Rediscussion of eclipsing binaries. Paper VII. Delta Scuti, gamma Doradus and tidally-perturbed pulsations in RR Lyncis
RR Lyn是一颗离体食双星，轨道为9.95 d，包含两颗A星：一颗金属衬星和一颗可能是贫金属星。我们使用TESS卫星的光变曲线和两组已发表的径向速度测量结果来确定系统的高精度特性。我们发现质量为1.939 +/- 0.007和1.510 +/- 0.003 Msun，半径为2.564 +/- 0.019和1.613 +/- 0.013 Rsun。在将公布的有效温度向上调整200 K后，我们发现与太阳化学成分和年龄为1 Gyr的理论模型非常一致，并且距离盖亚EDR 3视差略短于预期。林RR的光变曲线显示了脉动的明显证据。我们测量了35个脉动频率，并将较高的频率归因于三角洲Scuti-type脉动，中间频率归因于γ Doradus型脉动（其中一些可能是潮汐扰动）。较低的频率可能是在林RR潮汐激发的脉动或替代仪器的起源。大多数或所有这些脉动都可能出现在二级恒星中。RR Lyn是少数几个已知具有良好性质并展示多种类型脉动的食双星之一。
2021-09-21 astro-ph.SR
Pulsations as a Driver for LBV Variability
最壮观的变星是亮蓝变星（LBV），它可以显示三种类型的变化。对LBV进化阶段的了解很少，并且不知道可变性的驱动机制。最常见的变异类型，S Dor不稳定性，发生在数十年的时间尺度上。在S Dor爆发期间，恒星的视星等增加，而热星等保持近似不变。在这项工作中，我们调查脉动作为一个可能的触发S多尔型爆发。我们使用非线性流体动力学代码，包括随时间变化的对流处理的包络模型计算脉动。我们初始化的脉动流体动力学模型的基础上线性非绝热计算。计算了从20到85 M $_{\odot}$的完整网格模型的脉动特性，在本文中，我们专注于少数几个模型，显示长周期脉动或爆发的行为，光球径向速度达到70-80公里/秒。目前，我们的模型无法跟踪质量损失，因此一旦爆发事件开始，我们的模拟就终止了。我们的研究结果表明，脉动本身不能驱动足够的表面膨胀，以喷射外层。然而，这里讨论的爆发和长周期脉动会产生有效温度和光度的巨大变化，预计会产生辐射驱动的质量损失率的巨大变化。
2014-09-11 astro-ph.SR
Optical and near-infrared pulsation properties of RR Lyrae and Population II Cepheid variables in the Messier 15 globular cluster
梅西耶15（NGC 7078）是一个古老而贫金属的核心坍缩后的球状星团，拥有丰富的变星。我们报告新的光学（$gi$）和近红外（NIR，$JK_s$）多历元观测的129 RR天琴座，4个第二人口造父变星（3 BL武仙座，1 W室女座），和1个异常造父变星候选人在M15中获得使用MegaCam和WIRCam仪器上的3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜。多波段数据被用来改进变星的周期和分类，并根据光学和近红外模板拟合的光变曲线确定准确的平均星等和脉动振幅。我们推导出了最好地限制在$K_s$波段的RR型天琴座恒星的光学和近红外周期光度关系，$m_{K_s} = -2.333~(0.054) \log P + 13.948~(0.015)$只有$0.037$的散射。理论和经验校准的RR型天琴座恒星的周期光度-金属丰度关系被用来推导出M15的真实距离模数：$15.196~\pm~0.026$ ~（统计学）~ $\pm~ 0.039$ ~（系统性）我们基于天琴座RR型恒星和造父变星星族II的精确距离模数是相互一致的，并且与最近的距离测量结果一致在文献中基于{PDMATHAMT Gaia}松弛和其他独立的方法。
2021-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue Straggler masses from pulsation properties. I. The case of NGC6541
我们使用高空间分辨率的图像获得的WFC 3船上HST探测人口的可变蓝色离散星在中央区域的研究不足的银河系球状星团NGC 6541。对采集的多波长（F390 W、F555 W和F814 W）数据进行时间采样，使我们能够发现3颗乌玛星和9颗SX凤凰星。本文用线性非绝热模型导出的脉动方程，导出了9颗SX型凤凰星的周期、平均星等和脉动模态，并估算了它们的质量。我们发现质量在1.0-1.1Mo范围内，平均值为1.06+-0.09Mo（sigma = 0.04），显著超过星团主序列关闭质量（~ 0.75Mo）。质量和光度之间的温和趋势似乎也存在。计算的脉动质量与单星演化轨迹的预测非常一致，表明大多数BSS种群的值在~ 1.0-1.2 Mo范围内，与以前的一些研究中讨论的一致。
2013-12-02 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
Pulsation-triggered mass loss from AGB stars: the 60-day critical period
低质量和中等质量的恒星在演化的后期，红巨星分支（RGB）阶段喷射出大部分质量。它们强烈的恒星风的物理学仍然知之甚少。在标准模型中，恒星的脉动使大气层扩张，使得风能够通过对凝结的尘埃粒子的辐射压力而被驱动。在这里，我们调查风的开始，使用从依巴谷目录中提取的附近RGB恒星。我们发现，当恒星第一次达到60天的脉动周期时，尘埃的产生就急剧开始了。这大约与恒星过渡到第一泛音脉动模式的点重合。光谱能量分布的模型显示，此时恒星质量损失率突然增加，比现有的（色球驱动的）风增加约10倍。尘埃辐射与脉动周期和振幅都有很强的相关性，表明恒星脉动是强烈质量损失的主要触发因素，并决定了质量损失率。尘埃辐射与恒星光度没有很强的相关性，表明尘埃上的辐射压力对质量损失率的影响很小。RGB星通常不会产生尘埃，而由渐近巨星分支星产生的尘埃似乎很常见，并且可能在RGB尖端光度以上无处不在。我们的结论是强风开始于质量损失率的阶跃变化，并由恒星脉动触发。第二个快速的质量损失率增强建议当恒星过渡到基本的脉动模式，在一个周期约300天。
2016-05-09 astro-ph.SR
Inspecting the Cepheid parallax of pulsation using Gaia EDR3 parallaxes. Projection factor and period-luminosity and period-radius relations
