Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 astro-ph.SR
The First Six Outbursting Cool DA White Dwarf Pulsators
开普勒太空船的广泛观测最近揭示了一种新的爆发现象，这种现象发生在冷脉动的DA（氢气氛）白矮星（DAVs）中。随着在这些会议中从K2领域7（EPIC 229228364）和8（EPIC 220453225）引入两个新的爆发DAV，我们目前知道这类对象共有六个成员。我们提出了观测到的爆发DAVs的共性：（1）爆发，增加平均恒星通量高达15%，持续数小时，并不规则地重复天的时间尺度;（2）有效温度，将它们定位在附近的冷边缘的DAVs不稳定带;和（3）丰富的脉动光谱与模式，观察到振幅/频率漂移。
2016-09-28 astro-ph.SR
Multimode pulsation of the ZZ Ceti star GD 154
我们提出了一个比较周期搜索的结果在不同的时间尺度和建模的ZZ鲸鱼座（DAV）星GD 154。我们确定了六个频率的正常模式和四个旋转的双峰周围的最大振幅。在807.62和861.56微赫兹的两个正常模式以前从未报道过。一个严格的测试显示显着的固有振幅的频率在839.14和861.56微赫兹超过50天的时间尺度的变化。此外，在观测结束时，多模式脉动变为单周期脉动，主频率为843.15微赫兹。检测到的2.76微赫兹平均旋转分裂导致GD 154的2.1 d旋转周期的确定。我们寻找模型的解决方案，有效的温度和日志g接近光谱确定的。通过网格搜索得到的最佳拟合模型的M_H在6.3 x 10^-5和6.3 x 10^-7 M* 之间，这意味着氢层比之前的研究所认为的要厚。我们的研究表明，模式捕获不一定在所有观察到的模式和捕获模式的最佳候选人是在2484微赫兹。
2013-04-08 astro-ph.SR
Asteroseismology of the DAV star L19-2
L19-2是一颗DAV恒星，在1976年至2013年期间被间歇性地观测到。识别出5种独立的脉动模式：350 s、192 s、143 s、118 s和113 s。这五种模式可用于约束拟合模型。用O-C方法可以得到192 s和113 s模的周期变化率，可以用来研究DAV星的演化效应.使用\texttt{WDEC}（2018版），演化出大样本DAV星型模型。理论模式的计算和使用来拟合观察到的模式。经过精细的模型拟合，得到了绝对差为$Φ$ = 0.06\，s的最优模型。\texttt{WDEC}（2018版）程序通过对堆芯氧剖面进行参数化，可以大大降低星震学模型的拟合误差。根据我们的最佳模型，通过模型光度获得的距离与Gaia Data Release 2报道的距离仅相差1%。L19-2是一颗大质量的热DAV星，拥有相对较厚的H大气层和He层。我们的优化模型的恒星参数和周期变化率是对以前工作的一些修改。我们的最佳模型有一个大的中心氧丰度。中心氧丰度与恒星演化的前期物理过程有很强的相关性。大量关于白矮星的星震学工作有机会探索其祖先恒星。
2022-06-08 astro-ph.SR
Application of a screened Coulomb potential in fitting the DAV star HS 0507+0434B
我们使用\texttt{WDEC}对采用纯库仑势和屏蔽库仑势的元素扩散格式的DAV星模型进行网格演化。核心成分是由\texttt{MESA}衍生的热核燃烧结果。\texttt{MESA}产生的成分分布图是本工作中使用的WDEC版本无法容纳的（最值得注意的是模型核心中存在氦）。根据转动劈裂理论，傅立叶等根据206 μ h光度数据，对DAV星HS 0507+ 0434 B进行了6个三重态的观测。用DAV星模型的网格拟合了6个可靠的$m$ = 0模。当采用屏蔽库仑势时，得到最佳拟合模型为log（$M_{\rm He}/M_{\rm *}$）=-3. 0，log（$M_{\rm H}/M_{\rm *}$）=-6. 1，$T_{\rm eff}$ = 11790，K，$M_{\rm *}$ = 0. 625，$M_{\odot}$，log $g$ = 8. 066，$σ_{RMS}$ = 2. 08，s.与采用纯库仑势相比，$σ_{RMS}$值提高了34%.该研究为研究模式俘获特性提供了一种新的方法。
2020-05-13 astro-ph.SR
Asteroseismology of the DAV star R808
2008年4月，在WET运行XCOV 26上，13台不同的望远镜对DAV恒星R808进行了超过170小时的观测。通过该数据集识别了25个独立的脉动频率。我们假设了19个$m$ = 0模式，并对这19个模式进行了星震学研究。采用纯库仑势和屏蔽库仑势的元素扩散格式，用\texttt{WDEC}对DAV星模型进行网格演化。核心成分来自于由\texttt{MESA}演化的白矮星模型，是热核燃烧的结果。我们的最佳拟合模型来自筛选库仑势方案，其参数为log（$M_{\rm He}/M_{\rm *}$）=-2.4，log（$M_{\rm H}/M_{\rm *}$）=-5.2，$T_{\rm eff}$ = 11100\，K，$M_{\rm *}$ = 0.710\，$M_{\odot}$，log $g$ = 8.194，$σ_{RMS}$ = 2.86\，s。$σ_{RMS}$的值是现有的四个星震工作中最小的。$l$ = 1模的平均周期间隔为46.299s，$l$ = 2模的平均周期间隔为25.647s。另外6个观测模态可以用某些模态的$m$ $\neq$ 0分量进行拟合，得到最佳拟合模型。对25个观测模进行拟合，得到$σ_{RMS}$值为2.59 μ s.考虑到周期间隔，我们还假设，至少在一种情况下，我们检测到$l$ = 2捕获模式。
2020-11-13 astro-ph.SR
Asteroseismology of DAV star HS0507+0434B, including the core composition profiles
DAV恒星HS 0507 + 0434 B由Fu等人（2013）在2007年和2009年12月至2010年1月观测到。共有6个分裂几乎相等的三重峰，它们被确定为由旋转引起的$l$ = 1模式。为了拟合六个$l$ = 1模，用WDEC生成了白矮星模型的网格。对于核心成分分布，我们选择了对MESA的白矮星模型的碳分布的线性拟合，这可以被认为是真实核燃烧过程的结果。在WDEC中制作了模型网格，并结合扩散平衡H/He和He/C混合物，对HS 0507 + 0434 B进行了星震学研究。当拟合六个$l$ = 1模式时，我们的最佳拟合模型的误差总共为9.50秒，小于Fu等人（2013）的结果（总共22.1秒误差）。另外两个先前识别的脉动模式频率（286.1s和743.40s）也可以通过我们的最佳拟合模型很好地拟合。模型参数为$T_{eff}$ = 11450 K，log $g$ = 8.088，$M_{*}$ = 0.640 $M_{\odot}$，log（$M_{H}$ / $M_{*}$）=-6，log（$M_{He}$ / $M_{*}$）=-3。
2013-10-28 astro-ph.SR
Evidence for Temperature Change and Oblique Pulsation from Light Curve Fits of the Pulsating White Dwarf GD 358
