Empirical Period-Color and Amplitude-Color Relations for Classical Cepheids and RR Lyrae Variables
我们分析了银河系，大麦云和小麦哲伦云造父变星和RR天琴座变量的周期颜色（PC）和振幅颜色（AC）图在最大和最小光的阶段。我们从文献中汇编了银河系造父变星$V$和$I$波段的数据。我们利用OGLE-III巡天观测的麦哲伦云造父变星和天琴座RR变星的光学波段光变曲线数据。我们应用$F$ -统计检验来检查造父变星PC和AC关系斜率的任何变化的显著性。周期大于7天的造父变星在最大光照下的PC关系较浅，相应的AC关系在整个周期范围内都是平坦的。对于基本模式造父变星在麦哲伦云，我们发现显着的休息PC和AC的关系在最大和最小的光周期约10天。麦哲伦云在最大光照下的PC关系对于周期大于10天的造父变星来说是平坦的。第一次泛音造父变星的周期小于2.5天有一个浅的PC关系在最低光。对于基本模式RR天琴座，我们确认早期的工作支持一个平面PC关系在最小的光和振幅和颜色之间的显着关系在最大的光。我们发现，不存在这样的关系的第一泛音RR天琴座星。这些发现与恒星光球/氢电离前沿相互作用的考虑是一致的。这些非线性可以为恒星脉动和演化的模型提供强有力的约束。
2014-09-17 astro-ph.SR
GEOS RR Lyr survey: FM Del is indeed a cepheid
虽然FM Del在1959年被Preston等人认为是一颗天琴RR型星（在Huth，1957年发现之后），但Huth（1960）最终改变了他的想法，他指出它实际上是一颗周期为3.95452天的W Vir型造父变星。从那时起，许多作者都认为它确实是造父变星，除了Wils等人（2006），他们将这颗恒星列入他们的天琴座RR星表，周期为0.79688天。在此基础上，FM Del被添加到Tarot RR Lyr程序中。我们在这里提出这些意见，证实造父变星类型。
2014-07-18 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
The Araucaria Project: The First-Overtone Classical Cepheid in the Eclipsing System OGLE-LMC-CEP-2532
我们在这里提出的第一次光谱和光度分析的双线食双星包含经典的，第一泛音造父变星OGLE-LMC-CEP-2532（OOO 81.8997.87）。该系统的轨道周期为800天，造父变星的周期为2.035天。使用光谱数据从三个高级别的望远镜和测光从三个调查跨越7500天，我们能够得到的动力学质量的两颗恒星的精度优于3%。这使得该系统中的造父变星成为少数几个具有精确动力学质量测定的经典造父变星之一（M_1=3.90 +/- 0.10 M_sun）。伴星的质量可能稍小（3.82 +/- 0.10 M_sun），但可能在误差范围内（M_2/M_1= 0.981 +/- 0.015）具有相同的质量。该系统的年龄约为1.85亿年，造父变星处于更高级的进化阶段。第一次精确的参数推导出这两个恒星在这个系统中。由于多年来没有出现二次日食，人们对造父变星的同伴知之甚少。在我们的分析中，我们使用了来自脉动的额外信息和来自径向速度曲线的轨道解。最好的模型预测了一次掠食的次食，其深度小于1毫等，因此在主食后约370天的数据中无法检测到。这里获得的动力学质量是最准确的已知的第一泛音造父变星，将有助于解决造父变星质量差异问题。
2015-04-17 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
Observational studies of Cepheid amplitudes. I - Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes
目的：利用多色测光和视向速度资料，对造父变星的周期振幅关系进行修正。根据U、B、V、R_C和I_C光度带和脉动径向速度变化构造的银河造父变星的可靠P-A图有助于研究以前研究得很少的可观测振幅之间的相互关系。双星度和金属度对观测到的振幅的影响，以及短周期造父变星和长周期造父变星之间的二分法都可以被研究。结果如下：大振幅造父变星与同伴表现出较小的光度振幅平均比孤立的，正如预期的那样，而s-Cepheids脉动rbitrary（虽然小）的振幅。观测到的径向速度与蓝光光度振幅的比值A_V_RAD/A_B并不像理论上预测的那样能很好地指示脉动模式。这可能是由于对一些小振幅造父变星的模式分配不正确造成的，这些造父变星不一定是第一泛音变星。脉动振幅对波长的依赖关系被用来识别造父变星的双重性。20多颗先前被归类为孤立造父变星的恒星现在被怀疑有伴星。在不同波段观测到的光度振幅比证实了正常振幅造父变星之间存在二分法。短周期造父变星和长周期造父变星的分界周期为10.47天。结论：脉动振幅的相互依赖性，振幅参数的周期依赖性，和二分法必须考虑到的约束条件，在造父变星的结构和脉动建模。P-L关系的研究必须符合10.47的中断，而不是目前使用的“方便”值10天。
2009-08-25 astro-ph.SR
Discovery of blue companions to two southern Cepheids: WW Car and FN Vel
在Ca Ⅱ H+K谱线区域获得了大量经典造父变星的高色散谱。这些光谱的分析使我们能够检测到一个强大的巴耳末线的存在，H $ε$，为几个造父变星，解释为一个蓝色的伴侣的签名：一个足够明亮的蓝色伴侣造父变星的存在下，在一个可辨别的加强CaII H + Hepatine线相对于CaII K线。我们调查了103颗造父变星，包括那些已知的热伴星（B5-B6主序星），以测试该方法。我们可以确认WW Car和FN Vel的伴星的存在（前者的存在以前只是怀疑），我们发现这些伴星是蓝热星。当双星系统中轨道速度的变化不能被揭示，而其他的双星检测方法效率不高时，该方法仍然有效。
2015-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids - III. The long-period Galactic Cepheid RS Puppis