造父变星作为距离尺度的主要锚点，由于它们的周期光度关系，在我们理解宇宙的距离尺度方面起着至关重要的作用。因此，确定造父变星脉动星的精确和一致的参数（半径、温度、色余和投影因子）是非常重要的。利用第三次Gaia早期数据发布所提供的高精度数据，我们的目标是获得造父变星的各种参数，以校准周期-光度和周期-半径关系，并研究周期与p因子的关系。我们通过称为脉动星光谱干涉测量的算法应用了脉动光脉冲法的实现，该算法结合了变星在其脉动的全球建模中的所有类型的可用数据。我们提出了一个样本的63个银河系造父变星的SPIPS模拟。采用Gaia EDR 3作为与最佳可用数据集相关的输入，我们得到这些恒星的参数，如半径，多波段视星等，有效温度，颜色过剩，周期变化，傅立叶参数和投影因子的一致值。然后，我们得到新的校准的周期光度和周期半径的关系。在研究了p因子对恒星参数的依赖性之后，我们发现它的值具有很高的分散性，并且没有证据表明它与周期或任何其他参数相关。统计学上，p因子的平均值为p=1.26 $\pm$ 0.07，但一致性不令人满意。在p因子和其他量之间没有任何明确的相关性的情况下，在假设p因子可以在宽度为0.15的带中取任何值的情况下获得最佳一致性。这一结果强调了进一步研究p因子背后的物理学的必要性。
2021-11-17 astro-ph.GA 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
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
Mass ejection by pulsational pair instability in very massive stars and implications for luminous supernovae
具有40-60 M $\sim$ CO核心的大质量恒星在碳燃烧后经历脉动对不稳定性（PPI）。这种不稳定性引起整个恒星的强烈脉动，并将一部分外层包层抛出。我们研究了贫金属大质量恒星的演化和质量抛射。我们使用的恒星模型的初始质量为140，200和250 M $_\odot$和金属量Z=0.004。由于质量损失，它们的质量在燃烧前分别下降到54.09、58.65和61.03 M $_\odot$，表面He的质量分数约为20%。在$\sim$ 1-2000年的PPI周期内，它们分别经历了6次、4次和3次脉动。更大的CO核心模型具有更长的PPI周期和更大的质量。由于几乎所有的表面He都被脉动丢失，这些恒星如果爆炸就会成为Ic型超新星。在PPI阶段和超新星的光变曲线进行了研究，并牵连到发光超新星。不同PPI喷出物相互作用产生的亮度变为$M_{\rm bol} \sim -16$到$-20$。PPI喷出的拱星壳层与超新星喷出物之间的相互作用可以更加明亮。这些发光的瞬变现象可能是I型超亮超新星和有前兆超新星的起源。
2016-01-18 astro-ph.SR
Interplay between pulsation, mass loss, and third dredge-up: More about Miras with and without technetium
我们跟踪了先前的发现，即在大气中含有3DUP指示剂锝（Tc）的AGB Mira变量形成了与没有Tc的Miras不同的K-[22]颜色序列，作为脉动周期的函数。近红外线到中红外线的颜色，如K-[22]是一个很好的探测恒星尘埃质量损失率的探针。与预期相反，在给定的时间段内，贫Tc的Miras比富Tc的Miras显示出更红的K-[22]颜色（即更高的尘埃质量损失率）。在这里，前面的样本被扩展，分析扩展到其他颜色和尘埃光谱。最重要的目的是调查，如果相同的两个序列可以揭示在气体质量损失率。我们分析了新的光谱，并通过包括更多的恒星文献来扩大样本。研究了我们恒星的近红外和中红外测光和ISO尘埃光谱。收集和分析了Miras和半正则变星的气体质量损失率的文献数据。我们的研究结果表明，在中红外的宽范围内，贫Tc的Miras比富Tc的Miras更红，这表明先前基于K-[22]颜色的发现不是由于22微米波段的特定尘埃特征。我们建立了K_（22）与气体质量损失率之间的线性关系。我们还发现，13微米的功能消失以上K-[22]~2.17等，对应于$\dot{M}_{\rm g}\sim2.6\times10^{-7}M_{\sun}yr^{-1}$。在气体质量损失率与周期图中没有发现类似的贫Tc和富Tc Miras序列，很可能是由于现有数据的限制。不同的假设来解释观察到的两个序列在P与K-[22]图进行了讨论和…
2018-12-28 astro-ph.SR
The search for roAp stars: null results and new candidates from Stroemgren-Crawford photometry
快速振荡的Ap（roAp）星表现出脉动光度和/或径向速度变化的时间尺度上的几分钟，这是必不可少的测试电流脉动模型，以及我们的假设的大气结构特征。此外，它们的化学特性使它们在探测全球磁场存在下的恒星形成和演化方面非常有趣。到目前为止，只有61颗roAp星显示出光度变化。另一方面，一项文献调查产生了619颗独特的恒星，这些恒星没有成功地被搜索到这种变化。Stroembert-Crawford uvbybeta测光的恒星从这两个小组被用来调查是否有一个选择偏差的研究恒星。我们还提出了新的光度测量（202小时，在59个不同的夜晚）的55个roAp候选人。我们没有发现任何新的roAp星。虽然我们的探测极限与其他调查相当，但我们也没有在已知的roAp恒星HD 12098中发现脉动，这可能是时间振幅变化的结果。另一方面，我们确实找到了一些证据，光度变化的β CrB在其光谱衍生脉动周期。从uvbybeta测光，我们的结论是，蓝色边界的roAp不稳定带出现观测定义良好，而红色边界是相当少的已知和研究。在这些边界内，共确定了4646个候选者，这些候选者似乎值得研究短期脉动变化。
2018-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for transits among the δ Scuti variables in Kepler
通过自动程序减去脉动信号后，我们在长步频Kepler数据中搜索围绕所有已知脉动δ Sct变量（6500 K < Teff < 10 000 K）的凌日。为了实现这一点，我们设计了一个简单的和计算成本低廉的方法来区分低频脉动和过境的光变曲线。我们发现了3个新的候选凌日事件，它们以前隐藏在脉动后面，但要注意它们很可能是假阳性事件。我们还检查了开普勒感兴趣的天体目录，并确定了另外13颗显示δ Sct脉动的宿主星。对于我们样本中的每颗恒星，我们使用已知正在凌日δ Sct变量的行星的脉动时间变化的未检测来获得行星质量的上限和宿主恒星的预期径向速度半振幅。我们管道的简单注入测试意味着0.5 RJup或更大行星的100%回收率。外推开普勒δ Sct恒星的数量，我们预计在TESS中有12颗可探测到的高于0.5 RJup的行星。我们的样本包含一些已知最热的围绕演化恒星的凌日行星，并且是围绕δ Sct变量的凌日的第一个完整样本。我们提供我们的代码和脉冲减去光变曲线，以方便进一步分析。