对流驱动，最初由Brickhill（1991，1983）提出的脉动白矮星的机制，已经被普遍接受为DAV和DBV白矮星的一般线性不稳定机制。这种物理机制自然导致了一种非线性公式，再现了许多脉动白矮星的光变曲线。这个数值模型还可以提供恒星对流区的平均深度和脉动轴的倾斜角度的信息。本文给出了两组用DBV GD 358数据拟合非线性光变曲线的结果。我们的第一次拟合是基于2006年由全球望远镜（WET）收集的数据;该数据集是多周期的，包含至少12个单独的模式。我们的第二次拟合利用了1996年获得的数据，当时GD 358经历了激发频率的急剧变化，伴随着分数振幅的快速增加;在此期间，它基本上是单周期的。我们认为GD 358的对流区在1996年比2006年薄得多，我们解释这是由于其表面温度的短暂增加。此外，我们发现强有力的证据，斜脉动使用两套均匀分裂的三胞胎在2006年的数据。这是第一次在变白矮星中发现斜向脉动。
2010-04-20 astro-ph.SR
Pulsational properties of ten new slowly pulsating B stars
我们收集了10个迄今身份不明的SPB星的样本，目的是描述它们的脉动特性和识别脉动模式。使用不同的频率搜索算法收集和分析来自各种调查的光度时间序列数据。我们计算了天体物理参数，并研究了我们的样本星在\logTeff \与\logl \图中的位置。目前的脉动模型进行了计算，并用于识别我们的样本星的脉动模式。一个广泛的网格的恒星模型，以及他们的g模式的本征频率进行了计算，随后交叉匹配所观察到的脉动频率。最佳拟合模型，然后在试图约束恒星参数，如质量，年龄，金属丰度，对流过冲。我们目前检测到的频率，相应的g-模式识别，质量和年龄的恒星模型产生最佳的频率交叉匹配。我们部分成功地限制了恒星的参数，特别是关于质量和年龄。在适用的情况下，旋转周期已经从三重分量频率的间隔中推导出来。在我们的样本中没有进化的SPB星。我们确定了两个候选的高金属丰度天体（HD 1，86424和HD 1，163285），一个年轻的SPB星（HD 1，36999），和两个候选的年轻SPB星（HD 1，61712和HD 1，61076）。我们证明了使用地面观测进行基本的SPB星的星震学分析的可行性。我们的研究结果显着扩大了已知的SPB星的样本与可靠的脉动模式识别，这提供了重要的输入参数的建模尝试，旨在调查在工作中的内部过程在上主序星。
2019-12-19 astro-ph.SR
White Dwarf Rotation as a Function of Mass and a Dichotomy of Mode Linewidths: Kepler Observations of 27 Pulsating DA White Dwarfs Through K2 Campaign 8
本文介绍了27颗脉动氢-大气白矮星（DAVs，a.k.a. ZZ Ceti星），这是开普勒太空望远镜在K2 Campaign 8之前观测到的，这是一个广泛的观测汇编，具有前所未有的持续时间（>75天）和占空比（>90%）。空间测光揭示了以前地面观测无法获得的脉动特性。我们观察到一个尖锐的二分法振荡模式线宽在大约800 s，这样的周期超过800 s的白矮星脉动有更广泛的模式线宽，更让人想起阻尼谐振子比热驱动的振荡器。扩展开普勒覆盖范围还允许广泛的模式识别：我们确定了154个独特的径向订单61的球形度，提供直接约束的旋转周期为20这27个DAVs，超过一倍的数量白矮星的旋转周期通过asteroseismology确定。我们还获得光谱从4 m级望远镜的所有DAVs与开普勒测光。使用这些均匀分析的光谱，我们估计了所有27个DAV的总质量，这使我们能够测量作为质量函数的白矮星旋转，限制低质量和中等质量恒星的角动量端点。我们发现，0.51-0.73太阳质量的白矮星，从1.7-3.0太阳质量的ZAMS祖先进化而来，平均自转周期为35小时，标准差为28小时，除了质量更高的白矮星。最后，我们宣布了一个在线存储库，用于我们的开普勒数据和后续光谱学，我们在http://www.k2wd.org上收集。
2017-09-20 astro-ph.SR
Asteroseismological Analysis of Rich Pulsating White Dwarfs
本文介绍了两个富DAVs，G38-29和R808，最近的目标，整个地球望远镜的星震学分析的结果。G38-29的脉动谱在413 s ~ 1089 s之间有20个周期，而R808的脉动谱更丰富，在404 s ~ 1144 s之间有24个周期。传统上，已经被分析过的DAVs只有不到六种模式。如此大量的模式对白矮星星震学提出了特殊的挑战，但同时也有可能产生一个详细的内部化学组成的DAVs图片。我们探索这种可能性，通过改变核心配置文件以及层质量。我们使用迭代网格搜索方法，以找到最适合的模型G38- 29和R808，并评论了白矮星星震学中精细网格搜索的一些复杂性。
2010-02-08 astro-ph.SR
Amplitude and frequency variations of oscillation modes in the pulsating DB white dwarf star KIC~08626021: The likely signature of nonlinear resonant mode coupling
目的。我们使用开普勒的数据积累的脉动DB白矮星KIC 08626021详细探讨其振荡模式的稳定性，特别是寻找证据的非线性行为。方法.我们分析了近两年的不间断的短节奏数据，特别是集中在确定的三胞胎由于恒星旋转，在观测过程中表现出有趣的行为。结果我们发现共振模式耦合机制的非线性效应的明确签名。我们发现4310 μHz的三重峰和3681 μHz的双重峰（很可能是不完整三重峰的两个可见分量）具有明显的周期性频率和振幅调制，这是所谓的中间共振区的典型特征，时间尺度与理论预期一致。5073 μHz的另一个三重态可能处于窄的瞬态状态，其中振幅被调制，而频率被锁定。使用非绝热脉动计算KIC 08626021的模型代表的基础上，以评估在三重态的模式的线性增长率，我们还提供了定量的信息，可能是有用的振幅方程的数值解与未来的比较。结论.所确定的调制是发生在白矮星中的非线性共振耦合的第一个明确的签名。这些应该引起共鸣，作为一个警告，旨在测量KIC 08626021的演化冷却速率的项目，以及一般的白矮星。频率的非线性调制可能潜在地危害任何可靠地测量这样的速率的尝试，除非它们可以被预先校正。这些结果应激励进一步的理论工作，发展非线性恒星脉动理论。
2015-10-23 astro-ph.SR
Supersensitive seismic magnetometry of white dwarfs
本研究利用白矮星脉动作为地震磁强计，探测其近表面磁场，对24颗脉动白矮星设定了低至$\sim10$-$100\,\mathrm{G}$的磁场上限，为揭示白矮星磁性的形成与演化提供了新见解。
2025-01-29 astro-ph.SR
Discovery of pulsations, including possible pressure modes, in two new extremely low mass, He-core white dwarfs