投影因子（p因子）是经典Baade-Wesselink（BW）技术的重要组成部分，通常用于确定脉动星的距离。它是一个乘法参数，用于将径向速度转换为脉动速度。由于BW距离与p因子成线性比例，因此它对造父变星的精确校准对于其距离尺度的可靠性至关重要。我们专注于长周期造父变星RS Pup（P = 41.5天）的p因子的观测测定。这颗恒星特别重要，因为它是银河系中最明亮的造父变星之一，也是用来确定河外距离的造父变星的类似物。最近，利用在其拱星星云中传播的光回波，确定了RS Pup的精确距离为1910 +/- 80 pc（+/- 4.2%）。我们结合这个距离与新的VLTI/PIONIER干涉角直径，测光和径向速度，推导出的P-因子的RS Pup使用代码分光光度干涉脉动星（SPIPS）。我们得到p = 1.250 +/- 0.064（+/-5.1%），定义为互相关径向速度。结合文献中的测量值，RS Pup的p因子证实了常数p = 1.293 +/- 0.039（+/-3.0%）模型与观察结果的良好一致性。我们的结论是，造父变星的p因子是恒定的或温和的变化范围很广的时期（3.7至41.5天）。
2017-01-18 astro-ph.SR
Magnetic field of the classical Cepheid $η$ Aql: new results
我们提出了在2002年，2004年，2010年和2012年的经典造父变星$η$ Aql的光谱偏振研究的结果。发现$η$ Aql的纵向磁场随7.176726天的脉动周期而变化。磁场的振幅、相位和平均值每年都不同，这可能是由于恒星自转或发电机机制造成的。
2013-11-08 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
The Araucaria Project. Binary Classical Cepheids in the LMC
本文介绍了我们在大麦云云中的经典造父变星双星系统的研究现状。我们报告的结果，我们的后续行动的两个食双星造父变星OGLE-LMC-CEP-0227和OGLE-LMC-CEP-1812。在这里，我们首次证实了第三颗造父变星OGLE-LMC-CEP-2532是一颗周期为800天的真食双星造父变星。另外两个非常好的候选人，在OGLE-IV调查期间发现的食双星进行了讨论。
2014-07-07 astro-ph.SR
Discovery of the first Super-Lithium rich Beat Cepheid: V371 Per
首次获得的双模造父变星V371 Per的四个高分辨率光谱显示了异常强的Li I 6707.76 A线的存在。我们对轻元素丰度的分析表明，这颗恒星没有经历进化的挖掘阶段。距离银道面较远和较低的金属丰度表明，V371 Per可能属于银河系的厚盘（或晕），这与它的低金属丰度[Fe/H]=-0.42以及α和s元素相对于铁的增强相一致。在其中一个光谱中观察到谱线分裂，这可能是由于非径向脉动。
2013-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
V371 Per - A Thick-Disk, Short-Period F/1O Cepheid
V371 Per被发现是一颗双模态造父变星，其基本模态周期为1.738天，是银河系拍拍造父变星中最短的，周期比异常高，为0.731，而其他银河系拍造父变星的周期比在0.697和0.713之间。后者表明该恒星的金属丰度[Fe/H]在-1到-0.7之间。从银河平面导出的距离将其置于厚盘或晕中，而所有其他的银河系beat造父变星都属于薄盘。历史数据显示，基本和第一泛音周期都延长了。
2009-10-27 astro-ph.SR
Period variation of the classical Cepheid SV Vulpeculae over a century (1913-2022)
本研究分析了经典造父星SV Vul的338个新的视觉，CCD，光电和摄影极大值的时间。相应的观测是在1913年至2022年之间进行的。在这个新的和大的观测基础上，这颗具有重大天体物理学意义的恒星的周期变化被重新审视。在不与理论或以前的研究相矛盾的情况下，我们表明，视觉观测对于长期监测精心挑选的明亮造父变星的周期变化是很重要的。本研究确定了SV Vul在-250 s/yr时的周期变化率。目前的期限短于45天。
2022-11-29 astro-ph.SR
Large Magellanic Cloud Cepheids in the ASAS data
本文介绍了ASAS计划中大麦云（LMC）中造父变星的星表。它包含了65个周期超过8天的基本模式振荡器的数据。V波段的周期-光度（PL）关系与Soszynski等人（2008）从OGLE数据中确定的关系没有显着差异，该数据向更长的周期扩展，但具有更大的扩展。对于周期超过40天的物体，有证据表明PL关系较浅。只有7个天体的长期周期变化率在3 σ水平上显著。用1 σ显著性方法确定的25个天体的速率与由恒星演化模型导出的值进行了比较。来自不同来源的模型产生了不一致的预测。在整个数据范围内，一个很好的协议与测量发现某些型号，但不是从同一来源。
2012-01-04 astro-ph.SR
Period-Luminosity relations derived from the OGLE-III First-overtone mode Cepheids in the Magellanic Clouds
本文给出了小麦哲伦云中造父变星的多波段周期-亮度关系。我们推导出光学带PL关系和Weseneirs函数使用$VI$平均幅度从光学引力透镜实验（OGLE-III）调查。我们交叉匹配OGLE-III第一泛音模式造父变星的2 MASS和SAGE-SMC目录，以获得在近红外（$JHK_s$）和中红外（$3.6~\&~4.5μ\mathrm{m}$）波长的PL关系。我们测试可能的非线性，在这些PL关系，使用强大的统计测试，并发现一个显着的突破，只有在光学波段PL关系在2.5天的第一泛音模式造父变星。我们没有发现统计证据的非线性在这些PL关系在1天。SMC中基模造父变星的多波段PL关系也在2.5天处出现中断。我们认为2.5天左右的周期中断与SMC造父变星光变曲线参数的急剧变化有关。我们还推导了新的光学和中红外波段PL关系的第一泛音模式造父变星在大麦云（LMC）。我们比较了麦哲伦星云中造父变星的多波段PL关系，发现$V$波段PL关系的斜率有显著差异，但$I$波段PL关系的斜率没有显著差异。PL关系的斜率被发现是一致的，在大多数的红外波段。利用SMC和LMC中第一泛音模造父变星的多波段PL关系，估算了两个云团之间的相对距离模量$Δμ=0.49\pm0.02$ ~mag。
2016-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Classical Cepheid in a LMC eclipsing binary: evidence of shortcomings in current stellar evolutionary models?