2021-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The infrared spectral properties of Magellanic carbon stars
斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪观测到麦哲伦星云中的184颗碳星。这个样本揭示了碳星的尘埃产生率（DPR）通常随着恒星的脉动周期而增加。尘埃颗粒的组成遵循两个凝聚序列，在富含金属的恒星中，更多的SiC在无定形碳之前凝聚，而在贫金属的恒星中，顺序正好相反。MgS尘埃凝聚在光学上较厚的尘埃壳层中，并且在更多贫金属的恒星中其凝聚被延迟。贫金属碳星也倾向于在7.5 μ m处对C2H2有更强的吸收。DPR和脉动周期之间的关系显示出显着的明显的分散，这是由于恒星的初始质量，与更大质量的恒星占据一个序列平行于低质量的恒星，但转移到更长的周期。考虑到在小麦哲伦云和大麦云云中观测到的碳星之间质量分布的差异，揭示了在较低金属丰度下DPR微妙下降的暗示，但它在统计上并不显著。嵌入最深的碳星具有较低的变化幅度，并在吸收中显示SiC。在某些情况下，它们在较短的波长下具有更蓝的颜色，这表明中心恒星正在变得可见。这些深深嵌入的恒星可能是从AGB演化出来的，或者它们可能具有非球形的尘埃几何形状。
2016-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconnection-driven Decaying Pulsations Modulated by Slow Magnetoacoustic Waves
本研究分析2024年两次耀斑的硬X射线与微波QPP，提出其由驻立慢模磁声波调制的振荡磁重联触发，并由黏性阻尼与局部重联率共同导致快速衰减。
2025-10-20 astro-ph.SR
No Evidence for Classical Cepheids and a New Dwarf Galaxy Behind the Galactic Disk
基于OGLE星系变率巡天（OGLE GVS）的观测数据，我们对近红外VVV巡天在银道面附近经度1 ~-27度方向上探测到的恒星的观测性质进行了验证，并将其初步分类为经典造父变星，属于一个矮星系，距离银道中心约90 kpc。在OGLE GVS I波段图像中检测到四颗恒星中的三颗。我们发现，两个对象是不是变量，在所有和第三个周期为5.695天，振幅为0.5等的近正弦光变曲线不能是一个经典的造父变星，很可能是一个斑点对象。这些结果加上第四颗恒星的KS波段光变曲线的非常不寻常的形状，表明它们中很可能没有一颗是造父变星，因此，没有证据表明有一个背景矮星系。我们的观察表明，一个非常小心的分类对象时，他们的低振幅接近正弦近红外线曲线，特别是与少量的测量。我们还提供了一个高振幅斑点恒星的样本，其周期为几天，可以模仿脉动甚至日食。
2015-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
First evidence of pulsations in Vega? Results of today's most extensive spectroscopic search
快速自转对恒星演化理论的影响至今仍知之甚少。织女星在这方面是一个特殊的对象，因为光谱和干涉测量研究表明，它是一个快速旋转器，接近极一，这是一种罕见的方向，特别是对地震研究感兴趣。在本文中，我们提出了第一个系统的搜索织女星脉动。目前的工作的目标是检测第一次在一个快速旋转的恒星看到近极的脉动。织女星监测准连续高分辨率阶梯光谱。在2008年、2009年和2010年的3次单独运行中，以高分辨率获得了总共4478个光谱。该数据集应代表迄今为止在Vega上获得的最广泛的高S/N、高分辨率准连续调查。计算了恒星光谱的等效光球吸收剖面，也计算了作为径向速度参考的大地线。对剩余速度进行了分析，并检测到可能表明恒星脉动的周期性低振幅变化。所有三个数据集均显示存在剩余周期变化：2008年为5.32和9.19 c/d（A约6 m/s），2009年为12.71和13.25 c/d（A约8 m/s），2010年为5.42和10.82 c/d（A约3-4 m/s）。对于2010年运行，对等效曲线的每个速度箱进行了Lomb-Scargle周期图，未显示存在任何高阶nrp模式。现在下结论说这些变化是由于恒星脉动造成的还为时过早，下一步必须用高度稳定的摄谱仪来确认探测结果。如果脉动被证实，它们非常小的振幅表明这颗恒星将属于一类非常“安静”的脉动。
2011-09-27 astro-ph.SR
The Eclipsing Binary Cepheid OGLE-LMC-CEP-0227 in the Large Magellanic Cloud: pulsation modelling of light and radial velocity curves
我们对大麦云（LMC）造父变星OGLE-LMC-CEP-0227进行了一次新的、精确的光和径向速度曲线拟合。我们计算了几套非线性对流模型，涵盖了广泛的恒星质量，有效温度和化学成分。理论和观测之间的比较表明，目前的理论框架占光度-V和I带-和径向速度变化在整个脉动周期。预测的脉动质量--M=4.14+-0.06 Mo--和平均有效温度--Te=6100+-50 K--确实与观测估计值相一致，精度优于1 sigma。平均而言，同样的结果也适用于光度振幅和平均半径。我们发现，最适合的解决方案需要的化学成分，是更多的金属-贫比典型的LMC造父变星（Z=0.004比0.008）和轻微的氦增强（Y=0.27比0.25），但对他的丰度的敏感性是相当有限的。最后，最佳拟合模型红化--E（V-I）=0.171+-0.015 mag--和大麦哲伦星云重心校正的真实距离模数-- mu_{0,LMC} =18.50+-0.02+-0.10（syst）mag-与最近文献中的类似估计相当吻合。
2013-04-03 astro-ph.SR
Asteroseismology of the multiperiodic field SX Phe pulsator BL Camelopardalis
University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究以银河系场金属丰度最低的SX Phe型脉动星BL Cam为对象，结合TESS空间数据与ZTF地面观测，采用贝叶斯星震建模确定其参数、脉动特性及双星属性，为贫金属脉动星模型提供了基准。
2026-08-20 astro-ph.SR
CoRoT\,102699796, the first metal-poor Herbig Ae pulsator: a hybrid $δ$ Sct-$γ$ Dor variable?
