uvby--beta photoelectric photometry of NGC 7063
J. H. Pena, L. Fox Machado, R. Garrido
通过对NGC 7063方向75颗恒星的紫外测光，我们确定了一些恒星的成员，并确定了该星团的距离（722 ± 105秒差距）、对数年龄（8.146）和红化（E（b-y）= 0.091 ± 0.039等）。
From uvby photometry of 75 stars in the direction of NGC 7063 we were able to determine membership of some stars and fix the distance (722 +- 105 pc), log age (of 8.146) and reddening (E(b-y) = 0.091 +- 0.039 mag) for the cluster.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
uvby-Hbeta CCD Photometry of NGC 1817 and NGC 1807
利用深CCD测光技术，在UVby-H β中间带系统中，对NGC 1817和NGC 1807两个天体的面积进行了研究。通过对疏散星团NGC 1817中选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）= 0.19 $\pm$ 0.05，距离模数V0-MV= 10.9 $\pm$ 0.6，金属丰度[Fe/H]= -0.34 $\pm$ 0.26，年龄log t = 9.05 $\pm$ 0.05。我们的测量使我们能够确认NGC 1807不是一个物理星团。
Ages of A-type Vega-like stars from uvby$β$ Photometry
利用Strömgren \emph{uvby$β}测光数据和理论演化轨迹估算了一个A型类织女星样本的年龄。我们发现这些A星中有13%在文献中被报道为类织女星，并且这一子集的年龄从非常年轻（5千万年）到年老（1亿年），与场A星相比没有明显的年龄差异。我们清楚地表明，类织女星恒星的红外光度分数随着年龄的增加而降低。
Stroemgren uvby photometry of the open clusters NGC 6192 and NGC 6451
我们研究了两个疏散星团NGC 6192和NGC 6451，它们的红化值有很大的不同，因此可以通过Stroemgren紫外光度法在文献中找到它们的年龄和距离。我们的测量可以解开从文献中的明显差异，并得出新的准确值。通过适当的校准，我们发现NGC 6192的总丰度大约是太阳的，而NGC 6451的丰度估计是太阳下的。从先前报道的两颗光度候选CP星中，一颗在NGC 6192内，显示了典型的B8 Si星的Stroemgren指数，而另一颗在NGC 6451内的天体很可能是前景G-型星。
Exploring Star Clusters Using Stromgren uvby Photometry
本文介绍了高精度Stromgren紫外光度法在疏散星团和球状星团中的应用。它示出了如何这样的数据可以用来确定集群的年龄，独立的距离，只有弱依赖于红化。我们还详细说明了c1指数的变化如何指向显着的恒星到恒星的C和N丰度的变化（通过3360AA NH带的强度变化）的红巨星分支（RGBs）的所有金属贫GC观察到的日期，以及对M71（NGC 6838）和47 Tuc（NGC 104）的主要序列。
An Improved uvby-Metallicity Calibration for Metal-Rich Stars
我们提出了一个改进的UVby-metallicity关系校准F，G，和早期K矮星，和一个类似的UVby-T（eff）的关系，都来自使用Levenberg-Marquardt最小化计划。我们的校准是基于1533颗恒星，这些恒星出现在Cayrel de Strobel（2001）的金属丰度汇编和Hauck-Mermilliod（1998）的紫外测光表中。我们还研究了推测的可能性，使用紫外测光产生的紫外-平面度校准。我们的结论是，虽然可能没有强有力的光度指标的存在或不存在的短周期行星，光谱指标的行星性的可能性是值得研究的。
CCD uvby-beta photometry of young open clusters. I. The double cluster h and chi Persei