我们报道了第二和第三颗脉动极低质量白矮星（WD）的发现，SDSS J111215.82+111745.0（以下简称J1112）和SDSS J151826.68+065813.2（以下简称J1518）。两者的质量都小于0.25 Msun，有效温度都低于10，000 K，这使得这些纯氦核WD成为较冷的脉动氢大气WD（DAVs，或ZZ Ceti星）。在J1112的光变曲线中证明的短周期脉动也可以代表在任何WD中首次观察到的声学（p模式）脉动，这提供了一个令人兴奋的机会，与也存在的长周期g模式相比，以互补的方式探测该WD。J1112是Teff = 9590 +/- 140 K和log（g）= 6.36 +/- 0.06 WD。这颗恒星在1792-2855 s之间显示出五个不同周期的正弦变化。在这颗恒星中，我们也看到了短周期的变化，最强的是134.3秒，远远低于预期的g模式，这样一个低质量的WD。另一个新的脉动WD，J1518，是Teff = 9900 +/- 140 K和log（g）= 6.80 +/- 0.05 WD。J1518的光变曲线是高度非正弦的，在1335-3848 s之间至少有七个显著的周期。与ELM WD必须在双星中形成的预期一致，这两个新的脉动He-核心WD，除了原型SDSS J184037.78+642312.3，还有密切的同伴。然而，观察到的变化是不一致的潮汐引起的脉动…
2013-01-25 astro-ph.SR
An independent limit on the axion mass from the variable white dwarf star R548
具有富氢大气层的脉动白矮星，也被称为DAV星，可以用作天体物理实验室，以限制轴子等基本粒子的性质。将这些恒星的测量冷却速率与理论模型的预期值进行比较，使我们能够寻找由于弱相互作用粒子的发射而产生的额外冷却源。在本文中，我们提出了一个独立的推断的质量的轴子使用最近确定的进化冷却速率的R548，DAV类原型。我们采用了一个国家的最先进的代码，使我们能够执行一个详细的asteroseisological适合完全进化序列的基础上。恒星冷却是DAV类的周期随时间变化率（$\dotΠ$）的唯一原因。因此，包含在这些序列中的轴子发射显着影响演化的时间尺度，也预期的脉动特性的DAV星。这使我们能够将理论$\dotΠ$值与R548的周期随时间的相应经验变化率进行比较，以辨别轴子冷却的存在。我们发现，如果在R548的213.13秒的主导周期与被困在氢包层的脉动模式，我们的模型表明存在额外的冷却在这个脉动白矮星，符合质量$m_{\rm a} \cos^2 β\sim 17.1$ meV的轴子在2 $σ$的置信水平。该测定结果与从另一种经过充分研究的DAV G117 $-$ B15 A推断的值一致。我们现在有两个独立的和一致的估计从DAVs获得的轴子的质量，虽然其他脉动的白矮星的额外研究需要确认这个值的轴子质量。
2012-11-14 astro-ph.SR hep-ph
Limits on Mode Coherence Due to a Non-static Convection Zone
脉动的标准理论处理恒星模型中无穷小扰动的频率和增长率。被计算为线性驱动的模式应随时间按指数增加其振幅;通常观察到的振幅几乎恒定的事实证明，非线性机制抑制了有限振幅脉动的增长。模型预测DAV对流区的质量对温度非常敏感（即，$M_{\text{CZ}} \propto T_{\text{eff}}^{-90}$）导致甚至“小振幅”的放大器也可能经历显著的非线性效应。特别地，有限振幅g模式脉动的外转折点可以随局部表面温度而变化，产生与驻波所需的相位稍微异相的反射波。这可能导致模式的相干性的缺乏以及其全局幅度的减小。我们计算这种效果的具体例子的大小，并讨论开普勒和K2观测的背景下的结果。
2019-02-14 astro-ph.SR
Asteroseismic measurement of surface-to-core rotation in a main sequence A star, KIC 11145123
我们在一颗末龄主序星KIC 11145123中发现了旋转分裂的核心g模三重态和表面p模三重态和五重态，这颗恒星既有$δ$ Sct p模脉动，也有$γ$ Dor g模脉动。这给出了第一个强大的确定的旋转的深核心和表面的主序星，基本上模型独立。我们发现它的旋转几乎是均匀的，周期接近100天，但我们显示出高的信心，表面旋转略快于核心。一个强大的角动量传递机制必须运行，以产生几乎刚性的旋转，和一个机制，而不是粘度必须运行，以产生一个更快的旋转表面比核心。我们的asteroseismic结果，加上以前asteroseismic对某些B星内部自转的限制，以及对某些亚巨星、巨星和白矮星内部自转的测量，使得恒星在其一生中的角动量输运成为一门观测科学。
2014-07-14 astro-ph.SR
A second case of outbursts in a pulsating white dwarf observed by Kepler
我们目前的观测脉动白矮星的一个新现象：大幅度爆发的时间尺度远长于脉动周期。这颗冷的（Teff = 11，010 K）氢-大气脉动的白矮星PG 1149+057在K2战役1的扩展开普勒任务中几乎连续观测了78.8天以上。该目标显示了10次爆发事件，大约每8天发生一次，持续大约15小时，开普勒带通的最大通量偏移高达45%。我们证明，爆发影响的脉动，因此必须来自白矮星。此外，我们认为，这些事件不是磁重联耀斑，而最有可能连接到恒星脉动和相对较深的表面对流区。PG 1149+057现在是第二个显示这种爆发现象的冷脉动白矮星，仅次于开普勒任务中观察到的第一个变量白矮星，KIC 4552982。这两颗恒星的有效温度相同，在不确定性范围内，是已知的典型质量的最冷的脉动白矮星之一。这些爆发提供了新的观测洞察红边的DAV不稳定带和最终停止脉动在冷白矮星。
2015-07-22 astro-ph.SR
Axions and the pulsation periods of variable white dwarfs revisited
轴子是引入Peccei-Quinn对称性来解决强CP问题的自然结果。到目前为止，所有探测这种难以捉摸的粒子的努力都失败了。然而，最近的研究表明，如果在演化计算中包括质量为几meV的轴子，则白矮星的光度函数是最好的拟合。我们的目的是要表明，可变的白矮星可以提供额外的和独立的证据关于轴子的存在。白矮星的演化是一个缓慢的冷却过程，转化为一些可变的白矮星（所谓的DAV和DBV类型）的脉动周期的长期增加。由于轴子可以自由地从这样的恒星中逃逸，它们的存在会增加冷却速率，因此，与标准的周期相比，周期的变化率也会增加。G117-B15 A的脉动周期变化率的当前值与白矮星的光度函数所建议的质量的轴子的存在是相容的，与以前的估计相反。此外，它表明，如果这样的轴子确实存在，DBV星的脉动周期的漂移将显着扰动。
2010-02-10 astro-ph.SR hep-ph
White Dwarf Variability with gPhoton: Pulsators
我们目前的结果从搜索短时间尺度白矮星的变化使用\texttt{gPhoton}，一个时间标记的数据库的\textit{GALEX}光子事件和相关的软件包。我们对McCook-Sion星表中的$320$白矮星进行了调查，检查了每颗白矮星的光度变化，特别强调了在小于$\sim 30$分钟的时间尺度上的变化。在这次巡天中，我们发现了一颗新的脉动白矮星：WD 2246-069。在存档ESO光谱中发现Ca II K线，在WISE $W1$和$W2$带中观察到IR过量。它的独立模式被确定在后续的光学光度学和用于模拟其内部结构。此外，我们检测到紫外线脉动在四个以前已知的脉动ZZ Ceti型（DAVs）。这一组包括使用几乎同时进行的全地球望远镜和\textit{GALEX}数据，在光学、近紫外和远紫外波段同时拟合WD 1401-147的脉动，提供对白矮星脉动幅度的波长依赖性的观测见解。
2017-12-19 astro-ph.SR