我们提出了对CoRoT卫星获得的CoRoT 1，102699796的时间序列观测的分析，其显示在3.6-5 c/d范围内存在五个独立的振荡频率。利用FLAMES@VLT获得的光谱，我们导出了下列恒星参数：光谱类型F1 V，T $_{\rm eff}$ =7000 $\pm$ 200 K，log（g）= $3.8\pm0.4$，[M/H]= $-1.1\pm0.2$，$v$ sin $i$ = $50\pm5$ km/s，L/L $_{\odot}$ =21 $^{+21}_{-11}$ .因此，我们第一次报道了一个贫金属的中等质量PMS脉动星的存在。地基和卫星数据用于推导从光学波长延伸到中红外波长的CoRoT 102699796的光谱能量分布。SED在大于$\sim5 μ$的波长处显示出显著的IR过量。我们的结论是，CoRoT\，102699796是一个年轻的Herbig Ae（F1 Ve）星，具有过渡盘，可能与HII区域[FT 96]213.1-2.2相关。脉动频率已被解释的光的非径向脉动理论，使用LOSC代码结合静态和旋转的演变轨迹。使用最小化算法找到最佳拟合模型，其中M=1.84 M $_{\odot}$，T $_{\rm eff}$ =6900 K，这意味着等时年龄t $\sim$为250万年。该结果基于将检测到的频率解释为低-中等$n$值的$g$模式。据我们所知，这是第一…
2011-06-02 astro-ph.SR physics.data-an
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
Pulsational mass loss from supermassive stars creates the compact shells of Little Red Dots
Center for Astrophysics, Harvard and Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文系）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高级研究所）
研究通过分析超大质量恒星晚期脉动性质量损失，揭示其形成小红点致密壳层的机制，发现最终爆发是主要贡献者，且具有氮丰富、碳氧比独特的化学特征。
2026-06-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating Potential Relationships Between Mass Transfer Indicators and $δ$ Scuti Pulsations in oEA Systems
Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18马尔大学）
本研究通过分析17个oEA系统，结合双星建模、O-C分析和TESS测光，发现质量转移指标与$\delta$ Scuti脉动周期存在弱到中等正相关，表明质量转移可能作为次要因素影响脉动特性。
2026-09-09 astro-ph.SR
Stationary quasi-periodic pulsations in 20-second cadence TESS flares
本文利用20秒采样TESS光变曲线探测恒星耀斑及准周期脉动，发现QPP周期与耀斑持续时间正相关，并揭示太阳与恒星QPPs具有相似标度律。
2025-06-27 astro-ph.SR
Large-scale variability in macroturbulence driven by pulsations in the rapidly rotating massive star Zeta Oph from high-cadence ESPRESSO spectroscopy and TESS photometry
本研究结合TESS测光和ESPRESSO高分辨率光谱分析快速旋转大质量恒星Zeta Oph，发现脉动可导致宏观湍流速度产生高达88 km/s的峰间离散，并揭示了较暗恒星光谱估计中可能存在的潜在偏差。
2025-09-11 astro-ph.SR
Modelling $δ$ Scuti pulsations: A new grid of p, g, and f modes across pre-main-sequence to post-main-sequence evolution
Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院悉尼天文研究所）
使用MESA和GYRE代码构建了2500万个$δ$ Scuti星脉动模型网格，覆盖前主序到后主序阶段，计算了p、g、f模式及其相互作用，发现f和低阶g模式在晚前主序和早主序阶段具有可观测性，并改进了星震学标度关系。
2026-05-31 astro-ph.SR
Quasi-periodic pulsations in solar and stellar flares: re-evaluating their nature in the context of power-law flare Fourier spectra
太阳耀斑和恒星耀斑中准周期脉动的性质仍然存在争议。最近的工作表明，幂律傅立叶功率谱，也被称为“红”噪声过程，是太阳和恒星耀斑信号的固有特性，许多以前的研究这种现象没有考虑到的属性。因此，需要重新评估有关QPP的现有解释和假设。在这里，我们采用贝叶斯方法来研究这一现象，充分考虑到耀斑信号的傅里叶幂律特性。使用PROBA 2/LYRA，费米/GBM，野边山射电日像仪和Yohkoh/HXT仪器的数据，我们研究了从文献中确定为QPP事件的耀斑的选择。此外，我们研究光学数据从最近的恒星耀斑，似乎表现出振荡特性。我们发现，除了一个事件测试，一个明确的振荡是不需要的，以解释的意见。相反，耀斑信号被充分描述为傅立叶功率谱中的幂律的表现，而不是振荡部件或结构的直接签名。然而，在1998年5月8日的耀斑中，在17 GHz射电数据和13-23 keV的Yohkoh HXT数据中发现了P ~ 14-16 s的明显振荡的有力证据。我们的结论是，最有可能的是，许多以前在文献中分析的事件可以类似地描述在耀斑傅立叶功率谱的幂律，而不需要调用一个窄带，振荡分量。因此，在太阳和恒星耀斑的振荡签名的流行可能比以前认为的要少。讨论了幂律现象出现的物理机制。
2014-10-29 astro-ph.SR
Pulsation in hot main sequence stars: comparison of observations with models
该研究基于TESS观测比较热主序脉动星与理论模型，揭示DSCT、GDOR、Maia、SPB和仙王座β型变星在频率、分布和类别边界上的系统性不符，指出需重新评估脉动模型。
2024-01-24 astro-ph.SR
New ultra metal-poor stars from SDSS: follow-up GTC medium-resolution spectroscopy