我们提出了CCD紫外-β测光的年轻的双星系团h和chi英仙座的核中的恒星。我们发现，通过英仙座h核，红化变化很大，从西向东增加，其值从西部的E（b-y）=0.328+-0.022到东南部的E（b-y）=0.465+-0.025。对于英仙座chi，红化是相当恒定的，E（b-y）=0.398+-0.025。两个簇共享11.7 ± 0.1 mag.的共同距离模量，年龄为log t=7.10 ± 0.05年。
CCD uvby-beta photometry of the young open cluster NGC 663
NGC 663是一个年轻的、中等丰度的疏散星团，是所有星系团中Be星比例最大的星团之一。在这项工作中，我们提出了CCD紫外-β测光的恒星在其中心区域。我们利用这些数据获得了星系团的主要物理参数。我们发现，红化是高度可变的，其值从E（b-y）=0.639+/-0.032在中部到E（b-y）=0.555+/-0.038在东南部。发现距离模量为11.6+/-0.1 mag. (2.1 Kpc），年龄log t=7.4+/-0.1年（25+7/-5百万年）。所获得的年龄与Be现象作为进化效应的解释是一致的。
Model atmosphere calibration for synthetic photometry applications: the uvby Stromgren photometric system
鉴于准确的基本恒星参数对“恒星和星系的分光光度计测年”的重要性，我们提出了从Stromgren合成光度法中同时测定40颗恒星的有效温度和金属丰度的方法，并采用经验校准的模型大气光谱网格（BaSeL模型）。与Ribas et al.的结果，使用依巴谷天体模型，我们的工作样本的8个双星，显示出良好的协议与最可靠的天体模型，并因此给予合成测光应用的BaSeL模型的有效性的重要权重。
uvby(-$β$) photometry of high-velocity and metal-poor stars X. Stars of very low metal abundance: observations, reddenings, metallicities, classifications, distances, and relative ages
对从HK巡天中选出的另外411颗极贫金属星进行了uvby（-- $β$）测光，并用于获得星际红化、金属丰度、光度分类、距离和相对年龄等基本参数。在c_0，（b-y）_0图中，这些贫金属恒星与M92进行了比较，并发现了比这个球状星团年轻1-3个旋回的场星的证据。在星系演化的背景下讨论了这些年轻的贫金属恒星的意义，提到了这样的可能性，即贫金属物质的分级恒星形成/质量下降和/或吸积事件，从而这种物质已经从具有不同形成和化学富集历史的其他（矮）星系中获得
Simultaneous solutions of stellar parameters (Teff, [Fe/H]) from synthetic uvby Stromgren photometry
对单个恒星基本参数的全面了解是星团和星系建模的基础。SB 2食双星中各个组成部分的大多数基本恒星参数都是非常精确的。不幸的是，虽然质量和半径是很好地确定，温度强烈依赖于光度校准。在目前的工作中，我们已经使用了一个理论恒星光谱（BaSeL模型），同时获得均匀的有效温度和金属丰度从观测数据的几何校准网格。为此，我们选择了20个双星系统（40颗恒星），我们对它们进行了紫外-斯特罗姆格伦测光，并估计了误差（见Lastennet等人，ASTRO-PH/9811103，以了解详细信息）。
The luminosity calibration of the uvby-$β$ photometry
欧空局的希巴谷卫星提供了前所未有的精确度的天体测量，使人们能够重新评估、改进和完善希巴谷之前的光度校准。本文综述了Stroember-Crawford中波段测光系统的“经典”绝对星等刻度。一个小的零点校正约2-4%似乎是必要的，以及完善的依赖金属丰度和投影旋转速度。需要一个严格的统计处理的非常精确的依巴谷推导出明确的依赖物理恒星参数的光度强调。
uvby-Hbeta CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC 2548; Gaps in the Main Sequence of open clusters