Pulsating chromosphere of classical Cepheids. Calcium infrared triplet and H$α$ profile variations
最近的研究表明，造父变星的红外辐射在脉动周期内是恒定的，这可能是由于一个约为恒星半径15%的电离气体脉动壳层造成的，这可能归因于造父变星的色球活动。本文的目的是研究造父变星色球层沿脉动周期的动力学结构，并对其大小进行量化。我们目前H $α$和钙近红外三重态（Ca IR）配置文件的变化，使用高分辨率光谱与UVES光谱仪的一个良好的周期覆盖范围从$\approx$ 3至60天的24造父变星的样本。在对谱线轮廓进行定性分析后，我们将范霍夫效应（H $α$和Ca IR之间的速度梯度）量化为造父变星周期的函数。然后，我们使用史瓦西机制（由于冲击波的线加倍）来量化色球的大小。我们发现周期大于$P=10$天的造父变星存在显著的Van Hoof效应，特别是H $α$线的速度梯度比Ca IR延迟达$Δv \approx$ 30 km/s.我们发现长周期造父变星色球的大小至少是恒星半径的$\approx$ 50%，这与先前从红外过量分析中发现的由电离气体制成的壳的尺寸一级一致。最后，对于大多数的长周期造父变星的样本中，我们报告了一个不动的吸收功能的H $α$线，我们属性的拱星信封，围绕色球。分析造父变星的Ca~IR谱线对于消除周期光度关系中红外过剩的偏差具有重要意义，特别是在\textit{Gaia}上的径向速度谱仪（RVS）即将进行的观测中，它可能对色球层敏感。
2020-07-02 astro-ph.SR
The first evidence for multiple pulsation axes: a new roAp star in the Kepler field, KIC 10195926
我们在开普勒任务的目标恒星KIC 10195926中发现了一颗新的快速振荡Ap星。这颗恒星有两种脉动模式，周期是已知roAp恒星中最长的，分别为17.1分和18.1分，表明它接近主序的终龄。主要的脉动模式是一个倾斜的偶极子模式，显示了旋转分裂频率七元组，提供信息的几何模式。二次模式似乎也是一个偶极模式与旋转分裂三重态，但我们能够表明，在改进的斜向湍流模型，这两种模式不能有相同的脉动轴。这是第一次为任何脉动恒星的证据已经发现了不同模式的独立脉动轴。这两种模式在频率上分开55微Hz，我们将其建模为大分离。这颗恒星是一颗α ^2 CVn型斑点磁变星，具有复杂的自转光变，周期为Prot = 5.68459 d。对于主序上部的任何斑点磁星，我们第一次发现了光变化的明确证据，其周期是旋转周期的两倍，即次谐波频率为$ν_{\rm rot}/2$。我们建议，这和其他次谐波是第一次观察到的表现形式的扭转模式的roAp星。从高分辨率谱中我们确定Teff = 7400 K，log g = 3.6和vsin i = 21 km/s。我们已经找到了一个基本参数接近这些值的磁脉动模型，再现了两个倾斜脉动模式的旋转变化与不同的脉动轴。这颗恒星显示出稀土元素的过剩，但这些并不像大多数其他的roAp恒星那样极端。光谱随旋转而变化，表明表面丰度斑块。
2011-02-21 astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants
大质量恒星短暂地通过黄超巨星（YSG）阶段，因为它们在HR图上向红方向演化，并膨胀成红超巨星（RSG）。质量较大的恒星在经历了显著的RSG质量损失后再次经历YSG阶段，并向蓝方向演化。这些后RSG天体为我们提供了一个诱人的一瞥，让我们了解哪些恒星以RSG的形式结束生命，以及为什么。后RSG天体的一个迹象可能是脉动的不稳定性，这取决于恒星的内部结构。在这里，我们报告的发现五个YSG的脉动周期快于1天，发现在76个冷超巨星的样本中发现的\tess在两分钟的节奏。这些脉动的YSG集中在HR图区域，以前没有与脉动相关;我们得出结论，这是一个真正的新一类脉动恒星，快速黄色脉动超巨星（FYPS）。对于每个FYPS，我们通过迭代预白化提取频率，并进行时频分析。一个FYPS有一个提取的频率被分成三个三重峰，并且该峰的振幅在与三重峰的频率间隔相同的时间尺度上被调制;旋转和二进制效应都不可能是罪魁祸首。我们讨论了FYPS的进化状态，并得出结论，他们是候选人后RSG。我们样本中的所有恒星也显示出与热OB星相同的随机低频变率（SLFV），并归因于内部重力波。最后，我们在我们的样本中发现了四个$α$天鹅座变星，其中三个是新发现的。
2020-08-26 astro-ph.SR
HD 42659: The only known roAp star in a spectroscopic binary observed with B photometry, TESS and SALT
我们提出了一个快速振荡的Ap（roAp）星HD 42659的多仪器分析。我们已经获得了这颗恒星的$B$光度数据，并使用这些数据，结合TESS观测，详细分析了高频脉动。我们发现一个三重态，这是分裂的恒星的旋转频率（$ν_{\rm rot}=0.3756$ d $^{-1}$ ; $P_{\rm rot}=2.66$ d），并提出扭曲偶极子和扭曲四极模模型。我们表明，脉动频率，$150.9898$ d $^{-1}$（$P_{\rm puls}=9.54$ min）大于声学截止频率。我们利用27高分辨率（$R\simeq65\,000$），高信号噪声（$\sim120$）光谱提供新的轨道参数，这是唯一已知的roAp星是在一个短周期的二进制（$P_{\rm orb}=93.266$ d）。我们发现这个系统比以前认为的更加偏心，$e=0.317$，并建议同伴是一个中期F到早期K星。我们发现没有显着的趋势，平均脉动模式振幅随时间的变化，TESS测量，这意味着同伴没有影响脉动在这roAp星。我们建议进一步的光度观测这颗星，并进一步研究，以找到更多的roAp星的近距离双星，以了解双星可能会影响检测的roAp脉动。
2019-08-27 astro-ph.SR
Testing pulsation diagnostics in the rapidly oscillating magnetic Ap star $γ$ Equ using near-infrared CRIRES+ observations
本研究首次利用近红外CRIRES+观测检验快速振荡磁Ap星的脉动诊断方法，通过观测γ Equ的两条磁分裂谱线，测得不同元素对应磁场模量存在差异，并发现磁场模量随脉动相位变化的特征。
2024-01-30 astro-ph.SR
Revealing the pulsational properties of the V777 Her star KUV 05134+2605 by its long-term monitoring
KUV 05134+2605是迄今已知的21颗脉动DB白矮星（V777 Her或DBV变星）之一。对这些相对微弱的目标的短周期和低振幅脉动的详细调查需要从地面、长期的单点或多点观测进行大量的观测工作。在许多情况下，所观测到的激发模式的振幅经历短期变化，这使得脉动模式的确定变得困难。方法：我们重新分析了已经发表的数据，并收集了新的测量结果。我们比较了来自不同时期的不同数据集的频率内容，并进行了各种测试以检查频率确定的可靠性。平均周期间隔进行了研究，线性拟合观察到的周期，Kolmogorov-Smirnov和逆方差显着性检验，傅立叶分析不同的周期集，包括蒙特卡洛测试模拟的影响别名模糊。我们采用完全进化的DB白矮星模型进行星震研究。结果：我们确定了1280和2530微赫兹之间的22个频率。这12个组，这表明至少有12个可能的频率为asteroseisic调查。由于扩展的观测，KUV 05134+2605加入了丰富的白矮星的行列。我们确定了一个三重态和至少一个二重态，频率间隔约为9 microHz，由此我们得出恒星自转周期为0.6 d。我们确定的平均周期间距为31和18秒的模式，我们建议作为偶极和四极，分别。我们发现由l=1周期间距得到的恒星质量与周期-周期拟合的结果非常吻合，都提供了M_* = 0.84-0.85 M_Sun的解。我们的研究表明KUV 05134+2605是已知的V777…