上下文银河系中形成的第一代恒星在星际介质中留下了核合成的化学特征，今天在后来形成的低质量恒星的大气中可以看到。对低质量恒星的化学成分进行取样，可以深入了解第一批恒星。目标。我们的目标是增加具有极低金属丰度的恒星的样本，从具有中等光谱分辨率和信噪比（S/N）的光谱中识别超贫金属恒星。实现这一目标需要从这些光谱中得出可靠的金属丰度和碳丰度。方法.我们对从SDSS光谱中选择的微弱的、V>19的、贫金属的候选者进行了后续观测，并在GTC用OSIRIS进行了观测。SDSS和后续的OSIRIS光谱进行了分析，使用FERRE代码，以获得有效的温度，表面重力，金属丰度和碳丰度。此外，我们的样本中还包括一颗著名的极贫金属恒星，以校准分析方法。结果我们已经观察和分析了五个贫金属候选人从中等质量的SDSS光谱。我们样本中的所有恒星都被证实是极贫金属的恒星，[Fe/H]<-3.3。我们发现了J173403+644632，一颗碳增强的超贫金属矮星，[Fe/H]=-4.3，[C/Fe]=+3.1。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Vibrational Instability of Metal-Poor Low-Mass Main-Sequence Stars
我们发现，由于pp链的$\varepsilon$机制，在贫金属低质量恒星中，低阶g模变得不稳定。由于这些恒星的外对流区仅限于最外层，因此对流处理的不确定性不会对结果产生显著影响。金属丰度的降低导致恒星不透明度的降低，从而增加恒星的光度。这使得恒星变得致密，导致密度差减小，这有利于$\varepsilon$机制的不稳定性。我们还发现了对流阻塞机制对贫金属低质量恒星高阶g模的不稳定性。由于贫金属星的有效温度和光度明显高于Pop I星，因此表现出$γ$ Dor型脉动的恒星质量要比Pop I星小得多。我们证明，这些模式是不稳定的约$1\,M_\odot$星的金属贫乏的情况下。
2012-02-23 astro-ph.SR
OGLE GD-CEP-0516: the most metal-poor lithium-rich Galactic Cepheid
本研究通过高分辨率光谱分析，确认OGLE-GD-CEP-0516为最贫金属的富锂银河系经典造父变星，支持其首次穿越不稳定带且主序前身星慢旋转的情景，并发现锂丰度与周期及金属丰度的关系挑战现有模型。
2024-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy-metal enrichment of intermediate He-sdOB stars: the pulsators Feige 46 and LS IV -14 116 revisited
O型和B型的热亚矮星代表了低质量恒星演化中一个知之甚少的阶段。许多次矮星显示出丰富的振荡，是已知的化学性质最奇特的恒星之一。两颗中间富氦的热亚矮星LS IV-14 $^\circ$ 116和Feige 46特别令人感兴趣，因为它们显示出重元素的极度富集，如Ge，Sr，Y和Zr，在两颗恒星中惊人地相似。此外，它们的光振荡是相似的，但发生在与标准脉动理论不相容的周期。我们调查了这两颗恒星的金属丰度，并利用其最近的TESS光变曲线验证了Feige 46的脉动。高分辨率光谱与Tlusty和Synspec计算的非LTE模型大气相结合，以一致地确定金属丰度。许多谱线被确认为来自Ga III、Ge III-IV、Se III、Kr III、Sr II-III、Y III、Zr III-IV和Sn IV的跃迁，其中大部分至今尚未在任何恒星中观测到。两颗恒星中19种金属的丰度几乎相同，Feige 46中的轻金属丰度略高，而Zr、Sn和Pb的丰度略低于LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116。这两种丰度模式都明显不同于类似温度的贫氦次矮星。与太阳相比，重金属含量超过4 dex可能是强烈的大气扩散过程的结果，而恒星的C，N，O和Ne丰度的相似模式可能为它们尚未明确的演化历史提供线索。最后，我们发现Feige 46中的脉动模的周期稳定到优于$\dot{P} \lesssim 10^{-8}$ s…
2020-09-18 astro-ph.SR
RRab variables with identical light-curve shapes at different pulsation periods
在本文中，我们报告的RRab星的检测与准相同形状的光变曲线，但周期差异大到$0.05-0.21$ d使用银河系隆起数据的OGLE-IV调查。我们已经研究过周期短于Oosterhoff~I隆起的恒星。这些恒星通常具有较小的振幅和较大的傅立叶相位差比典型的隆起RRab星在同一时期。这些“异常”恒星中有许多都有良好的光变曲线，没有任何Blazhko调变的迹象。检查它们的傅立叶参数显示，其中几颗恒星的光变曲线与典型的天琴座RR核球非常相似。基于OGLE $I$波段的数据，我们发现了数百个在“异常”和“正常”位置RRab星之间具有不同周期的准相同形状的光变曲线对。OGLE $V$波段，以及存档的VVV和ESTO巡天$K_s$ -，$b$ -和$r$ -波段数据也被检查了光变曲线形状的相似性。最后，149对相同形状的光变曲线在每个可用的光度带被确定。用经验公式计算变星的物理性质，得到了短周期变星的[Fe/H]、$M_V$、$R/R_\odot$和$T_{\mathrm{eff}}$值之间的平均差值$-0.5$ ~dex、$-0.13$ ~mag、0.67和165~K，短周期变星比长周期变星贫金属少、暗、小、热。解释具有不同物理性质和脉动周期但具有相同形状光变曲线的变量的存在是建模的一项具有挑战性的任务。
2022-09-22 astro-ph.SR
Dimming events of evolved stars due to clouds of molecular gas. Scenarios based on 3D radiation-hydrodynamics simulations with CO5BOLD
针对参宿四调光事件揭示的大质量恒星演化认知缺口，通过CO5BOLD三维辐射流体模拟提出三种分子气体云遮挡情景，解释暗斑形成与调光机制，为超巨星调光事件提供理论依据。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
EC 19529-4430: SALT identifies the most carbon- and metal-poor extreme helium star
本文通过 SALT 高分辨率光谱精细分析 EC 19529-4430，测定其大气参数与极端 CNO 丰度，确认其为最贫碳、贫金属且温度最低的富氮 EHe 星，并支持双氦白矮星并合起源。
2024-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
RR Lyrae the Stellar Beacons of the Galactic Structure
