果锂丰度测定使用高分辨率光谱分析的107富金属恒星的卡兰-赫特福德郡太阳系外行星搜索计划。我们开始了解从这次调查中获得的恒星人口的锂分布。考虑到NLTE效应，根据对所观测光谱中Li I 6708 π ~共振双峰分布的拟合，确定了锂的丰度。我们发现a）快速旋转的恒星往往具有更高的锂丰度，b）在质量更大/温度更高的恒星中，$\log$ N（Li）更高，c）$\log$ N（Li）在演化程度较低的恒星中更高，即\logg较低的恒星，d）金属丰度$>$ 0.25~dex的恒星在其光谱中不显示锂线的存在，e）我们的大多数行星宿主旋转较慢，f）我们估计在两颗SWP星和两颗非SWP星的大气中锂同位素比的下限是\Li $>$ 10。在距离太阳20-170秒差距的45颗恒星的大气中发现了可测量的锂丰度，计算了其他62颗恒星的log N（Li）上限。我们发现锂丰度对\Teff、\vsini有明确的依赖性，而对\logg则不太明显。在\vsini的情况下，我们看到两个序列的恒星：与可测量的锂和上限的log N（Li）。我们的目标中大约有10%是已知的行星。只有两个SWP具有显着的锂丰度，因此我们发现在已知的行星宿主中，具有可检测到的锂的恒星比例低于没有行星的恒星。然而，考虑到我们的行星宿主样本的样本量很小，我们的分析没有显示SWP和没有已知行星的恒星之间锂丰度的任何统计学显著差异。
2017-10-18 astro-ph.SR
Alessi 95 and the short period Cepheid SU Cassiopeiae
新发现的疏散星团Alessi 95的参数是根据现有的光度学和光谱学数据，结合新的观测结果确定的。光谱观测到的SU Cas附近的B型和A型恒星的颜色过剩遵循E（U-B）/E（B-V）=0.83+0.02*E（B-V）的红化关系，这意味着相关尘埃的R值=Av/E（B-V）~2.8。Alessi 95的平均红化E（B-V）_（B 0）=0.35 ± 0.02 s.e.，内禀距离模量Vo-Mv=8.16 ± 0.04 s.e.（+-0.21标准差），d=429+-8 pc，根据ZAMS拟合现有的UBV、CCD BV、NOMAD和2 MASS JHKs观测的星团恒星，估计年龄为10^8.2年。SU Cas是一个可能的星团成员，推测空间红化E（B-V）=0.33+-0.02，光度<Mv>=-3.15+-0.07 s.e.，与泛音脉动（P_FM=2.75 d）相一致，这也与造父变星的光变曲线参数、周期增长率和星团恒星的依巴谷周期一致。有很好的协议的距离估计SU Cas推断集群ZAMS拟合，其脉动视差来自红外表面亮度技术，依巴谷天体，都同意在百分之几。
2012-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Suppression of lithium depletion in young low-mass stars from fast rotation
我们计算旋转的一维恒星演化模型，其中包括修改后的对流区的温度梯度和对流不稳定性的标准的启发旋转三维流体动力学模拟与MUSIC代码进行。在这些3D模拟中，我们发现对流性质强烈依赖于Solberg-Høiland稳定性标准。因此，我们将其纳入一维恒星演化模型取代通常的史瓦西稳定性标准，并修改对流区的温度梯度。为了研究低质量主序星的锂耗尽问题，我们计算了从主序星前到主序星末质量在0.55到1.2之间的一维模型网格。这是一个理想的测试案例，因为这些恒星中的许多都是快速旋转的恒星，锂的消耗速度对恒星结构的变化非常敏感。此外，观测结果表明，慢旋转和锂耗尽之间的相关性，相反的旋转驱动混合的标准模型的预期。通过抑制对流，从而降低对流包络底部的温度，在我们的快速旋转模型中，锂燃烧被强烈淬灭，其程度足以解释在年轻的疏散星团中观察到的锂扩散。
2021-08-23 astro-ph.SR
Period-Age-Metallicity and Period-Age-Color-Metallicity relations for Classical Cepheids: an application to the Gaia EDR3 sample
基于经典造父变星的更新脉动模型，根据关于金属丰度和氦丰度的各种假设进行计算，大致代表小麦哲伦云中的变星（$Z$ = $0.004$ and $Y$ = $0.25$），大麦云云（$Z$ = $0.008$和$Y$ = $0.25$）和M31（$Z$ = $0.03$和$Y$ = $0.28$），和自洽更新的进化预测，我们推导出周期年龄和多波段周期年龄颜色的关系，也考虑到质量-亮度关系的变化。这些结果，结合那些以前推导出的银河造父变星，被用来调查的金属量的影响时，使用这些变量作为年龄指标。特别是，我们发现，金属丰度的变化影响的斜率和零点的上述关系。新的关系被应用于盖亚早期数据发布3经典造父变星的样本。检索到的个人年龄的分布证实，一个更明亮的质量-亮度关系产生更老的年龄和第一泛频放大器被发现集中向老年人相对于基本的在一个固定的质量-亮度关系。此外，在周期年龄和周期年龄颜色关系中包含金属丰度项略微修改了预测年龄。特别是，银河造父变星的选定样本的年龄分布被发现转向稍微老的值，当F-模式的正则关系被认为是在一个固定的太阳化学成分的情况下。在非正则F-模和正则FO-模的情况下，可以发现一个稍微相反的依赖性。