2014-08-15 astro-ph.SR
The light-curve modulation of XY And and UZ Vir - Two Blazhko RR Lyrae stars with additional frequencies
本文对两个调制型RRab-type变星XY和UZ Vir的多色CCD观测结果进行了深入的分析。这些Blazhko星显示出相对简单的光变曲线调制，在它们的傅立叶光谱中具有通常的多重态结构。一个额外的，独立的频率与线性组合条款的脉动频率也检测到在剩余的频谱的两颗恒星。详细研究了三重态分量的振幅和相位关系。大多数独立于时代的相位差显示出轻微的、系统的颜色依赖性，然而，这些趋势在两颗恒星中具有相反的符号。利用反测光方法（IPM）确定了全球物理参数的平均值及其随Blazhko相位的变化。的调制特性和IPM的结果进行了比较的两个变量。XY And的脉动周期在其脉动幅度最大时最短，而UZ Vir在该调制阶段具有最长的脉动周期。尽管有这种相反的行为，它们的平均物理参数变化的相位关系是相似的。这些结果与Stothers（2006，ApJ，652，643）的Blazhko模型的预测不一致。
2012-08-01 astro-ph.SR
G 207-9 and LP 133-144: light curve analysis and asteroseismology of two ZZ Ceti stars
G 207-9和LP 133-144是两颗很少被观测到的鲸鱼座ZZ星，分别位于鲸鱼座ZZ不稳定区的中间和靠近蓝边。我们的目标是在Konkoly天文台至少在一个观测季节对它们进行观测，目的是扩大用于星震调查的已知脉动模式清单，并检测它们的脉动行为中的任何重大变化。我们分别确定了G207 -9和LP 133-144的五个和三个新的简正模.在LP 133-144中，我们的频率分析还显示，至少在三种模式下，实际上存在频率间隔约为4 microHz的三重峰。根据三重谱估计，LP 133-144的自转周期约为42 h. G 207-9的初步星震拟合预测Teff=12 000或12 400 K，恒星的有效温度和质量的M*=0.855-0.870 MSun值，这取决于对模的球度（l）值的假设。这些结果与分光光度法测定的结果一致。对于LP 133-144，最佳拟合模型的有效温度Teff=11 800 K，恒星质量M*>=0.71 MSun，比光谱值大0.1 MSun以上。
2016-06-30 astro-ph.SR
Detections and Constraints on White Dwarf Variability from Time-Series GALEX Observations
我们在23,000多个已知和候选的白矮星中寻找光度变化，这是为白矮星的单一研究编制的最大的紫外线调查。我们使用gPhoton，一个公开可用的校准/还原管道，生成GALEX观测到的白矮星的时间序列测光。通过实现一个系统的加权指标，我们选择的来源与变化，由于脉动和日食。虽然GALEX观测的基线较短（< 30分钟），我们确定的内在变化源微弱的盖亚G = 20马格。与我们的排名算法，我们确定了49个新的变量白矮星（WD）在档案GALEX观测。我们发现了41个新的氢原子：37个有氢主导的大气层（DAV），包括一个可能的大规模DAV，4个是氦主导的氢原子（DBV）。我们还发现了八个新的食系统，其中五个是新发现的，三个是以前已知的光谱双星。我们进行合成注射的光变曲线WD 1145+017，一个系统与已知的过境碎片，以测试我们的能力，以恢复类似的系统。发现类WD 1145+017凌日天体的3σ最大出现率<0.5%。
2018-12-20 astro-ph.SR
SDSS J0349-0059 is a GW Virginis star
在2007年和2009年对光谱学发现的PG 1159恒星SDSS J034917.41-005917.9进行的高速测光观测揭示了一组脉动频率在1038 - 3323微赫兹范围内，振幅在3.5和18.6毫等之间。因此，SDSS J034917.41-005917.9是GW Vir类脉动前白矮星的成员。我们已经确定了10个独立的脉动频率，可以拟合的渐近模型与恒定的周期间隔为23.61 +/- 0.21秒，大概与一系列的l = 1模式。频率组中的最高振幅峰显示了三重态结构的证据，频率间隔为14.4 microHz。五个识别的频率不符合l = 1序列，但，然而，良好的建模与恒定的周期间隔为11.66 +/- 0.13 s的独立渐近序列。目前还不清楚这些频率属于哪种l模式。
2012-08-09 astro-ph.SR
On Trapped Modes In Variable White Dwarfs As Probes Of The $^{12}$C($α, γ$)$^{16}$O Reaction Rate
我们寻求目前实验$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率概率分布函数的碳氧白矮星模型的脉动周期的签名。我们发现，绝热g-模式捕获的内部富碳层提供了潜在的有用的签名，这个反应速率概率分布函数。探测富碳区域是相关的，因为它是在辐射氦燃烧条件下低质量恒星演化过程中形成的，减轻了对流混合过程的影响。我们在可变WD模型和当前实验$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率概率分布函数中确定的捕获g模式的脉动周期之间建立了直接的定量联系。我们发现一个平均传播的相对周期的变化$ΔP/P \simeq \pm$ 2\%的识别捕获的g-模式的$\pm$ 3 $σ$的不确定性的$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率概率分布函数-在整个有效温度范围内观察到的DAV和DBV白矮星和不同的白矮星质量，氦壳质量，和氢壳质量。观测到的白矮星的g模式脉动周期通常精确到6-7位有效数字。这表明，对$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率的天体物理约束，原则上可以从观测到的可变白矮星的周期谱中提取出来。
2022-07-05 astro-ph.SR
Limits on Mode Coherence in Pulsating DA White Dwarfs Due to a Non-static Convection Zone
脉动的标准理论处理恒星模型中无穷小扰动的频率和增长率。被计算为线性驱动的模式应随时间按指数增加其振幅;通常观察到的振幅几乎恒定的事实证明，非线性机制抑制了有限振幅脉动的增长。模型预测，脉动氢大气（DAV）白矮星中对流区的质量对温度非常敏感（即，$M_{\rm CZ} \propto T_{\rm eff}^{-90}$），导致即使是低幅度放大器也可能经历显著的非线性效应。特别地，有限振幅g模式脉动的外转折点可以随局部表面温度而变化，从而产生与驻波所需的相位不同的反射波。这可能导致模式缺乏相干性并降低其全局振幅。在本文中，我们表明：（1）计算出的模式是否传播到对流区的底部是其在傅立叶谱中的宽度的准确预测因子，（2）由来自外转折点的反射产生的相移足够大以产生显著的阻尼，以及（3）预测振幅和周期从不稳定带的蓝边缘到中间增加，并且随后随着接近红色边缘而减小。这种振幅的减小与观测数据一致，而周期的减小还没有得到系统的研究。