我们提出了一些最近的研究结果，关于使用RR天琴座距离指标和恒星示踪剂。我们概述的优点和缺点的领域和集群RR天琴座恒星和讨论最近的理论研究结果，有关使用的贝利（振幅与脉动周期）图，以限制可能发生的氦增强RR天琴座恒星。非线性，对流RR天琴座模型表明，RR天琴座恒星的脉动特性的氦含量的影响最小。正则模型和He增强模型之间的主要区别是由于演化模型预测的光度增加。此外，我们把我们的注意力集中在RR天琴座的近红外周期-亮度（PL）关系，并总结了一些球状星团（M92，网状星团，M5，欧米茄Cen）的K-波段PL关系的斜率的观测证据，覆盖的金属丰度~1 dex的范围。目前的研究结果表明，斜率有一个温和的依赖于金属含量时，从金属贫金属中间政权。最后，我们还讨论了使用RR型天琴座星估计（氦指标：A参数）或测量（吸收和发射线）的氦含量。
2011-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy of the extremely iron-poor post-AGB star CC Lyr
对贫金属的后AGB恒星CC Lyr进行了高分辨率光谱学测量，以确定其化学丰度和谱线轮廓。我们的标准丰度分析证实了其极低的金属丰度（[Fe/H]<-3.5），以及11种元素的丰度比与冷凝温度之间的明显相关性，表明尘埃贫化是该物体丰度异常的原因。非常低的丰度的Sr和Ba，这是第一次检测到这个对象，表明重中子捕获元素没有显着增强在这个对象的s-过程中，通过AGB阶段的演变。这个物体的径向速度和一些原子吸收线的轮廓显示出依赖于脉动相位的变化，这可能是由大气动力学而不是由双星或星周吸收的贡献形成的。另一方面，具有双峰的H-α发射没有显示出明显的速度变化，这表明发射来自星周物质，可能是围绕物体旋转的圆盘。
2016-12-12 astro-ph.SR
A serendipitous survey for variability amongst the massive stellar population of Westerlund 1
大质量恒星在很宽的时间尺度上表现出光谱和光度的变化。然而，驱动这种行为的物理机制仍然知之甚少。Westerlund 1提出了一个理想的实验室，用于研究这些过程中的一个丰富的，同时代的人口后主序星，我们提出了一个寻路研究，旨在利用自20世纪60年代以来积累的大量数据来表征其变异性。光谱的变化归因于风的非球面性和光球脉动之间存在的热和冷的恒星星族。由于数据的限制，我们无法确定OB超巨星风结构的物理起源，尽管沃尔夫雷耶特风中的不均匀性可能是由二元相互作用驱动的，相反，至少有一个冷超巨星中的脉动。光球脉动被发现的恒星的光谱类型从早在O 9 I到中期的F Ia+黄超巨星-可能依赖于OB星之间的光度类别。光谱可变的红超巨星（M2-5 Ia）也是潜在的双星，但需要进一步的观测来证实这一假设。确定这些脉动的幅度和周期性作为温度、光度和演化状态的函数，为确定驱动不稳定性的物理机制开辟了前景，这些不稳定性限制和定义了HR图上游的恒星演化，而Wd 1内高亮度的黄超巨星和红超巨星的存在强烈限制了主序后演化路径，这显然与当前理论预测的> 25 Msun恒星的太阳金属岩相矛盾。[删节]
2010-03-26 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of the metal-poor star Tau Ceti
上下文目前，星震学不仅是检验恒星结构和演化理论的有效工具，而且也是约束类太阳振荡恒星参数的有效工具。鲸鱼座τ是一颗贫金属星，是南部重要的星震目标。的振荡和一些频率的主要特点？鲸鱼座已被确认身份。许多科学家建议作为恒星观测网络组的一部分全面观测这颗恒星。目标。我们的目标是通过将所有非小行星地震观测与这些地震数据相结合，获得贫金属恒星Tau Ceti的最佳模型和可靠的基本参数。方法.利用耶鲁恒星演化程序（YREC），构造了一个在HR图中所有误差框内的恒星模型候选网格，并利用Guenther的恒星脉动程序计算了模型频率和大、小频率间隔。执行\chi 2c最小化，以确定在误差范围内重现观测值的最佳建模参数。近地表效应的频率修正的计算频率使用的经验法则，Kjeldsen和同事提出的，应用到模型。结果我们推导出最佳模型，对应的质量约0.775 - 0.785 M？年龄约8 - 10 Gyr。此外，我们发现，来自非asteroseismic观测（有效温度和光度）光谱收购的数量是更准确的比从干涉？Ceti，因为我们的最佳模型位于误差框B和C中，这些误差框来自光谱结果。
2010-10-15 astro-ph.SR
Infrared Spectroscopy of Symbiotic Stars. XII. The Neutron Star SyXB System 4U 1700+24 = V934 Herculis
V934 Her = 4U 1700 +24是一个M巨星-中子星（NS）X射线共生（SyXB）系统。采用光学和红外径向速度跨越29年结合广泛的速度在文献中，我们计算的光谱轨道的M巨星在该系统中。我们确定的轨道周期为4391天或12.0年，最长的任何SyXB，远长于404天的轨道通常引用该系统在文献中。除了12.0年的轨道周期，我们发现一个更短的420天的周期，类似于以前发现的。而不是轨道运动，我们把这个短得多的周期归因于长期的次级脉动的M3 III SRb变量。我们的新轨道支持早期的工作，得出的结论是，轨道被认为是近极，这就是为什么X射线脉动与NS没有被检测到。我们估计轨道倾角为11.3 $^\circ$ $\pm$ 0.4 $^\circ$。论证了这种低倾角支持了420天长的第二周期的脉动起源。我们还测量了M巨星的CNO和Fe峰丰度，发现它与太阳相比金属含量略低，没有NS形成SN事件的痕迹。导出了M巨星和NS的基本性质。我们讨论了可能的进化路径，这个系统已经采取了到目前的状态。
2018-12-20 astro-ph.SR
The Post-AGB Star IRAS 07253-2001: Pulsations, Long-Term Brightness Variability and Spectral Peculiarities
本研究针对后AGB候选红外源IRAS 07253-2001，结合多色测光与光谱数据，发现其存在多周期脉动亮度变化、约1800天的长期轨道趋势及特殊谱线，推测其为双星系统并给出恒星参数与径向速度变化的初步结果。
2023-07-20 astro-ph.SR
Spectroscopic Comparison of Metal-Rich RRab Stars of the Galactic Field with Their Metal-Poor Counterparts
我们调查了35个稳定的RRab星的大气特性，这些星具有银河系RR天琴座星中发现的全范围的周期、光振幅和金属丰度。我们的结果是由坎帕纳斯天文台的杜邦望远镜几年来获得的几千个中阶梯光栅光谱得出的。金属线和H α线的径向速度被用来构建径向速度与脉动相位的曲线。从这些，我们估计径向速度振幅的金属线（光球附近形成）和Halpha多普勒核心（形成在小的光学深度）。我们还测量了当它们出现在初级光上升时的Halpha发射通量。光谱转移到休息波长，分箱成小的相位间隔，并coadded被用来进行模型大气和丰度分析。导出的金属丰度和以前的一些光谱调查相结合，产生一个新的校准的雷登丰度规模。然后，我们将RRab样品在[Fe/H]=-1.0处分为富金属（圆盘）和贫金属（晕圈）组。如此定义的RRab族的大气层在以下方面有所不同：（a）H α发射通量的峰值强度，（b）H α径向速度幅度，（c）动力学重力，（d）恒星半径变化，（e）在最小光之前的光度“颠簸”期间的二次加速度，以及（g）H α谱线加倍的持续时间。我们还检测到H α线加倍在凸点的金属穷人的家庭，但不是在金属丰富的。虽然所有的RRab可能都是核心燃烧氦的水平分支恒星，但富含金属的群体似乎是一个独特的物种。