最近发现和分析的一个经典造父变星的良好分离，双线，食双星OGLE-LMC-CEP 0227，提供了第一次确定的动力学质量的经典造父变星，以前所未有的1%的精度。我们在这里表明，现代恒星演化模型广泛用于研究银河系和河外恒星系统，能够同时匹配的质量和半径（和有效温度）的两个组件与一个单一的值的年龄的系统，没有任何具体的微调。我们的结论是，在这个系统中的造父变星的动力学和演化质量之间没有差异，相反，以前的索赔的高估造父变星质量的恒星演化理论。
2011-01-02 astro-ph.SR
Discovery of the Longest-Period Classical Cepheid in the Milky Way
本文报告发现银河系中周期最长（78.14天）的经典造父变星 OGLE-GD-CEP-1884，并利用长期测光与视向速度数据确认其类型，测定距离并探讨发现更多超长周期造父变星的可能性。
2024-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a Pair of Classical Cepheids in an Invisible Cluster Beyond the Galactic Bulge
我们报告了利用VVV巡天的近红外时间序列测光发现的一对位于星系平面内凸起后面的极度变红的经典造父变星。这是第一次在银河平面的另一边发现这样的物体。造父变星有几乎相同的周期、视亮度和颜色。根据近红外莱维特定律，我们确定它们的距离，精度约为1.5%，准确度约为8%。我们发现它们的总消光量相同，为A（V）~32等，它们的日心距相同，均为<d>=11.4+/-0.9kpc，距离真正的银道面小于1 pc。它们相似的周期表明造父变星也是同时代的，根据理论模型，它们的年龄约为48+/-300万年。它们之间的角距离仅为18.3”，对应于约1 pc的投影分离。他们的位置与凸起后面的远3千秒差距臂的预期位置相吻合。如此紧密的一对相似的经典造父变星表明了一个潜在的年轻疏散星团的存在，它既隐藏在严重的消光之后，又被核球的致密恒星场所掩盖。我们所有直接探测这个“看不见的星团”的尝试都失败了，需要更深入的观测。
2014-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of the possible Blazhko-effect Cepheid V473 Lyrae
天琴座V473是一颗特殊的造父变星，具有强烈的振幅调制，类似于在天琴座RR型恒星中观察到的布拉日科效应。我们收集了几个调制周期的数据，并开始了详细的分析。第一个结果表明，该恒星显示出振幅和相位调制的平均周期为1204天，但无论是周期长度和调制的强度受到相当大的变化。一个可能的五重组分的傅立叶光谱和额外的周期变化也被检测到。
2013-09-09 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
Multi-Epoch HST Observations of IZw18: Characterization of Variable Stars at Ultra-Low Metallicities
利用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天照相机（ACS）获得的深多波段（F606 W，F814 W）时间序列测光，首次在金属含量非常低的蓝色致密矮星系IZw 18中发现了变星。我们在星系中探测到34颗候选变星。我们将其中三颗归类为经典造父变星，周期分别为8.71、125.0和130.3天，另外两颗归类为周期大于100天的长周期变星。这是迄今为止已知的最低金属丰度的经典造父变星，因此提供了探索和拟合经典造父变星在以前无法达到的金属丰度的恒星脉动模型的机会。已确认的造父变星的周期分布与其他邻近星系的周期分布明显不同，这可能与IZw 18的恒星爆发性质有关。通过将基于经典造父变星脉动模型的8.71天的理论Wesenkiy（V，I）关系应用于该星系的极低金属丰度，（Z = 0.0004，Y = 0.24），我们估计经典造父变星的正则模型的IZw 18的距离模为μ_0 = 31.4pm~（0.2）D = 19.0 ^{+1.8}_{-1.7} Mpc），用过发光模型计算的结果为31.2pm~（0.2）mag（D = 17.4 ^{+1.6}-1.6} Mpc）。光变曲线的理论模拟结果为：μ 0 = 31.4pm~（0.1）mag，D = 19.0 ^{+0.9}_{-0.9} Mpc，与理论上的韦森关系符合得很好。这些脉动距离包含了Aloisi等人（2007）利用星系红巨星分支尖端推断的18…
2010-01-22 astro-ph.SR
The Araucaria Project. Accurate determination of the dynamical mass of the classical Cepheid in the eclipsing system OGLE-LMC-CEP-1812
本文分析了大麦哲伦星云中的双线食双星系统OGLE-LMC-CEP-1812，证明它包含一个周期为1.31天的经典基模造父变星。第二颗恒星是一颗稳定的巨星。我们以1.5%的精度推导出两颗恒星的动力学质量，使该系统中的造父变星成为继Pietrzynski等人（2010）研究的OGLE-LMC-CEP-0227系统之后第二个具有非常精确动力学质量测定的经典造父变星。实测的动态质量与脉动模型预测的动态质量吻合得很好。我们还导出了这两个组成部分的半径和准确的轨道参数的双星系统。这个新的，非常准确的经典造父变星的动力学质量将大大有助于解决造父变星质量差异问题，并为我们理解的结构和经典造父变星的演化。
2011-09-25 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
Period Changes of LMC Cepheids in the OGLE and MACHO Data
