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English Summary
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Variable stars, the galactic halo and galaxy formation are reviewed in this paper. Type II Cepheids (CephIIs), RR Lyrae variables, and RV Tau stars are discussed along with their period-luminosity relations over various periods ranging from ∼1 to 100 days. The LMC globular clusters show a narrow PL relation for BL Her stars extending through the entire period range of these stars (∼1 to 100 days) while RV Tau stars fall above this relation with wider scatter. Infrared colors reveal marked differences in mean luminosities between three groupings: Galactic field, LMC field variables, and globular clusters. The metal dependence on PL zero-points appears minimal based on the dispersion of JHKs observations. Period-luminosity relations for Type II Cepheids are uncertain due to distance indicators; however, pulsation parallaxes provide a solution. Stars in globular cluster periods shorter than ∼20 days exhibit linear PL relations consistent with other scales. The LMC peculiar W Vir stars lie above PL relations just discussed but below classical Cepheid PL relations. Some of them show eclipses and are suggested to be binaries, while others have distinct light curves.
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Key Technical Terms
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- VARIABLE STARS [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: Stars with variable luminosities due to changes in stellar structure or composition; crucial for understanding galactic evolution and galaxy formation. - PERIOD-LUMINOSITY RELATIONS (PL) [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: A relationship between the period of pulsation/oscillation of a star and its luminosity, providing insights into stellar evolutionary processes. PL relations are essential to understand stellar behavior in globular clusters or galaxies like LMC. - INFRARED COLORS [Wikipedia (Ko)] [Wikipedia (En)] [나무위키] [Google Scholar] [Nature] [ScienceDirect] [PubMed]
Explanation: The colors obtained from JHKs observations that reveal differences in mean luminosities between three groupings: Galactic field stars, LMC variables, and globular cluster stars; crucial for understanding metallic abundances/abundance variations.
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VARIABLE STARS, THE GALACTIC HALO AND GALAXY FORMATION C. Sterken, N. Samus and L. Szabados (Eds.) 2010 The Luminosities of Type II Cepheids and RR Lyrae Variables Michael Feast South African Astronomical Observatory and University of Cape Town2009 Abstract. Recent work on the luminosities of type II Cepheids (CephIIs) and RR Lyrae variables is reviewed. In the near infrared (JHKs) the CephIIsDec in globular clusters show a narrow, linear, period-luminosity relation over their 21 wholethe LMCperiodfollowrangethis(∼1relationto 100for periodsdays). TheshorterCephIIsthan ∼20in thedays.generalAt fieldlongerof period (the region of the RV Tau stars), the LMC field stars have a significant scatter and in the mean are more luminous than the PL relation. The OGLEIII optical data for the LMC field variables show similar trends. Infrared colours of stars in the RV Tau period range show marked mean differences between three groupings; the Galactic field, the LMC field, and globular clusters. In the case of the Galactic field, at least, this may be strongly influenced by selection effects. In the period range ∼4 to 20 days (the W Vir range) there are stars lying above the PL relation which may be recognized by their light curves and are all likely to be binaries. The bright Galactic variable, κ Pav probably belongs to this group. There is evidence that CephIIs in the general field (LMC and Galaxy)[astro-ph.GA] have a wider range of masses than those in globular clusters. At present the CephII PL zero-point depends on the pulsation parallaxes of two stars. Zero-points of RR Lyrae MV -[Fe/H] and Ks −log P relations can be ob- tained from trigonometrical, statistical and pulsation parallaxes. These zero- points are compared with those for CephIIs and with the classical Cepheid scale using variables of these three types in the LMC. Within the uncertain- ties (∼0.1mag) the various scales…
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한글 요약 (Korean Summary)
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가변 별, 은하 후광 및 은하 형성은이 백서에서 검토됩니다. II 형 Cepheids (Cephiis), RR Lyrae 변수 및 RV 타우 스타는 ~ 1 내지 100 일 범위의 다양한 기간에 걸쳐주기 경화 관계와 함께 논의됩니다. LMC 구형 클러스터는이 별의 전체 기간 범위 (~ 1 ~ 100 일)를 통해 연장되는 BL과의 좁은 PL 관계를 보여주고, RV Tau 별은 더 넓은 산란 과이 관계를 넘어서는 것입니다. 적외선 색상은 세 가지 그룹 사이의 평균 발광의 현저한 차이, 즉 은하계, LMC 필드 변수 및 구형 클러스터를 나타냅니다. PL 제로 포인트에 대한 금속 의존성은 JHKS 관찰의 분산에 기초하여 최소로 나타납니다. II 형 Cepheid에 대한주기-발광 관계는 거리 지표로 인해 불확실합니다. 그러나 맥동 시차는 솔루션을 제공합니다. 구형 클러스터 기간의 별은 ~ 20 일보다 짧은 기간이 다른 척도와 일치하는 선형 PL 관계를 나타냅니다. LMC 특이한 W vir 스타는 방금 논의 된 PL 관계 위에 있지만 고전적인 Cepheid Pl 관계보다 낮습니다. 그들 중 일부는 일식을 보여주고 바이너리로 제안되는 반면, 다른 일부는 뚜렷한 빛 곡선을 가지고 있습니다.