2016-11-08 astro-ph.SR
Planetary companions around the metal-poor star HIP 11952
目标。我们进行了径向速度调查，以寻找贫金属恒星周围的行星。本文报道了在HIP 11952周围发现的两颗行星，HIP 11952是一颗贫金属恒星，[Fe/H]= -1.9，属于我们的目标样本。方法.从2009年8月至2011年1月，在欧洲南方天文台拉西拉天文台的2.2米望远镜上用FEROS系统地监测了HIP 11952的径向速度变化。我们使用互相关技术测量恒星径向速度（RV）。结果我们检测到一个长周期的RV变化为290 d和一个短周期的6.95 d。恒星活动的光谱分析表明，恒星自转周期为4.8d.依巴谷的测光数据显示了一天内的变化，这为恒星脉动提供了证据。根据我们的分析，观察到的RV变化很可能是由看不见的行星同伴的存在引起的。假设主质量为0.83 M \odot，我们计算出内行星的最小行星质量为0.78 MJup，外行星的最小行星质量为2.93 MJup。半长轴分别为a1 = 0.07 AU和a2 = 0.81 AU。结论. HIP 11952是极少数[Fe/H]< -1.0且有行星伴星的恒星之一。这一发现对于了解贫金属恒星周围的行星形成非常重要
2012-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: II. Pulsation properties and mass-loss process of the Mira star R Car and the red supergiant VX Sgr
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), CNRS, Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Charles University（查理大学）；Schmidt Sciences（施密特科学公司）
研究红超巨星和渐近巨星分支恒星质量损失过程，通过VLTI - GRAVITY对R Car和VX Sgr观测，获取角直径等数据，发现二者脉动特性及质量损失过程不同，为相关恒星研究提供新认知。
2026-07-28 astro-ph.SR
Is the semi-regular variable RU Vulpeculae undergoing a helium-shell flash?
半规则变星狐狸座RU（RU Vul）自1935年以来一直被观测到。自$\sim1954$以来，其脉动周期和振幅都在下降。一个解释渐近巨星分支（AGB）恒星（如RU Vul）周期减少的主要假设是恒星内部持续的氦燃烧壳闪光，也称为热脉冲（TP）。本文给出了RU Vul的CCD测光光变曲线，推导了它的基本参数，并检验了TP假设是否能描述观测周期的下降。我们用CCD测光法测定了三个测光波段的现今脉动周期和振幅，用高分辨光谱法求出了基本参数。RU Vul的时期演变相比，预测的AGB阶段的演变模型。我们发现RU Vul是一颗贫金属星，金属丰度为$[{\rm M}/{\rm H}]=-1.59\pm0.05$，有效表面温度为$T_{\rm eff}=3634\pm20$ K。RU Vul的低金属量和它的运动学表明它是厚盘或晕群中一个古老的低质量成员。从我们的测光测定的今天的脉动周期是$\sim108$ d，在V波段的半振幅是$0.39\pm0.03$ MAG。观察到的周期下降被发现是很好地匹配的演化AGB模型与恒星参数相媲美的RU Vul。我们的结论是TP假设是在很好的协议与所观察到的周期演变的RU Vul。
2015-11-10 astro-ph.SR
Exploring the empirical instability strip for $γ$ Dor-type stars in eclipsing binaries
本研究针对含γ Dor型子星的食双星开展光变、光谱与星震分析，扩充样本并构建经验不稳定带，探究脉动周期与轨道参数等的关联，验证了多数样本星落在该不稳定带内。
2025-02-23 astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements
脉动恒星的距离通常使用脉动松弛（PoP）方法来估计，该方法结合了光谱径向速度测量和角直径估计来推导恒星的距离。这种方法的一个重要应用是确定造父变星的距离，鉴于其距离尺度的校准。然而，在PoP方法中，径向速度到脉动速度的转换依赖于校准不良的参数，投影因子（p因子）。我们的目标是凭经验测量的P-因子的值的均匀样本的九个银河造父变星的三角函数的测量与哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的PoP方法，结合测光，干涉，径向速度测量的脉动的全球建模。我们获得了新的干涉角直径使用PIONIER仪器在甚大望远镜干涉仪，完成了从文献中的数据。使用已知的距离作为输入，我们推导出的p-因子的值，并研究其与脉动周期的依赖关系。我们发现以下P因子：1.20 $\pm$ 0.12，用于RT Aur，1.48 $\pm$ 0.18（T Vul），1.14 $\pm$ 0.10（FF Aql），1.31 $\pm$ 0.19（Y Sgr），1.39 $\pm$ 0.09（X Sgr），1.35 $\pm$ 0.13（对于W Sgr），1.36 $\pm$ 0.08对于$β$ Dor，1.41 $\pm$ 0.10用于$ζ$ Gem，1.23 $\pm$ 0.12用于$\ell$ Car。这些值始终接近p = 1.324 $\pm$ 0.024。我们观察到这个平均值周围的一些分散，…
2016-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Viscous and centrifugal instabilities of massive stars
大质量恒星表现出各种各样的不稳定性，其中许多是知之甚少。我们探讨了大质量旋转恒星中离心力和角动量输运引起的不稳定性。首先，我们推导并数值求解了多变恒星模型中绝热径向模的线性化振荡方程。在差分旋转的存在下，我们表明，离心力和科里奥利力与粘性角动量输运相结合，可以激发恒星脉动模式，在低或高粘度条件下。在低粘度的限制，这是常见的在真正的明星，我们演示了如何计算模式的增长/阻尼率通过工作积分。最后，我们建立现实的旋转$30\,M_\odot$星模型，并表明，超稳定（增长）的径向模式预测存在的大部分恒星的生命，在没有非绝热效应。峰值增长率预计会发生，而明星是穿越赫兹-罗素差距，虽然非绝热阻尼可能占主导地位的粘性驱动，这取决于对流和/或磁转矩产生的有效粘度。粘性不稳定性可能是驱动大质量恒星脉动的一种新机制，并可能与亮蓝变星的不稳定性有关。