造父变星的脉动周期随着恒星通过不稳定带的演化而变化。其他作者根据几十年的O-C图发现的这些变化率与理论预测相当吻合。利用光学引力透镜实验（OGLE）最近公布的大麦云造父变星观测数据，对几年尺度的变率进行了检验，发现18%的基模和41%的一阶泛频振子的周期变化。这表明泛音脉动不如基波脉动稳定。对于那些在天文台星表中有交叉引用的恒星，我们已经检查了从OGLE和天文台星表中得到的周期变化率是否一致。结果发现，没有相关性，两个数据集的变化相反的迹象比相同的更常见。许多O-C图显示非线性周期变化，类似于某些恒星，仅从OGLE数据（跨度高达4100天）得出的图表显示随机波动。这些波动在长期O-C图上是常见的，我们得出结论，它们在几千天的时间尺度上主导着图。所有造父变星的周期和颜色的分布以及那些具有统计学显著周期变化的造父变星的周期和颜色的分布是相同的。最大的光的时间得到使用的OSTO和OGLE数据以及O-C图的例子。
2009-01-07 astro-ph.SR
Cepheids and Long Period Variables in M33
我们正在对附近的星系M33进行长期的光度测量，以发现造父变星、食双星和长周期变星。该数据集将DIRECT项目先前获得的光学图像与WIYN 3.5米望远镜获得的新观测结果相结合。整个数据集跨度超过7年，具有出色的天气覆盖范围，这将有助于发现和表征在广泛的时间尺度（天，周，月，年）上显示变化的恒星。在这个初步的工作中，我们展示了到目前为止在两个领域中发现的不同变量的代表性光变曲线，颜色-星等图，以及M33的造父变星光学周期-光度关系。该项目的最终目标是提供造父变星周期-光度关系的绝对校准，并研究其在光学波长下的金属丰度依赖性。
2009-07-28 astro-ph.SR
The stellar photosphere-hydrogen ionization front interaction in Classical Pulsators: a theoretical explanation for observed period-colour relations
周期-颜色和振幅-颜色（PCAC）关系可以用来探测造父变星和天琴座RR型变星的外壳结构和演化状态。在这项工作中，我们将PCAC关系RR天琴座，BL Her，W Vir和经典造父变星在一个单一的统一的理论，涉及的相互作用的氢电离前（HIF）和恒星光球和恒星演化的理论。RR天琴座和经典造父变星使用OGLE-IV数据的PC关系被发现与这个理论是一致的：RR天琴座在最小/最大光有浅/倾斜的关系，而长周期（$P>10$天）造父变星表现出倾斜/平坦的PC关系在最小/最大光。造父变星和天琴座RR的PC关系的差异可以根据HIF和恒星光球的相对位置来解释，该位置根据它们在HR图上的位置而变化。我们还扩展了我们的分析PCAC关系的II型造父变星在银河系的凸起，LMC和SMC使用OGLE-IV数据。我们发现BL Her星在最大和最小光下具有类似于短周期（$P<10$天）经典造父变星的倾斜PC关系。W Vir星在最小/最大光下表现出类似于长周期经典造父变星的倾斜/平坦PC关系。我们还计算国家的最先进的一维辐射流体动力学模型的RR天琴座，BL她和经典造父变星的径向恒星脉动代码在MESA进一步测试这些想法在理论上，并发现，该模型通常是一致的这张照片。因此，我们能够解释PC的关系，在最大和最小的光在广泛的光谱变星类型。
2020-01-19 astro-ph.SR
The Araucaria Project: A study of the classical Cepheid in the eclipsing binary system OGLE LMC562.05.9009 in the Large Magellanic Cloud
我们对双线高偏心食双星系统OGLE-LMC 562.05.9009中的经典造父变星进行了详细的研究。造父变星是一个周期为2.988天的基模振荡器。该系统的轨道周期为1550天。利用三台4-8米望远镜的光谱数据和22年的测光数据，我们能够精确地推导出两颗恒星的动力学质量和半径。该系统中的两颗恒星在质量、半径和颜色上都非常相似，但伴星是一颗稳定的非脉动恒星。造父变星比它的伴星（M_2 = 3.60 +/- 0.03M_sun，R_2 = 26.6 +/- 0.2R_sun）质量稍大，体积也稍大（M_1 = 3.70 +/- 0.03M_sun，R_1 = 28.6 +/- 0.2R_sun）。在观测不确定度范围内，两颗恒星的有效温度都是6030 +/-150 K。演化轨迹将这两颗恒星都置于经典造父变星不稳定带内，但未来改进的温度估计可能会将稳定的巨星伴星移动到不稳定带的红边之外。在目前观测和理论的不确定性下，两颗恒星都符合2.05亿年的等时线，证明它们的年龄相同。根据我们的模型，我们确定了OGLE-LMC 562.05.9009系统中造父变星的投影因子p = 1.37 +/- 0.07。这是第二个造父变星，我们可以直接从食双星系统的分析中以高精度测量其p因子，这对更好地校准Baade-Wesselink造父变星距离测定方法做出了重要贡献。
2015-11-09 astro-ph.SR
The Cepheid Period-Luminosity Relation (The Leavitt Law) at Mid-Infrared Wavelengths: IV. Cepheids in IC 1613
本文给出了本星系群IC 1613中造父变星的中红外周期-光度关系。使用斯皮策的IRAC成像数据，我们能够测量5个，7到50天的造父变星在3.6和4.5微米的单历元星等。当拟合到校准关系时，对大麦云造父变星测量的数据分别给出3.6和4.5微米处的视距离模量为24.29 +/- 0.07和24.28 +/- 0.07。多波长拟合到先前公布的BVRIJHK表观模量和两个IRAC模量，得到24.27 +/- 0.02 mag的真实距离模量，E（B-V）= 0.08 mag，相应的度量距离为715 kpc。考虑到这些结果是基于来自总积分时间仅为1,000秒/像素的曝光的单相观测结果，我们建议斯皮策在其温暖的任务期间以适度的积分时间可以访问大约2 Mpc的造父变星。我们确定了这种方法的主要限制因素是拥挤/污染引起的无处不在的人口的红外明亮的AGB星。