2020-01-14 astro-ph.SR
Mode Instability and a Massive, Isolated Outburst in the Pulsating White Dwarf GD 1212
Boston University（波士顿大学）；Queens College, City University of New York（纽约市立大学皇后学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；McDonald Observatory（麦克唐纳天文台）；University of Warwick（华威大学）
分析K2任务中GD 1212持续半天的增亮事件，发现其由参数不稳定性引起的非线性模式耦合导致，是迄今最大的DAV白矮星爆发。
2026-06-08 astro-ph.SR
A first asteroseismological analysis on WD J1916+3938, the ZZ Ceti star discovered in the Kepler mission field
对DAV星（ZZCeti变星）的星震学研究可以为研究DA（富氢大气）白矮星的起源、结构和演化提供有价值的线索。最近，在开普勒太空船的视野中发现了一颗新的DAV星WD J191643.83+393849.7。预计未来几年对这颗恒星的进一步监测将使天文学家能够获得有史以来记录的脉动DA白矮星的最佳光变曲线，从而以前所未有的精度了解这颗恒星内部结构的隐藏细节。在本文中，我们进行了第一次星震学分析WD J191643.83+393849.7的基础上，完全演化DA白矮星模型。具体来说，我们采用了一套完整的进化DA白矮星结构，涵盖了广泛的有效温度，恒星质量，和H信封厚度。这些模型是在对祖星演化历史作了完整处理的基础上得到的。我们计算g模式绝热脉动周期这组模型，并将它们与WD J191643.83+393849.7所表现出的脉动周期。基于对恒星平均周期间隔的初步估计，我们发现恒星质量应该相当大（$\gtrsim 0.80 M_{\odot}$），与光谱导出的恒星质量一致。此外，从周期到周期的配合，我们发现一个asteroseisological模型的特点是低的有效温度，相当高的恒星质量和薄的H信封。这个相当大的脉动白矮星可以用开普勒进一步监测的可能性，具有高度的细节，使恒星WD J191643.83+393849.7成为一个有前途的和独特的对象，以研究高密度下的结晶和碳/氧相图的物理学。所有这些…
2020-10-23 astro-ph.SR
Constraining the axion mass through the asteroseismology of the ZZ Ceti star G117-B15A
我们进行了一项星震学研究的DAV星G117-B15 A的基础上，现代一套完全进化的DA白矮星模型，具有一致的化学配置文件的核心和信封。我们发现了一个G117-B15 A的星震学模型，它精确地再现了观测到的脉动周期。然后，我们使用最近测量的值的周期变化率的主导模式的脉动星施加一个初步的上限的质量的轴子。
2011-08-17 astro-ph.SR
Evidence of Resonant Mode Coupling in the Pulsating DB White Dwarf Star KIC 08626021
开普勒太空船提供了新的机会，寻找长期的频率和振幅调制的振荡模式的脉动恒星。我们分析了用该仪器在DBV星KIC 08626021上获得的近两年的不间断数据，发现了影响几个三重态的非线性共振模耦合的清晰特征。这些振幅和频率调制的行为和时间尺度与理论预期有很强的相似性。这可能为新的星震诊断铺平道路，提供特别的方法来测量第一次在白矮星的脉动模式的线性增长率。
2015-10-23 astro-ph.SR
HD 51844: An Am delta Scuti in a binary showing periastron brightening
双星系统中的脉动星是测试恒星演化和脉动理论的理想实验室，因为可以直接、独立于模型地确定组分质量。高精度的CoRoT测光允许详细查看脉动恒星的频率内容，从而能够检测其分布模式。HD 51844就是这样一个例子，它显示了近星点变亮而不是日食。我们提出了一个全面的研究HD 51844系统，在那里我们得到的物理参数的两个组件，脉动内容和频率模式。此外，我们还获得了包括质量在内的轨道要素以及恒星的化学成分。使用标准工具的时间序列分析被用来提取脉动频率。用光谱合成法计算了21种化学元素的光球丰度。我们通过拟合观测到的径向速度和光变曲线来推导轨道要素，我们还做了星震模型。我们发现HD 51844是一颗双线分光双星。确定的丰度与Delphini三角洲分类一致。我们测定了两个卫星的轨道周期（33.498 ± 0.002 d）、偏心率（0.484 ± 0.020）、质量比（0.988 ± 0.02）和相对于2.0 ± 0.2 M太阳的质量。只有一个组件显示出脉动。两个p模式（f_22和f_36）和一个g模式（f_orb）可以被潮汐激发。在115个频率中，我们发现了由于频率调制，与轨道周期相关的频率差和意外共振（3：2，3：5和3：4）而产生的三胞胎，这是对盾牌座δ恒星的新发现。
2014-06-17 astro-ph.SR
ZZ Ceti stars of the southern ecliptic hemisphere re-observed by TESS
本研究利用TESS新数据对南黄道半球ZZ Ceti恒星进行再观测，通过傅里叶分析和星震学建模，发现新脉动模式，确认HE 0532-5605为重复爆发的DAV星，并为六颗恒星找到星震学模型解。
2023-05-09 astro-ph.SR
Seismological Studies of Pulsating DA White Dwarfs Observed with the Kepler Space Telescope and K2 Campaigns 1-8
本文利用WDEC模型网格对开普勒和K2观测的29个DAV白矮星进行地震学分析，其中25个首次使用这些数据，19个首次进行地震学分析，以约束白矮星内部结构和冷却序列。
2023-03-15 astro-ph.SR
White Dwarf Period Tables - I. Pulsators with hydrogen-dominated atmospheres
我们的目的是收集所有已知的白矮星的氢占主导地位的大气，并列出其主要的光度和大气参数，以及他们的脉动周期和振幅在不同的时代观察。为此，我们探索脉动白矮星的相关文献与系统使用的SIMPAD和美国宇航局的天体物理数据系统（ADS）数据库。我们总结了我们的结果在四个表中列出了7个ZZ鲸鱼座恒星在分离的白矮星加上主序星，7个极低质量的DA双星，3个热DAVs和180个ZZ鲸鱼座恒星。
2016-10-24 astro-ph.SR
Asteroseismic analysis of the roAp star alpha Circini: 84 days of high-precision photometry from the WIRE satellite