本文介绍了星系团NGC 2548（M48）的深CCD紫外-β中带测光。一个完整的成员分析的基础上天体测量和光度标准。对选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）=0.06 \pm 0.03，距离模V_0-M_V=9.3 \pm 0.5（725 pc），金属丰度[Fe/H]= -0.24 \pm 0.27。通过等时线拟合，我们发现log t = 8.6 \pm 0.1（4亿年）。结合我们的光学测光和2 MASS的JHK，得到了星团成员星的有效温度。有效温度沿星系团主序的分布呈现出几个空区。已应用测试来研究HR图的主序列中的这些间隙的意义。该方法也被应用于其他几个疏散星团（昴星团，毕星团，NGC 1817和M 67），以构建一个金属丰度和年龄序列。每个集群的结果的比较给出了四个差距具有高度的意义（其中之一，集中在4900 K，以前没有报道）。
Extended Stromgren Photoelectric Photometry in NGC 752
介绍了老疏散星团NGC 752中7颗巨星和21颗主序星的扩展Stromgren系统（uvbyCa）光电测光。通过对转折星hk数据的分析，给出了星团平均金属丰度的一个新的确定方法。从10个单星成员中，[Fe/H] = -0.06 +/- 0.03，其中引用的误差是平均值的标准误差，毕宿星团的丰度设定为[Fe/H] =+0.12。如果把所有20颗在hk金属丰度刻度范围内的恒星都包括在内，这个结果是不变的。导出的[Fe/H]是在良好的协议与过去的估计使用适当归零的M1数据，转换的中等色散光谱，最近的高色散光谱。
$uvby-H_β$ CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC2682 (M67)
通过对星系团NGC 2682（M67）的深入天体测量和测光研究，我们能够精确地确定它的基本参数。作为一个古老而丰富的星团，M67是分析银盘演化的重要对象。M67是很好的研究，但缺乏广泛和深入的斯特劳格伦测光研究，使我们的结果值得。疏散星团M67中最亮的恒星在我们对NGC 1817和NGC 2548的研究中被用作uvby-Hbeta标准星，覆盖范围的扩大以及观测量的增加使得我们能够获得迄今为止公布的该星团最好的斯特龙格伦数据集。我们讨论了我们的CCD uvby-Hbeta中间带测光的结果，覆盖面积约50'x50'下降到V 19。此外，一个完整的成员分离的基础上天体测量和光度标准。对一个选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）= 0.03 \pm 0.03，距离模数V_0-M_V= 9.7 \pm 0.2，[Fe/H]= 0.01 \pm 0.14。通过等时线拟合，我们发现log t= 9.6 \pm 0.1（4.2 \pm 0.2 Gyr）。在V= 16，（b-y）= 0.4附近的一个大约60颗恒星的星团可以被解释为一个前激变变星的星群（如果是成员），或者是一个位于星团两倍距离的G型恒星流（如果不是成员）。
Four-colour photometry of eclipsing binaries. XLI uvby light curves for AD Bootis, HW Canis Majoris, SW Canis Majoris, V636 Centauri, VZ Hydrae, and WZ Ophiuchi
背景：双星的精确质量、半径和丰度的测定为恒星演化提供了重要信息，这是现代天体物理学和宇宙学中心领域的基础。目标：在长期的哥本哈根双星计划中，我们的目标是获得高质量的光变曲线和标准测光，用于确定精确的绝对尺寸和丰度，并与最近的恒星演化模型的结果进行详细比较。方法：在1985年3月至2007年7月期间，我们在位于拉西拉的ESO的Str "omgren自动望远镜上对AD Boo、HW CMA、SW CMa、V636 Cen、VZ Hya和WZ Oph进行了测光观测。研究结果：我们获得了所有6个系统的完整uvby光变曲线、星历表和标准uvby β指数。对于V636 Cen和HW CMa，我们提出了第一个现代光变曲线，而对于AD Boo、SW CMa、VZ Hya和WZ Oph，它们都比早期数据更准确和更完整。由于高的轨道偏心率（e = 0.50），加上低的轨道倾角（i = 84.7），只有一个日食，接近近星点，发生在HW CMa。对于另外两个偏心系统，V636 Cen（e = 0.134）和SW CMa（e = 0.316），已检测到拱点运动，周期分别为5270 +/-335和14900 +/-3600年。
Metallicity-dependent effective temperature determination for eclipsing binaries from synthetic uvby Stromgren photometry