2009-01-19 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
Discovery of Cycle-to-cycle Modulated Spectral Line Variability and Velocity Gradients in Long-period Cepheids
这项工作报告了周期到周期调制的谱线和大气速度梯度变化的发现，在长周期造父变星的基础上925高分辨率光谱的$\ell$船底座（P $\sim$ 35.5 d）在三个重型周期监测活动（2014年，2015年和2016年）记录。谱线的变异性研究通过交叉关联函数（CCF）计算使用三套谱线（弱，太阳，强）。金属线速度梯度δv $_r$（t）被计算为弱线RV和强线RV之间的差。CCF形状指示器BIS（不对称性）、FWHM和深度都表现出明显的相位相关变化模式，这些模式从一个脉动周期到下一个脉动周期都不同。弱线CCF比强线CCF更明显地表现出这些效应。BIS表现出最奇特的调制可变性，并可用于识别周期到周期调制线轮廓变化的存在。δv $_r$（t）清楚地显示出与调制BIS变率密切相关的周间差异，表明大气速度场的扰动是调制谱线变率的原因。这些扰动在收缩期间最显著，并且与脉动不同相，在连续的脉动周期之间传递信息。这项工作表明RV曲线调制是大气速度梯度扰动的结果。这些扰动的可能起源和它们对造父变星RV测量的影响，以及用于Baade-Wesselink型距离测定的投影因子进行了讨论。
2016-08-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Period and light curve fluctuations of the Kepler Cepheid V1154 Cyg
根据开普勒太空望远镜近600天的连续观测，对天鹅座V1154（V =9.1等，P~4.9 d）的造父变星变星进行了详细的周期分析。这些数据揭示了脉动周期中显著的周期波动，表明经典造父变星可能不像人们普遍认为的那样精确：无论用于确定O-C值的具体点是什么，周期长度在观测所涵盖的120个周期中显示出0.015-0.02天的分散。傅立叶参数与O-C值之间存在很小的相关性，表明O-C值的变化可能是由于光变曲线形状的不稳定性造成的。随机波动检验表明，在周期差15以内，周期呈线性趋势，但从长期来看，周期保持在平均值附近。我们比较了模拟光变曲线的测量，模拟V1154 Cyg作为一个完美的光调制器，仅由低质量同伴引起的光旅行时间效应。我们发现，观察到的周期抖动V1154 Cyg代表了一个严重的限制，在寻找二进制同伴。虽然开普勒的数据足够精确，可以探测到造父变星附近轨道上的行星体，但天体物理学噪声很容易掩盖光时效应的信号。
2012-10-12 astro-ph.SR
TYC 1031 1262 1: An Anomalous Cepheid in a double-lined eclipsing binary
对TYC、1031、1262、1的多色光变曲线和视向速度进行了测量和分析。TYC\，1031\，1262\，1包括周期为4.15270 $\pm$ 0.00061天的造父变星。该系统的轨道周期约为51.2857 $\pm$ 0.0174天。脉动周期表明长期周期以2.46 $\pm$ 0.54分钟/年的量增加。观测到的B、V和R星等被清除了主星的内在变化。其余的光变曲线，包括日食和邻近效应，获得和分析的轨道参数。该系统由两颗演化的恒星F8 II + G6 II组成，质量M $_1$ =1.640 $\pm$ 0.151 { \Msun }和M $_2$ =0.934 $\pm$ 0.109 { \Msun }和R $_1$的半径=26.9 $\pm$ 0.9 { \Rsun }和R $_2$ =15.0 $\pm$ 0.7 { \Rsun }。这颗脉动恒星几乎充满了它相应的洛希瓣，这表明可能发生了质量损失或转移。利用BVR和JHK星等以及V波段消光，我们发现平均距离d=5070 $\pm$ 250\，pc。运动学性质和到银道面的距离为970 pc，表明它属于厚盘星族。TYC 1031、1262、1的大部分观测和计算参数都导致了异常造父变星的分类。
2012-11-06 astro-ph.SR
Secular perion changes and fundamental parameters of long--period Cepheids
对周期为20 ~ 100天的造父变星非线性脉动模型进行了堆芯氦燃烧演化阶段的流体动力学计算。用从初始质量从$8M_\odot$到$12.5M_\odot$的星族I星演化序列模型中选取的初始条件求解了辐射流体动力学方程和含时对流方程。对于不稳定带的每一个交叉的脉动周期$Π$和周期变化率$\dotΠ$作为演化时间的函数导出。将计算结果与观测估计的$Π$和$\dotΠ$比较，确定了七颗长周期造父变星的基本参数（年龄、质量、光度和半径）。对于RS~Pup和GY~Sge，恒星半径的理论估计值与Baade-Wesselink技术的半径测量值的一致性在3%以内，而对于SV~Vul，理论与观测值之间的不一致性不超过10%。
2018-09-10 astro-ph.SR
V1135 Herculis: a double-lined eclipsing binary with an Anomalous Cepheid
获得了双线食双星V1135、Her的BVR光变曲线和视向速度。V1135\，Her较亮的部分是造父变星，脉动周期为4.22433 $\pm$ 0.00026天。该系统的轨道周期约为39.99782 $\pm$ 0.00233天，是已知的II型造父变星中最短的。观测到的B、V和R星等被清除了主星的内在变化。获得了其余的光变曲线，包括日食和邻近效应。通过对多色光变曲线和视向速度的分析，确定了V1135\，Her两个组成部分的基本恒星性质。该系统由两颗演化的恒星组成，G1+K3介于巨星和超巨星之间，分子量M $_1$ =1.461 $\pm$ 0.054 \Msun，M $_2$ =0.504 $\pm$ 0.040 { \Msun }，半径R $_1$ =27.1 $\pm$ 0.4 { \Rsun }和R $_2$ =10.4 $\pm$ 0.2 { \Rsun }。这颗脉动恒星几乎充满了它相应的洛希瓣，这表明可能发生了质量损失或转移。我们发现一个平均距离d=7500 $\pm$ 450 pc使用BVR的幅度，也V-波段消光。它在银河系中的位置和到银道面的距离为1300 pc，表明它可能属于厚盘族。根据V1135的观测和计算的大部分参数以及它在色-星等图和周期-光度图上的位置，我们把它归类为一颗异常造父变星。