我们提出了一个详细的研究脉动的α Circini，最明亮的快速振荡的Ap星。我们已经获得了84天的高精度测光，从四个运行与线卫星上的恒星跟踪器。与此同时，我们在南非天文台收集了16个晚上的地面约翰逊B观测数据。除了在2442微赫兹的主导振荡模式，我们检测到两个新的模式，对称地躺在周围的主模式，形成一个三重态。这些模式之间的平均间隔为30.173 ± 0.004微赫兹，它们几乎是等距的，间隔仅相差3.9毫赫兹。我们比较观察到的频率与理论脉动模型的基础上，从最近确定的干涉半径和有效温度的约束，以及最近更新的依巴谷视差。我们发现，理论上的大分离α Cir模型与全球参数内的1西格玛观测不确定性在59和65微赫兹之间变化。这与观测值的两倍的大分离是一致的，表明三个主要模式是交替的偶数和奇数度。在三重态的频率差是显着小于从我们的模型预测的，为所有可能的模式度的组合，并可能表明，磁扰动的影响需要考虑在内。WIRE的光变曲线是由一个周期为4.479天的双波调制的，峰间振幅为4毫等。这种变化是由于恒星的旋转，是一个新的发现，由于WIRE测光的高精度而成为可能。旋转调制证实了旋转周期的早期间接确定。
2009-03-23 astro-ph.SR
Probing the dark matter-electron interactions via hydrogen-atmosphere pulsating white dwarfs
在这项工作中，我们提出了一个新的方案来探测暗物质（DM）粒子和电子之间的相互作用，通过氢-大气脉动白矮星（DAVs）在球状星团。在这种特殊的配置中，DM粒子，这主要是通过与在DAV中的电子的多次散射捕获，将成对湮灭，并提供额外的能量源的DAV。这种机制减缓了自然冷却的发展，这可以通过脉动模式的周期变化率来体现。精确的星震学预测的长期速率与实际观测的长期速率之间的差异可以揭示DM-电子相互作用。提出了一个重要的观测值，并作出了相应的估计。根据估计，如果这种方案能够在不久的将来实现，则对DM粒子的质量（$m_χ$）和DM与电子之间的弹性散射截面（$σ_{χ,e}$）的潜在灵敏度有望扩展到$5 \mathrm{GeV} \lesssim m_χ \lesssim 10^{4} \mathrm{GeV}$和$σ_{χ,e} \gtrsim 10^{-40} \mathrm{cm}^{2}$区域。结合间接DM探测结果，这在一定程度上可以对这种亲轻子DM粒子的存在进行交叉检验。
2018-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
A study of double- and multi-mode RR Lyrae variables
我们提出了我们对已知的天琴座RR型变星的新研究结果。卡特琳娜巡天对这些恒星的所有观测都进行了分析，并确定了双模变化。我们研究了银河场中双模态RR型天琴座变星的彼得森图和周期分布，它们在第一泛音和基模中脉动。银河系RR（B）星的周期分布具有双峰特征，与Oosterhoff的球状星团相对应，这表明场中RR（B）星的年龄和演化阶段与球状星团中的RR天琴座变星可能是相同的。此外，我们还发现了五颗同时具有两个非径向脉动的RRC星（等距三联体）。
2016-02-19 astro-ph.SR
Signatures of nonlinear mode interactions in the pulsating hot B subdwarf star KIC 10139564
我们分析了38个月的连续短节奏的数据，集中在模式多胞胎引起的恒星旋转和频率形成的线性组合，在观测过程中表现出有趣的行为。我们发现明确的签名，指向非线性效应预测的共振模式耦合机制。这些耦合可以诱导多重态分量和线性关系相关的频率的各种模式行为。我们发现，在5760\，$μ$ Hz的三重峰，在5287\，$μ$ Hz的五重峰和在5412\，$μ$ Hz的（$\ell>2$）多重峰，都是由旋转引起的，显示出明显的频率和振幅调制，这是典型的所谓的中间制度的组件之间的共振。在316\，$μ$ Hz处的一个三重峰和在394\，$μ$ Hz处的一个二重峰示出了调制的振幅和恒定的频率，其可以与共振的窄瞬态状态相关联。另一个在5191，$μ$ Hz处的三重峰似乎处于频率和幅度都恒定的频率锁定状态。此外，在6076 Hz，$μ$ Hz附近的频率的三个线性组合也显示出幅度和频率调制，这可能与三模式直接谐振有关。确定的频率和振幅调制是第一个明确的签名的非线性共振耦合发生在脉动热B亚矮星。然而，观察到的行为表明，这些恒星中发生的共振通常遵循比当前非线性理论框架的简单预测更复杂的模式。因此，这些结果应该激励进一步的工作来发展非线性恒星脉动理论，考虑到像KIC~10139564这样的恒星现在提供了显着的实验台。
2016-07-22 astro-ph.SR
The rate of cooling of the pulsating white dwarf star G117$-$B15A: a new asteroseismological inference of the axion mass
我们采用了一个最先进的G117-B15 A星震模型，它是富氢大气（DA）白矮星的原型（也称为DAV或ZZ Ceti变量），并使用最近测量的这颗脉动恒星主模式的周期变化率值来推导出对轴子质量的新约束，被认为是宇宙中暗物质候选者的静止的非钡离子粒子。假设G117-B15 A是我们的星震学模型所真实代表的，特别是，主模的周期与H包层中捕获的脉动g模有关，我们发现该恒星存在额外冷却的强烈迹象，与质量为m_a \cos^2 β= 17.4^{+2.3}-{-2.7} meV的轴子的发射相一致。
2012-05-28 astro-ph.SR
Investigation of Rotational Splitting in the Pulsating White Dwarf GD 154
我们在孔科利天文台的山站对鲸鱼座ZZ星GD 154进行了一个完整的观测季节。我们的长时间的基础允许检测周围的独立模式的旋转三重态的迹象。为了验证这些是否是真实的检测结果，我们对数据集进行了测试。我们寻找特征间距值，对主脉动区域中五个频率附近确定的众多峰值进行傅立叶分析。分析表明，有规律的峰间距与分离约3.7和2.6微赫兹。这些值与用连续预白化方法测定的全地球望远镜观测值是一致的。
2013-01-14 astro-ph.SR
Rotation of ZZ Ceti stars as seen by TESS
本研究通过分析TESS光变曲线寻找自转分裂的频率多重态，成功推导出14颗ZZ Ceti白矮星脉动星的自转周期，证实大质量白矮星自转更快，并首次测定了4颗星的自转周期。
2024-02-15 astro-ph.SR
A systematic study of the connection between white dwarf period spectra and model structure
本文基于14颗氢大气白矮星样本，系统研究周期谱对模型参数的敏感性，揭示质量、温度、包层结构及氧丰度等参数的影响规律，为白矮星星震学参数选择和自动化拟合提供依据。
2023-07-25 astro-ph.SR
The 2003-4 multisite photometric campaign for the Beta Cephei and eclipsing star 16 (EN) Lacertae with an Appendix on 2 Andromedae, the variable comparison star