利用Stromgren综合测光法，从经验标定的恒星大气模型网格出发，推导了双线分光食双星（SB 2）各组成部分的有效温度。为此，我们选择了20个SB 2的子样本，其中b-y、m_1和c_1的各个指数可用。这一新的有效温度测定是以均匀的方式对所有这些恒星进行的。由于有效温度的确定与假设的金属丰度有关，我们探索了（Teff，[Fe/H]）平面上的联立解，并将我们的结果作为置信区域计算，以匹配观测到的表面重力值，b-y，m_1和c_1，考虑到星际红化。这些置信区域表明，以前的估计Teff往往过于乐观，[Fe/H]不应该被忽略在这样的测定。与Ribas等人（1998）使用依巴谷天体松弛的比较，我们的工作样本的8个双星，显示出良好的协议与最可靠的天体松弛。这一点给出了一个显着的权重合成测光应用的BaSeL模型的有效性。
Photometric investigation of the MBM 12 molecular cloud area in Aries. I. Photoelectric photometry
给出了在白羊座MBM 12分子云和尘埃云L1454和L1457区域内12.2等以下的152颗恒星在维尔纽斯七色系统中的光电测光结果。给出了恒星光度分类的结果。下一篇论文将介绍该地区星际消光的研究。
A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. V. Photoelectric UBV Photometry of Metal-Weak Candidates from the Northern HK Survey
我们报告的光电UBV数据为268贫金属的候选人，从香港北部的目标棱镜/干涉滤光片调查的啤酒和同事。超过40%的恒星被观测了一个以上的夜晚，大多数至少有几套光度测量。红化估计，初步光谱测量的丰度，和类型分类的报告。
uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. V. The Metal-Deficient Open Cluster NGC 2243
本文报道了缺金属疏散星团NGC 2243的中带uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制为可能的星团单个成员，在星团关闭处生成100颗恒星的样本。平均E（b-y）= 0.039（0.003 s.e.m.）或E（B-V）= 0.055（0.004 s.e.m.），其中误差仅指内部误差。利用这种红化，[Fe/H]由m_1和hk两者导出，使用b-y和Hbeta作为温度指数。四种方法之间的一致性非常好，最终加权平均值为[Fe/H] = -0.57（0.03 s.e.m.）对于星团，在毕宿星团的[Fe/H] =+0.12的尺度上。结合光度和光谱数据，确定了27个可能的星团成员，并用于描绘红巨星分支和V = 13.70处的一个明确的星团，同时消除了V = 14.1处的所谓第二个星团。适当的[Fe/H]等时线之间的插值导致表观模量（m-M）= 13.15 +/- 0.1和年龄为3.8 +/- 0.2 Gyr。通过与星系距离几乎是NGC 2243两倍的星系团Berkeley 29进行微分CMD比较，Berkeley 29至少与NGC 2243一样年轻和富含金属。
uvbyCa H beta CCD Photometry of Clusters. VII. The Intermediate-Age Anticenter Cluster Melotte 71
介绍了反中心、中等年龄疏散星团Melotte 71的中波段uvbyCa H beta系统的CCD测光。仅使用颜色星等图和光度指数将数据限制在星团中可能的单个成员上，就可以在未演化的主序带上产生48颗F矮星的样本。平均E（b-y）= 0.148 +/-0.003（s.e.m.）或E（B-V）= 0.202 +/- 0.004（s.e.m.），其中误差仅指内部误差。在这种红化的情况下，[Fe/H]由m1和hk两者导出，使用H β和b-y作为温度指数，四种方法之间具有极好的一致性，最终加权平均值为[Fe/H] = -0.17 +/- 0.02（s.e.m.）对于星团，在毕宿星团的[Fe/H] =+0.12的尺度上。当调整较高的红化估计，以前的金属丰度估计从华盛顿测光和光谱，现在与中间带的结果。通过与相应金属丰度的等时线比较，确定了星团的年龄和距离为0.9 +/- 0.1 Gyr和（m-M）= 12.2 +/- 0.1或（m-M）_0 = 11.6 +/- 0.1。在这个距离上，Mel 71的银河中心距离为10.0 kpc，太阳距离银河中心为8.5 kpc。根据它的年龄、距离和元素丰度，Mel 71似乎是NGC 3960的一个人口较少的类似物。