2013-04-22 astro-ph.SR
Period-Luminosity Relations Derived From the OGLE-III Fundamental Mode Cepheids II: The Small Magellanic Cloud Cepheids
本文给出了SMC中基模造父变星的多带周期光度关系。这些SMC造父变星的光学VI波段平均星等取自光学引力透镜实验（OGLE-III）目录的第三阶段。我们还将OGLE-III SMC造父变星与2 MASS和SAGE-SMC星表进行了匹配，以分别获得JHK波段和四个{ \it Spitzer} IRAC波段的平均星等。采用Zaritsky消光图对所有测光进行消光校正。从样品中去除周期小于$\sim2.5$天的造父变星。除了从光学到红外的九种滤光片的消光校正的P-L关系外，我们还导出了这些造父变星的无消光韦森函数。我们在第10天时检测了这些SMC P-L关系（$8.0μ\mathrm{m}$ -带P-L关系除外）的非线性：所有P-L关系均未显示统计学显著的非线性证据。当与LMC中的P-L关系相比时，t检验结果表明，SMC/LMC P-L斜率之间仅在V和J波段存在差异。此外，我们发现SMC/LMC Wesengland P-L斜率之间具有良好的一致性。发现LMC和SMC的周期-韦森格林函数关系LMC和SMC零点之间的差异为$Δμ=0.483\pm0.015$ ma。这相当于LMC和SMC之间的距离模量的差异。
2015-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for period changes of eight short-period Type II Cepheids
在这项研究中，我们研究了8个短周期II型造父变星的BL Her亚型，即，周期在1-4天范围内。这些恒星的$O-C$图是利用地面和空间调查的所有合适的观测数据构建的。这跨越了一个多世纪的时间间隔，包括数字化的摄影底片以及文献中的测光。$O-C$图显示出抛物线演化趋势，表明这8颗短周期星的周期既有增加的，也有减少的。这些周期变化与最近的理论演化框架和BL Her星的恒星演化模型是一致的。Lombard和Koen提出的脉动稳定性检验也表明周期的变化是真实的。
2022-07-29 astro-ph.SR
Puzzling Frequencies in First Overtone Cepheids
OGLE项目发现了造父变星中早期未知形式的多周期脉动。通常，观察到的周期可以解释为同时激发两个或很少三个径向模式。然而，在麦哲伦星云中发现的第一泛音（1O）变星中，在主周期的0.6倍左右出现了次级变率，这似乎需要一种不同的解释。在回顾了解释这个信号的径向和非径向模式的可能性，我发现，只有不稳定的模式，可能会重现所观察到的周期比是高角度（l = 42 - 50）的f-模式。我详细讨论了不稳定性背后的驱动作用，并表明它不是熟悉的不透明机制。最后，我强调了这种解释的主要困难，这需要高的固有振幅意味着大的谱线加宽。
2012-12-05 astro-ph.SR
Reconstruction of Cepheid Radial Velocity Curves from the shape of the V-band Light Curves
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire 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）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（法智利天文学联合实验室，IRL 3386，法国国家科学研究中心）；Universidad de Concepción, Departamento Astronomía（康塞普西翁大学，天文学系）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（高级研究所，塔拉帕卡大学）
本文提出基于光变曲线形状和脉动周期重建造父星径向速度曲线的方法，通过分析光变和径向速度傅里叶参数的关联，实现了高精度重建，精度达1%以内。
2026-03-12 astro-ph.SR
Period Variations for the Cepheid VZ Cyg
造父变星周期光度定律是银河系外距离阶梯上的一个关键环节。然而，许多造父变星都经历了周期变化。监测、提炼和理解这些周期变化，使我们能够更好地确定造父变星本身及其所在的不稳定带的参数，并测试恒星演化的模型。天鹅座VZ是一颗典型的造父变星，其脉动周期为$\sim$ 4.864天，已经被观测了100多年。结合文献观测数据，Kilodegree极小望远镜（KELT）过境调查，和新的有针对性的观察与机器人控制的望远镜（RCT）在基特峰，我们发现一个周期变化率为$dP/dt = -0.0642 \pm 0.0018$秒/年$^{-1}$。然而，当只检查最近的观测时，我们发现$dP/dt = - 0.0923 \pm 0.0110$秒/年$^{-1}$的周期变化率高得多。这种较高的发生率可能是由于明显的长期（P $\approx$ 26.5年）循环周期变化。对这一造父变星复杂周期变化的可能解释强调了定期监测脉动变量的必要性，以及测光测量（如KELT）在该领域的重要优势。建议进一步监测造父变星的这一有趣的例子，以确认和更好地了解可能的循环周期变化。此外，造父变星的时间分析是必要的，以充分了解他们目前的行为和参数，以及他们的进化历史。
2017-11-08 astro-ph.SR