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주요 기술 용어 (한글 설명)
- VARIABLE STARS
설명 (Korean): 항성 구조 또는 구성의 변화로 인한 가변 광도가있는 별; 은하 진화와 은하 형성을 이해하는 데 결정적입니다.
(Original English: Stars with variable luminosities due to changes in stellar structure or composition; crucial for understanding galactic evolution and galaxy formation.) - PERIOD-LUMINOSITY RELATIONS (PL)
설명 (Korean): 별의 맥동/진동 기간과 광도 사이의 관계와 그 광도 사이의 관계. PL 관계는 LMC와 같은 구형 클러스터 또는 은하에서 항성 행동을 이해하는 데 필수적입니다.
(Original English: A relationship between the period of pulsation/oscillation of a star and its luminosity, providing insights into stellar evolutionary processes. PL relations are essential to understand stellar behavior in globular clusters or galaxies like LMC.) - INFRARED COLORS
설명 (Korean): 3 개의 그룹 사이의 평균 발광의 차이를 나타내는 JHKS 관측에서 얻은 색상 : 은하계 현장 별, LMC 변수 및 구형 클러스터 별; 금속성 풍부/풍부 변화를 이해하는 데 중요합니다.
(Original English: The colors obtained from JHKs observations that reveal differences in mean luminosities between three groupings: Galactic field stars, LMC variables, and globular cluster stars; crucial for understanding metallic abundances/abundance variations.)
발췌문 한글 번역 (Korean Translation of Excerpt)
가변 별, 은하계, 은하 및 은하 형성 C. Sterken, N. Samus 및 L. Szabados (eds.) 2010 Type II Cepheids 및 RR Lyrae 변수의 광학 Michael Feast 남아프리카 천문 관측소 및 대학원 대학의 University2009 Abstract. II 형 Cepheids (Cephiis) 및 RR Lyrae 변수의 광도에 대한 최근 연구가 검토됩니다. 근적외선 (JHKS)에서 구형 클러스터의 Cephiisdec은 21 개의 Wholethe lmcperiodfollowrangethis (~ 1 100의 ~ 1 관계)에 걸쳐 좁고 선형적인주기-수사 관계를 보여줍니다. theshortercephiisthan ~ 20 인치 thedays.generalat fildlongerof 기간 (RV tau 별의 영역), LMC 필드 별은 상당한 산란을 가지고 있으며 평균에서는 PL 관계보다 더 빛납니다. LMC 필드 변수에 대한 Ogleiii 광학 데이터는 유사한 추세를 보여줍니다. RV 타우 기간 범위에서 별의 적외선 색상은 세 그룹 사이의 평균 차이를 나타냅니다. 은하계, LMC 필드 및 구형 클러스터. 은하의 경우, 적어도 이것은 선택 효과에 의해 강하게 영향을 줄 수 있습니다. 기간 범위에서 ~ 4 ~ 20 일 (W Vir 범위)에서 PL 관계 위에 놓여있는 별이 있으며, 이는 빛 곡선으로 인식 될 수 있으며 모두 바이너리 일 가능성이 높습니다. 밝은 은하 변수, κ pav는 아마도이 그룹에 속할 것입니다. 일반 필드 (LMC 및 은하) [Astro-PH.Ga]의 Cephiis는 구형 클러스터보다 더 넓은 범위의 질량을 가지고 있다는 증거가 있습니다. 현재 Cephii pl Zero-Point는 두 별의 맥동 시차에 의존합니다. rr lyrae mv- [fe/h] 및 ks -log p 관계의 제로 포인트는 삼각법, 통계 및 맥동 시차로부터 결정될 수 있습니다. 이 제로 포인트는 LMC 에서이 세 가지 유형의 변수를 사용하여 Cephiis 및 고전적인 Cepheid 척도와 비교됩니다. 불확실성 (~ 0.1mag) 내에서 다양한 척도 …
Source: arXiv.org (or the original source of the paper)
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