2021-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of Polaris B, Companion of the Nearest Cepheid
北极星是离我们最近且最明亮的造父变星，是莱维特周期光度关系的潜在锚点。然而，它的距离是一个有争议的问题，最近主张视差约为10 mas，而依巴谷的测量值为7.54+/-0.11 mas。我们报告了一个独立的三角视差测定，使用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器（FGS）。北极星本身对于FGS来说太亮了，所以我们测量了它的8等伴星北极星B，相对于背景参考星的网络。我们将FGS相对视差转换为绝对视差，使用从地面测光和光谱分类估计的参考星距离。我们的结果是6.26+/-0.24 mas，甚至比依巴谷发现的还要小。我们注意到依巴谷似乎高估了其他天体的视差，包括已经确定的昂宿星团。我们认为可能的来源，系统误差的FGS视差，但没有发现任何证据，他们是显着的。如果我们的“长”距离是正确的，北极星的高光度表明它是在其基本模式的第二泛音脉动。我们的结果提出了几个难题，包括与麦哲伦云中的二次泛音振荡器相比，北极星的脉动周期较长，以及北极星B的等时线年龄（~2.1 Gyr）和北极星A的年龄之间的冲突。我们讨论的可能性，B是不是一个物理伴星的A，尽管有强有力的证据表明，它是，或其中一颗恒星是合并残留物。这些问题可能会在盖亚为两颗恒星提供照明时得到解决。
2017-12-21 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
Calibrating the Cepheid Period-Luminosity relation from the infrared surface brightness technique II. The effect of metallicity, and the distance to the LMC
银河系外距离尺度直接建立在造父变星周期-光度（PL）关系的基础上，正如大麦云（LMC）中造父变星样本所描绘的那样。然而，大麦哲伦星系是一个矮不规则星系，与用于校准河外距离尺度的大质量螺旋星系截然不同。最近的研究表明，不仅是零点，而且银河系PL关系的斜率显着不同的LMC，对造父变星PL关系的普遍性提出了质疑。我们想用同样的方法，红外表面亮度法（IRSB）和同样的规则，通过描绘两个星系的PL关系，对两个星系的PL关系进行微分比较。IRSB方法是Baade-Wesselink类型的方法，用于确定到造父变星的单个距离。我们应用了一个新修订的校准方法，如在所附的文件（文件I）中描述的36个LMC和5个SMC造父变星，并描绘了新的PL关系，在V，I，J，和K波段以及在光学和近红外的韦森指数。我们提出了509个新的和准确的径向速度测量的样本22个LMC造父变星，扩大我们先前的14颗恒星样本，包括36颗LMC造父变星。IRSB方法的新校准与最近HST对10颗银河系造父变星的视差测量直接相关，我们从36颗独立的LMC造父变星距离中发现LMC质心距离模数为18.45 ± 0.04（仅随机误差）。我们发现金属丰度对Wvi指数γ（Wvi）=-0.23+-0.10 mag/dex以及对斜率的影响显著。另一方面，K波段的PL关系被认为是一个很好的河外标准烛光是金属丰度不敏感的斜率和零点，同时是红化不敏感，并显…
2011-09-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
On Lithium-6 as diagnostic of the lithium-enrichment mechanism in red giants
巨星中锂-7（$\mathrm{^7Li}$）的高丰度表明了影响恒星的非标准物理过程。可能产生这种特征的机制包括来自外部来源的污染，如行星，或内部生产和随后混合到恒星表面。然而，区分不同系列的解决方案已被证明是具有挑战性的，并且目前没有解释所有数据的共识模型。锂-6（$\mathrm{^6Li}$）丰度可能是一个潜在的重要判别因素，因为如果富集来自内部生产或来自吞没，则相对$\mathrm{^6Li}$和$\mathrm{^7Li}$丰度预计是不同的。在这项工作中，我们的模型$\mathrm{^6Li}$和$\mathrm{^7Li}$丰度不同的巨人后，吞没的亚恒星质量的同伴。考虑到$\mathrm{^6Li}$比$\mathrm{^7Li}$更强烈地受到银河系化学演化的影响，$\mathrm{^6Li}$在低金属丰度时不是一个很好的判别式，在低金属丰度时，它在恒星和行星中都很低。对于模拟的金属丰度（[Fe/H] $>-0.5$），我们使用等于太阳值的“最佳情况”初始$\mathrm{^6Li/^7Li}$比率。$\mathrm{^6Li}$在吞噬同伴后显著增加。然而，在金属丰度接近太阳和更高，$\mathrm{^6Li}$信号不会持续很长时间在恒星表面。因此，在富含金属的红巨星中探测到表面$\mathrm{^6Li}$，很可能表明除了行星吞没之外，还有一种机制在富集$\mathr…