Orbit determination for the binary Cepheid V1344 Aql
本研究针对双星造父变星V1344 Aql，结合新观测与已发表的光谱、测光数据，通过分离脉动与轨道视向速度变化、$\chi^2$最小化方法，首次测定其轨道周期约34.6年、偏心率0.22，并更新了脉动周期，为造父变星周光关系定标提供支撑。
2023-10-16 astro-ph.SR
Empirical instability strip for classical Cepheids II. The Small Magellanic Cloud galaxy
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
本研究通过分析小麥球星系造父變星的不穩定帶，确定其實證邊界並比較理論模型，揭示金属licity分布对不稳定性带斜率的影响，并提出长周期造父變星用于距離測定。
2025-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution and pulsation period change in the Large Magellanic Cloud Cepheids
通过对初始化学成分X=0.7，Z=0.008，初始质量为5 M_ \odot <= Mzams <= 9 M_PDMATHABMM，脉动周期为2.2 ~ 29天的恒星演化和非线性恒星脉动的一致性计算，得到了大麦哲伦造父变星脉动周期变化率的理论估计.造父变星流体动力学模型对应热核氦燃烧的演化阶段。在HR图不稳定带的演化过程中，造父变星的脉动周期对于基模和第一泛音都是演化时间的二次函数。初始质量Mzams >= 7 M_（\odot）的造父变星以基本模式脉动，周期变化率\dot在不稳定带的两个交叉点上几乎变化为2倍。在周期-周期变化率图中，周期和\dot的值集中在条内，它们的斜率和半宽度取决于HR图中的运动方向和脉动模式。对于基模振荡，在不稳定带的第一次和第二次交叉处，带的半宽分别为δ \log \dot = 0.35和δ \log \dot = 0.2。计算结果与近700个LMC造父变星的观测结果进行了比较。在\dot的观测不确定度范围内，周期变化率对脉动周期的理论依赖关系与观测符合得很好。
2013-07-23 astro-ph.SR
V473 Lyrae, a unique second-overtone Cepheid with two modulation cycles
V473天琴座是唯一一颗被确认具有周期性振幅和相位变化的造父变星，类似于在天琴座RR型恒星中观察到的Blazhko效应。我们收集了所有可用的光度数据和一些径向速度测量，以调查调制的性质。光度和径向速度振幅的比较证实了恒星在第二泛音中脉动。广泛的数据集，跨越40多年，使我们能够检测到一个次级调制周期约为5300天或14.5年。也可以在初级调制的周期中检测次级变化。在现象学上，光的变化类似于Blazhko效应。为了找到物理联系，我们计算了线性流体动力学模型来搜索可以驱动调制的潜在模式共振，并在第二泛音和其他模式之间发现了两个可行的半整数（n：2）和三个n：4共振。如果这些共振中的任何一个将被非线性模型证实，它可能会证实模式共振模型，这是一种共同的机制，可以驱动天琴座RR和造父变星的调制。
2014-06-02 astro-ph.SR
Type II Cepheids Pulsating in the First Overtone from the OGLE Survey
我们报告发现的第一个II型造父变星（BL武仙座恒星）脉动只在第一泛音。我们在大麦云星云中的OGLE巡天观测到的数千万颗恒星中发现了两个这样的天体。我们的分类和脉动模式的识别是基于这些恒星的位置上的周期光度和色星等图和光变曲线分析。我们讨论了为什么单模第一泛音BL Her振荡器必须非常罕见。对于这两颗发现的恒星，我们提出了非线性模型，成功地再现了它们的光变化。这些模型指出，这两个第一泛音的质量应该比通常假设的BL Her恒星更大，即它们的质量应该超过0.75太阳质量。然而，更高的质量需要更高的光度来匹配观测到的恒星周期，这与观测不一致。
2019-02-06 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
Evolution, pulsation and period change in the Cepheid SZ Tau
这项研究致力于径向脉动人口I造父变星的质量从5.4至6 Msun。以初始条件作为计算演化序列的核心氦燃烧模型，求解了非线性恒星脉动的辐射流体动力学方程和湍流对流方程。对于每一个初始质量值，我们认为恒星演化从零年龄的主序中心氦耗尽与三个值的对流过冲参数：aov=0.1，0.15和0.2。对于脉动周期为3.149天的造父变星SZ Tau，只有在aov=0.1和aov=0.15时才能建立模型。恒星处于不稳定带第二次穿越的演化阶段，并在第一泛音中脉动，就在基模和第一泛音之间的边界附近。该恒星的质量、半径和年龄分别为5.46 <= M/Msun <= 5.75，41.5 <= R/Rsun <= 42.3和6.9e7 yr <= t <= 8.0e7 yr。预测的周期变化率为-0.4秒/年。
2015-07-16 astro-ph.SR
Discovery of ionized circumstellar gas emission around the long-period Cepheid $\ell$ Carinae with ALMA
本文通过ALMA毫米波段观测长周期造父变星船底座ℓ，利用连续谱超量、光谱指数及H29α射电复合线，首次直接证实其近星周存在电离气体发射。
2025-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
New open cluster Cepheids in the VVV survey tightly constrain near-infrared period--luminosity relations
