银河系球状星团中的天琴座 RR 型变星。VI. 周期 - 振幅关系
摘要
我们比较了太阳邻域以及 Oosterhoff I 型 (OoI) 和 II 型 (OoII) 银河系球状星团 (GGCs) 中基频天琴座 RR 型变星的理论与观测结果。星团 RR_ab 变星在 PA_V 平面上的分布不仅取决于金属丰度，还取决于星团的水平支 (HB) 形态。平均而言，连接周期与目视振幅的观测参数 k_puls 随着从贫金属 GGCs 向富金属 GGCs 移动而增加。然而，该参数在具有中间到红色 HB 类型且铁丰度 -1.8<= [Fe/H] <=-1.1 的 OoI 星团中显示出边际变化，而在具有更蓝 HB 形态的 OoII 星团中其值减小。此外，在 [Fe/H]=-1.7+-0.1 时，OoI 星团比 OoII 星团呈现出更红的 HB 类型和更大的 <k_puls> 值。Omega Cen 和太阳邻域中的 RR_ab 变星进一步支持了以下证据：在固定 k_puls 下，[Fe/H] 的弥散量级约为 +-0.5 dex。合成 HB 模拟表明，PA_V 平面可提供准确的星团距离估计。具有极蓝 HB 类型的 OoI 和 OoII 星团中的 RR_ab 变星遵循明确定义的 M_V(RR)-k_puls 关系，而具有中等蓝色 HB 类型的 OoII 星团中的变星则呈现出约 0.05 mag 更亮的零点。关于场变星，我们表明当 [Fe/H]=> -1.0 时，可以采用唯一的 M_V(RR)-k_puls 关系，而与母体 HB 形态无关。目前的发现表明，PA_V 分布似乎不是诊断 RR_ab 变星金属丰度的可靠指标。然而，同样的观测数据可用于估计球状星团和场 RR_ab 变星的绝对星等。我们表明，在金属丰度范围 -2.4<= [Fe/H] <= 0.0 内，M_V(RR)-[Fe/H] 关系表现出抛物线行为。
引用
@article{arxiv.0709.3177,
title = {RR Lyrae stars in Galactic globular clusters. VI. The Period-Amplitude relation},
author = {G. Bono and F. Caputo and M. Di Criscienzo},
journal= {arXiv preprint arXiv:0709.3177},
year = {2009}
}
备注
Paper accepted on A&A, 13 pages, 18 figures