报道了一次对仙王座β和蝎虎座16的多点测光活动。在185个夜晚，使用10台望远镜获得了749小时的高质量差分光电斯特罗姆格伦、约翰逊和日内瓦时间序列测光。在去除脉动贡献之后，尝试通过计算机程序EBOP来求解由此产生的食光曲线。虽然没有得到唯一的解，但通过比较赫兹-罗素图中次级分量的计算位置与进化轨迹，可以限制解的范围。对于三个高振幅的脉动模式，uvy和日内瓦UBG振幅比的推导和比较与球谐度l <= 4的理论。最高的程度，l = 4，被证明是不符合的意见。一个模式被发现是径向的，一个是l = 1，而在其余的情况下，l = 2或3。目前的多站点观测相结合的档案测光，以调查的长期变化的振幅和相位的三个高振幅脉动模式。径向模态在73年的时间尺度上表现出非正弦变化。l = 1模是一个频率间隔不相等的三重模，产生两个拍频周期，720.7天和29.1年。l = 2或3模的振幅和相位在380.5天和43年的时间尺度上变化。附录中讨论了比较星2 And的光变。
2015-08-21 astro-ph.SR
Search for exoplanets around pulsating stars of A--F type in Kepler Short Cadence data and the case of KIC 8197761
我们通过检查$\textit{Kepler}$数据中隐藏在内在变化中的类似凌日的事件来搜索脉动恒星周围的太阳系外行星。在通过正弦拟合去除脉动信号后，目视检查6000 K $< T_{\rm eff} <$ 8500 K靶的所有短节奏观察结果是否存在类似过境事件。在KIC 5613330和KIC 8197761中检测到明显的过境样事件。KIC 5613330是一颗已确认的系外行星（开普勒-635b），这里确定的凌日周期与文献值一致。KIC 8197761是一颗剑鱼座$γ$-盾牌座$δ$星，其日食/凌日周期为9.8686667（27）d，持续时间为8.37 h，并导致亮度下降$\frac{ΔF}{F} = 0.00629(29)$。这颗恒星的脉动光谱包含几个模式双峰和三重峰，被识别为$l = 1$，平均间距为0.001659（15）c/d，意味着内部旋转周期为$301\pm3$ d。试图从脉动中计算光旅行时间效应（LTTE）的大小来限制伴星的质量，结果没有定论。因此，从脉动的LTTE发现$γ$剑鱼座恒星周围的行星是不现实的。对KIC 8197761的光谱监测显示，正弦径向速度变化的半振幅为$19.75 \pm 0.32$ km/s，而单个光谱呈现与$v \sin i = 9\pm1$ km/s一致的旋转增宽。这表明恒星表面的旋转与轨道同步，而恒星核心的旋转速度要慢30倍。结合观测到的径…
2017-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
An asteroseismic constraint on the mass of the axion from the period drift of the pulsating DA white dwarf star L19-2
我们采用L19-2的星震模型，（$M_{\star} \sim 0.75 M_{\sun}$）和热（$T_{\rm eff} \sim 12\,100$ K）脉动DA（富氢大气）白矮星（DAV或ZZ Ceti变量），并使用其主要脉动模式的周期变化的时间速率的观测值（$Π\sim 113$ s和$Π\sim 192$ s），以导出对轴子质量的新约束，被认为是宇宙暗物质的一种可能成分的假想的非钡粒子。如果采用的星震模型是L19-2的精确表示，那么我们的结果表明，在这颗恒星的额外冷却的暗示，兼容的质量$m_{\rm a} \cos^2 β\lesssim 25$毫电子伏或轴电子耦合常数$g_{\rm ae} \lesssim 7 \times 10^{-13}$的轴子发射。
2016-07-12 astro-ph.SR
Asteroseismology of the ultramassive ZZ Ceti star WD 0246+326
脉动白矮星的内部结构只能用星震学来探索。2014年9个夜晚对脉动DA白矮星（鲸鱼座ZZ星）WD~0246+326进行了时间序列测光观测。检测到11个频率，包括1个三联体、2个双联体和4个单模，它们被鉴定为$l=1$或$l=2$模式，与文献中存在的频率互补。根据多重态，\astrobj{WD~0246+326}的自转周期可推导为$3.78\pm 0.11$天。l=1模式$ΔP=29.3\pm 0.2s$的平均周期间隔，意味着\astrobj{WD~0246+326}可能是一个大质量的鲸鱼座ZZ星，与DAV的$ΔP-M_*$关系有关。初步分析通过拟合本征模的理论频率和观测频率，得到了$M_*=0.98\pm0.01$ ~ ${\rm M_\odot}$和$T_{\rm eff}=11700\pm100$ ~K的恒星参数。
2017-09-28 astro-ph.SR
Asteroseismology of the $δ$ Scuti star HD 50844
目的。我们的目标是探测$δ$ Scuti星HD 50844的内部结构，并研究更详细的信息。方法.我们分析了Balona（2014）获得的$δ$ Scuti星HD 50844的观测频率，并根据g模的旋转分裂定律寻找可能的多重态。我们试图通过旋转分裂的方式解开HD 50844的频谱。然后，我们将它们与理论脉动模式进行比较，这些模式对应于具有各种初始金属丰度和恒星质量的恒星演化模型，以找到最佳拟合模型。结果三重态包括两个完全三重态和一个不完全五重态，其中球谐次数$l$和方位角数$m$的模式识别是唯一的。HD 50844的相应自转周期为2.44 $^{+0.13}_{-0.08}$天。HD 50844的物理参数在一个小区域内受到三种非径向模式（$f_{11}$、$f_{22}$和$f_{29}$）和基本径向模式（$f_{4}$）的限制。结果表明，三种非径向模（$f_{11}$，$f_{22}$，和$f_{29}$）都是混合模，主要代表氦核的性质.基本径向模（$f_{4}$）主要代表恒星包层的性质。为了符合这四种脉动模式，氦核和恒星外壳都必须与HD 50844的实际结构相匹配。最后，HD 50844的氦核质量首次被估计为0.173 $\pm$ 0.004 $M_{\odot}$。HD 50844的物理参数确定为$M=$ 1.81 $\pm$ 0.01 $M_{\odot}$、$Z=$ 0.0…
2016-06-30 astro-ph.SR
A Weak Modulation Effect Detected in the Light Curves of KIC 5950759: Intrinsic or Instrumental Effect?
本文分析了$Kepler$靶KIC 5950759的高精度光变曲线。长节奏光变曲线的傅立叶分析揭示了3个独立的频率。其中两种是主要的脉动模式：F0 = 14.221373（21）$\rm{d^{-1}}$和F1 = 18.337249（44）$\rm{d^{-1}}$。第三独立频率$f_m$ = 0.3193 d $^{-1}$在长节奏数据中发现，信噪比为6.2。$f_m$对F0和F1模式（以F0和F1为中心的三重结构）的弱调制在长和短节奏数据中都被检测到。这是第一次在双模HADS星中探测到调制效应。光变曲线中的调制效应最可能的原因是振幅调制，恒星的旋转频率为0.3193 d $^{-1}$。初步分析认为，KIC 5950759位于HADS不稳定带的底部，可能位于主层序中。光谱观测是必要的，以验证调制项的真实性质。
2018-08-25 astro-ph.SR