2020-05-28 astro-ph.SR
The Valuable Long-period Cluster Cepheid KQ Scorpii and other Calibration Candidates
本文研究了长周期星团造父变星 KQ Sco 作为距离标度锚点的价值，通过多源数据综合分析确定其距离，并提出维护星团造父变星数据库以促进国际共识。
2024-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Variation of Fourier Parameters for Galactic and LMC Cepheids at Optical, Near-Infrared and Mid-Infrared Wavelengths
利用傅立叶分解技术对银河系和大麦云（LMC）造父变星的基模光变曲线进行了分析。我们从文献中收集了银河系和LMC造父变星在光学（{ \it VI}）、近红外（{ \it JHK} $_s$）和中红外（3.6 $\&$ 4.5- $μ$ m）波段的光变曲线数据，并确定了它们的傅里叶参数随周期和波长的变化。我们观察到傅里叶振幅参数的减少和傅里叶相位参数的增加，在一个给定的周期随着波长的增加。我们还发现，在一个固定的周期作为波长的函数的偏度和尖锐度参数的减少。我们应用了一个binning方法来分析的进展，平均傅里叶参数与周期和波长。我们发现，对于长于约20天的周期，傅立叶振幅参数的值急剧增加较短的波长相比，波长长于$J$ -带。我们观察到了Hertzsprung级数随波长的变化。在傅立叶振幅参数的情况下，赫兹波级数的中心周期随波长的增加而增加，在相位参数的情况下，中心周期随波长的增加而减小。我们还观察到银河系和LMC之间的进展的中心期的一个小的变化，大概与金属丰度的影响。这些结果将提供有用的约束恒星脉动代码，将恒星大气模型，以产生造父变星在各个波段的光变曲线。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revising the Milky Way Cepheid Calibration: Quantifying and Correcting for Previously Undetected Distance Modulus Errors in the Gaia-based Multi-Wavelength Period-Luminosity Relations
The Observatories, Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所观测站）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）
该研究通过修正Gaia多波段周期-光度关系中的距离模数误差，提高了造父星距离测量的精度，并为星系距离尺度和哈勃常数的确定提供了更可靠的理论基础。
2026-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable stars in Galactic globular clusters II. Population II Cepheids
本研究在银河系球状星团中识别88颗第二族造父变星，验证周期-光度关系，并用MESA-RSP模型确定不稳定带边缘，为基于第二族恒星的距离阶梯提供几何校准基础。
2025-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Period Change Rates in Large Magellanic Cloud Cepheids Revisited
脉动变星的周期变化率（PCR）是探测其内部结构变化的有用工具，因此也是探测其演化阶段的有用工具。到目前为止，在大麦云云（LMC）中的经典造父变星的PCR已经在这些变量的总人口的有限样本中进行了探索。在这里，我们使用一种基于模板的方法来构建观测到的减去计算的（O-C）周期图，从中我们可以利用哈佛大学天空世纪数字访问（DASCH）光变曲线提供的长时间基线，结合光学引力透镜实验（OGLE），大规模紧凑光环天体（MASSIVE）项目，盖亚的数据发布2，在某些情况下，全天空自动调查（ASAS）。从2315个来源的初始样本中，我们的方法提供了1303个具有精确PCR的LMC经典造父变星的前所未有的样本，这是包括银河系在内的任何单个星系中最大的样本。导出的PCR在很大程度上与理论预期值兼容，正如我们的团队使用恒星天体物理学实验模块（MESA）代码计算的那样，以及文献中类似的先前计算。此外，5个长周期（P>50 d）源在其O-C图中显示出循环行为，这显然与演化变化不一致。最后，根据它们的大的阳性PCR值，确定了两个首次杂交的造父候选者。