经典造父变星是最有用的银河系和附近河外距离示踪剂之一，因为它们定义良好的周期-光度关系（PLR）。疏散星团（OC）造父变星是独立标定PLR的重要天体。基于Vía Láctea巡天{ \sl VISTA}变星的第1版数据，我们发现了四颗新的、暗淡的、严重变红的造父变星，包括已知周期最长的造父变星，位于Teutsch 14 a的ASAS J180342 $-$ 2211.0。其他的OC-造父变星对包括NGC 6334和V0470 Sco，Majaess 170和ASAS J160125 $-$ 5150.3，以及Teutsch 77和BB Cen。ASAS J180342 $-$ 2211.0，周期为$\log P = 1.623$ [天]，对于限制PLR的斜率很重要。目前最完整的$JHK_{\rm s}$银河系造父变星PLR是基于31个OC造父变星的显著增加的样本获得的，与以前的测定相比，相关的不确定性提高了40%（在$J$波段）。近红外PLR与先前基于其他方法确定的PLR具有良好的一致性。
2016-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of an Extremely Luminous Type II Cepheid in the Andromeda Giant Stellar Stream: Evidence for a Hierarchical Triple with an Inner Binary Merger
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
发现极亮II型造父变星，提出其源于分层三合星系统，通过双星合并形成
2026-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Classical Cepheids in the Magellanic System
我们在这里提出了一个几乎完整的普查中的经典造父变星的麦哲伦系统。该样本将光学引力透镜实验（OGLE）过去发表的造父变星集合扩展到大麦哲伦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的外部区域。整个收藏由9535颗造父变星组成，其中4620颗属于LMC，4915颗属于SMC。我们提供了已发表的造父变星的I-和V-波段时间序列测光，它们的发现图表，和基本的观测参数。基于这一独特的OGLE样本的造父变星，我们提出了更新的周期-光度关系的基本，第一，第二模式的脉动在I和V波段和W_I无折射指数。我们还展示了经典造父变星在麦哲伦星系中的分布。OGLE系列包含麦哲伦桥中的几个经典造父变星-麦哲伦云之间的相互作用区域。经典造父变星的发现和它们的估计年龄证实了在这些星系之间存在年轻的恒星星族。
2016-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double Mode Cepheids from the Zwicky Transient Facility Survey
多模式造父变星同时以一种以上的振荡模式脉动。它们为检验恒星模型和脉动理论提供了独立的手段。它们也可以用来推导金属丰度。近年来，随着大量银河系双模造父变星的发现，已知多模造父变星的数量急剧增加。到目前为止，在银河系凸起和圆盘中已经探测到209颗双模造父变星，大部分是基于光学引力透镜实验（OGLE）的目录。在本文中，我们进行了全面的搜索，双模式造父变星在北方天空的基础上Zwicky瞬态设施数据发布5。我们在银河系中发现了72个这样的物体。OGLE星表中已经包含的30个样本天体的周期与OGLE周期非常吻合。我们的新造父变星的周期比与已知的双模造父变星的周期比是一致的，正如它们在所谓的“彼得森轨道”中的轨迹所证明的那样。与OGLE相比，我们的双模造父变星样本的完整性约为71%.兹威基瞬变设施的时间采样得到了很大的改进，这为找到更多的双模造父变星提供了很大的空间，特别是在分布的短周期末端。
2022-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The distance of the long period Cepheid RS Puppis from its remarkable light echoes
银河系造父变星RS船尾座是莱维特定律（周期光度关系）的一个特别重要的校准器。它是一个罕见的长周期变星（P=41.5天），也是在遥远星系中观测到的造父变星的一个很好的类比。它是唯一已知的嵌入在大（约0.5 pc）尘埃星云中的造父变星，分散了脉动恒星的光线。由于光在尘埃上的散射引起的旅行时间延迟，造父变星的亮度和颜色变化在星云上留下了壮观的光回波。我在这里提出了一个简短的概述，这种现象的研究，特别是通过偏振成像获得的HST/ACS相机。这些观测使我们能够确定星云的几何形状和RS Pup的距离。这种距离的确定在Baade-Wesselink技术和Leavitt定律的校准中是重要的。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared observations of OGLE classical and type II Cepheid variables in the LMC
我们目前的结果，从大麦云云近红外天气调查（LMCNISS）的经典和II型造父变星的光学引力透镜实验（OGLE-III）目录确定。经典造父变星的多波长时间序列数据被用来研究光变曲线结构作为周期和波长的函数。我们利用一个样本的$\sim$ 1400经典和$\sim$ 80 II型造父变星，以获得周期-韦森关系，结合光学和近红外数据。新的周期-亮度和Weseneirs关系被用来估计到几个本星系群星系（使用经典造父变星）和银河系球状星团（使用II型造父变星）的距离。通过诉诸统计框架，我们发现，在光学和近红外波段，基模经典造父变星周期-亮度关系在10- 18天左右是非线性的。我们还认为，非线性关系对Ia型超新星宿主星系的造父变星周期-亮度关系提供了更好的约束，尽管它对影响局部测量的系统不确定性的影响可以忽略不计。哈勃常数。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