2022-03-22 astro-ph.SR
Detection of Broad H$α$ Emission Lines in the Late-time Spectra of a Hydrogen-poor Superluminous Supernova
iPTF 13 ehe是一颗贫氢超亮超新星（SLSN），z=0.3434，具有缓慢演化的光变曲线和光谱特征，与SN 2007 bi相似。它在（83-148）天（静止坐标系）内上升，达到1.3 x $10^{44}$ erg/s的最高辐射热光度，然后在0.015等非常缓慢地衰减。每日实测喷出物速度为13000 km/s。推断出的爆炸特征，如喷出物质量（67-220 $M_\odot$），总辐射和动能（分别为$10^{51}$和2 x $10^{53}$ erg），是一个缓慢发展的贫H SLSN事件的典型特征。然而，在+251天拍摄的后期光谱揭示了巴尔末α发射特征，具有宽和窄的成分，这在其他贫氢SLSNe中从未被发现过。宽分量的速度宽度约为4500 km/s，相对于窄分量有约300 km/s的蓝移。我们解释了这种广泛的H $α$发射与$\sim$ 2 $\times10^{41}$ \，erg\，s $^{-1}$的亮度之间的相互作用产生的超新星喷出物和一个离散的富氢壳，位于距离$\sim4\times10^{16}$ \，cm的爆炸现场。这种喷射-CSM相互作用导致静止帧r带LC在后期变亮。后期光谱没有被激波电离的CSM壳层完全吸收这一事实意味着它的汤姆逊散射光学深度可能<1，从而设定了CSM质量<30 $M_\odot$和体积数密度<4 x $10^8cm^{-3}$的上限。在现有…
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Zero-metallicity hypernova uncovered by an ultra metal-poor star in the Sculptor dwarf spheroidal galaxy
虽然真正的不含金属的“第三星族”恒星至今还没有被发现，但它们的性质以及它们的超新星的性质，在下一代恒星留下的化学产物中得到了揭示。本文报道了在玉夫座矮球状星系AS 0039中发现的一颗贫金属恒星。由于[Fe/H] $_{\rm LTE}=-4.11$，它是迄今为止在任何外部星系中发现的最贫金属的恒星。与大多数处于这个金属丰度的银河系恒星相反，AS 0039的碳显然没有增加，[C/Fe] $_{\rm LTE}=-0.75$和A（C）=+3.60，使其成为迄今为止在任何恒星中检测到的最低碳丰度。此外，它缺乏$α$元素的均匀性，[Mg/Ca] $_{\rm NLTE}=-0.60$和[Mg/Ti] $_{\rm NLTE}=-0.86$极低，与银河系晕内C-正常恒星的近太阳比形成鲜明对比。独特的丰度模式表明，AS 0039形成的物质主要是由$\sim$ 20 $ M_\odot$祖星富集的，具有异常高的爆炸能量$E=10\times10^{51}$ erg。因此，恒星AS 0039是零金属丰度超新星的第一个观测证据之一，并为研究第三星族恒星的多样性提供了一个独特的机会。
2021-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Precision Analysis of Evolved Stars
演化的恒星支配着银河系光谱，丰富了银河系介质，膨胀改变了它们的行星系统，喷射出复杂性质的风，产生壮观的星云并照亮它们，并在双星伴星之间转移物质。在这样做的同时，他们在HR图中填充了诊断循环，这些循环书写了恒星演化的晚期故事。演化的恒星有时会释放出大量的能量，包括中微子、光、动能流和引力波。在这些生命后期，恒星演化复杂，膨胀，对流，混合，脉动，质量损失。一些过程几乎没有空间对称性，并且在低分辨率测量和分析中处理得很差。即使是一个“简单”的问题，如如何模拟质量损失抵制解决方案。然而，新方法提供了越来越多的诊断工具。天体测量揭示了人口和群体。脉动/振荡支持恒星内部的研究。光学/无线电干涉测量技术可以对大气层和贝壳进行2-3d成像。具有丰富分子光谱和速度场的明亮恒星是一个成熟的机会，可以进行高空间和光谱分辨率的成像，从而深入了解后期恒星演化的物理和建模。
2019-03-12 astro-ph.SR
Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud: Insight into their origin and connection with the star formation history
上下文变星的性质可以通过确定母星的年龄和金属丰度，对宿主星系的恒星形成历史给出独立的约束。目标。通过对大麦云云OGLE-III巡天观测到的84颗造父变星（AC）的脉动特性进行研究，以了解它们的形成机制和母星群体的特征。方法.我们使用了一个更新的理论脉动的情况下，得出的质量和样品中的每个AC的脉动模式。我们还利用Kolmogorov-Smirnov检验分析了AC的空间分布，并与其他类型的变星进行了比较，并将它们的性质与大麦哲伦星云的恒星形成历史联系起来。结果我们发现AC的平均质量为1.2 \pm 0.2 Mo。我们发现，AC不遵循相同的空间分布的经典造父变星。这一点以及它们的周期-光度关系的差异进一步支持了AC不是经典造父变星低光度的延伸的假设。AC的空间分布也不同于老星族的真正示踪星，如RR型天琴座星和星族II造父变星。因此，我们认为大麦哲伦星系中的大多数AC是由中等年龄（1- 6 Gyr）的贫金属单星组成的。最后，我们调查的AC的频率和宿主星系的光度之间的关系，揭示了纯粹的老系统遵循一个非常紧密的关系，具有强大的中年和年轻的恒星形成的星系往往有一个多余的AC，与他们的托管AC通过单星和双星通道形成的协议。
2012-03-08 astro-ph.SR
A grid of 200,000 models of young $δ$ Scuti stars using MESA and GYRE
针对年轻 $δ$ Scuti 恒星观测需求，构建了超20万个恒星模型网格计算脉动频率与星震参数，发现大频率间隔对质量不敏感且与太阳标度关系存在差异，并应用于五颗新建模恒星且公开为社区资源。
2023-09-13 astro-ph.SR
On the shape of core overshooting in stellar model computations, and asteroseismic tests
慢脉动B星（SPB）和$γ$ Dor星以高阶重力（g-）模式脉动。g模的频率对具有对流核的恒星的详细结构和演化历史非常敏感。在OB型恒星中，后退的对流核心留下了化学不均匀的$\nabla_μ>0$辐射区。一旦g模式在这些层的边界附近具有径向节点，模式被捕获并且其周期偏离渐近周期间隔。仔细研究这种被困模式允许约束这些层的程度，通过拟合个人的脉动频率。我们采用了19个非常丰富的开普勒SPB振荡器，KIC 10526294的召唤偶极g-模式，以证明模式捕获的权力，在B星研究的热和化学分层的过冲层。
2015-08-10 astro-ph.SR