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Lithium abundance in a turnoff halo star on an extreme orbit
在我们银河系的老种群中，关闭恒星的锂丰度在金属丰度区间-2.8 \textless{} [Fe/H] \textless{}-2.0内非常稳定，这就定义了一个平台。这些变星的锂丰度明显低于标准大爆炸核合成框架中原始核合成所预测的丰度。人们提出了不同的方案来解释这种差异，以及高原周围锂丰度的分散性非常低。最近发现的极高速恒星WISE J072543.88-235119.7似乎属于旧银河系的人口，似乎是一个极端的晕星在一个绑定，逆行的银河系轨道。在本文中，我们研究的丰度比，特别是锂丰度，在这颗星。分析了WISE J072543.88-235119.7的光谱，测定了Li，C，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Sr和Ba的丰度，其丰度比为典型的老转折星。这颗恒星中的锂丰度与在距离太阳中等距离的贫金属关闭恒星中发现的锂丰度非常一致。这颗高速恒星证实，在一个极端的情况下，锂平台的非常小的散射持续独立于恒星的动力学和运动学特性。
2015-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Overtone Cepheids of the OGLE Magellanic Cloud Collection -- beyond radial modes
我们分析了光学引力透镜实验测光的第一泛音经典造父变星在大，小麦哲伦云寻找额外的周期以外的径向模式。我们使用标准的连续预白化技术在某些情况下，其次是时间依赖性预白化。我们报告的双模径向脉动的新候选人。然而，我们检测到的大多数信号不能用径向模式来解释。我们报告了516颗双周期星，周期比$P_{\rm x}/P_{\rm 1O}$在0.60和0.65之间。我们研究这一类的性质和模型解释这些周期性的影响。我们还报告了28颗恒星，其中额外的变化是较长的周期，低于径向基本模式，与中位数周期比，$P_{\rm 1O}/P_{\rm x}$，为0.684。这类恒星类似于天琴座RR型恒星。检测到数百个其他信号，不能归因于径向模式或上述类别。这些信号的统计特性进行了分析。我们认为，这些信号中的大多数对应于非径向模式。特别是，一个显着的部分可以归因于非径向模式的中度，紧密连接到一个类的周期比在0.60和0.65之间。在数十颗恒星中，接近径向模式频率，观察到相对较大的振幅和相干信号，这可能代表另一类。在27颗恒星中检测到脉动的周期性调制。两个云之间的额外的频率内容的差异进行了讨论。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical constraints on planet engulfment as the origin of lithium enhancement in TOI-5882
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）
研究TOI-5882系统锂增强起源，结合恒星演化模型与N体模拟探索行星吞噬情景动力学可行性，发现吞噬是可能结果，但成功案例少，因未考虑额外过程，需更多系统原始结构约束来评估该情景可能性。
2026-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Origins of Lithium Enhancement in Polluted White Dwarfs
本研究通过新观测与大气模型拟合六颗受污染白矮星的锂及金属丰度，检验三种锂过量起源假说，认为多数案例更符合大爆炸与银河系核合成，并排除系外卫星溅射成因。
2024-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Projection factor and radii of Type II Cepheids
本研究利用巴德-韦塞林克技术的表面亮度-颜色关系版本，结合盖亚DR3数据与多台望远镜观测，测定了8颗近邻BL Her型星的投影因子和半径，构建了其周半径关系并验证了相关经验与理论定标结果。
2024-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chicago-Carnegie Hubble Program (CCHP) A Multi-Wavelength Search for the Effects of Metallicity on the Cepheid Distance Scale. Part II: Theoretical Models and Synthetic Spectra
本文基于理论恒星大气模型分析金属丰度对造父变星多波段PL关系的微分影响，发现该效应系统性但幅度极小，与Paper I无统计显著结果的发现一致，并解释了长期难以解决该问题的原因。
2025-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