A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. IV. uvbyCa Observations of Metal-Weak Candidates from the Northern HK Survey
本文对Beers等人的北半球HK巡天中的521颗贫金属候选星进行了uvbyCa系统的CCD测光。红化校正，恒星的光度分类，和推导的基础上Stromgren指数M1和香港的金属丰度的描述和介绍，以及初步的光谱估计的丰度。一些[Fe/H]小于或等于-2.50的极贫金属星被确认。
On the nature of Delta Scuti star HD 115520
观测盾牌座德尔塔星是最重要的，因为它们的径向脉动的多频谱对恒星内部的物理学提供了强有力的约束;因此，对这些恒星的任何新的探测和观测都是对星震学的宝贵贡献。在对2005年在墨西哥国家天文台获得的一些天琴座RR星进行紫外-β光电测光的同时，我们还观测了几颗标准星，其中包括HD 115520。在减少之后，这颗星显示出变化的迹象。有鉴于此，2006年进行了一次新的观测，在此期间，我们能够证明它的可变性和它作为盾牌座德尔塔星的性质。2007年的新观测使我们能够更准确地确定其周期性内容。这一点，以及紫外-β光电测光，使我们能够推断出它的物理特性和脉动模式。
uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. III. The Most Metal-Rich Open Cluster, NGC 6253
本文介绍了老的疏散星团NGC 6253的中波段UvbyCaH-β系统的CCD测光。尽管高水平的场星污染，由于其位置朝向银河系中心，组合的数据从多个颜色指数与核心集群样本来自径向恒星计数导致识别一组高度可能的，单一的集群成员。对71颗关闭星的选定样本进行光度分析，得出E（b-y）= 0.190 +/-0.002（s.e.m.）或E（B-V）= 0.260 +/- 0.003（s.e.m.）71颗星星金属丰度指数delta-m1和delta-hk都表明这个星团是迄今为止在这两个星系中研究的金属最丰富的天体。对现有金属丰度校准值进行简单外推，得出[Fe/H]的范围为+0.7至+0.9。具有超调的富金属等时线意味着年龄在2.5至3.5 Gyr之间，表观距离模在（m-M）= 11.6至12.2之间，具体取决于所使用的等时线。使用α增强等时线的拟合的改进可能表明星系团[Fe/H]更接近+0.4，但光度指数被元素分布而不是定标太阳扭曲。该星团的银河系中心位置，结合其他星团和造父变星的数据，与内盘的金属丰度一致，自盘的早期历史以来，金属丰度远高于太阳，不像太阳附近。
The Calibration of Stromgren uvby-Hbeta Photometry for Late-Type Stars -- a Model Atmosphere Approach
我们的目标是测试的权力的理论校准的基础上，新一代的MARCS模型与观测photomeric数据进行比较。我们计算合成uvby-Hbeta颜色指数从合成光谱。一个388场星以及恒星的球状星团的样本是用来直接比较的综合指数与经验数据和仔细研究的可能性，温度，金属丰度和重力的理论校准。我们表明，合成（b-y）颜色的温度敏感性是非常接近其经验对应，而基于Hbeta的温度标度显示出轻微的偏移。根据光谱测定，m1指数（以及G型星与c1的组合）的理论金属丰度灵敏度略大于经验值。与F星的观测结果相比，合成c1指数的重力灵敏度表现出令人满意的行为。对于温度比太阳低的恒星，c1-（b-y）图中的偏差是显著的。（b-y）、（v-y）和c1的理论校准似乎适用于Pop II恒星，并导致球状星团恒星的有效温度支持Korn等人（2007）最近的主张，即在NGC 6397的关闭点附近的恒星中发生原子扩散。在许多情况下，恒星大气的合成颜色确实可以用来导出可靠的基本恒星参数。与观测数据相比，观察到的偏差可能是由于不完整的线表，但也可能是由于假设平行平面或球形几何形状和LTE的影响。
uvbyHbeta CCD Photometry of Clusters. IV. Solving the Riddle of NGC 3680
本文介绍了疏散星团NGC 3680的uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制在可能的星团成员上，定义了一个在星团关闭处的34颗恒星的样本，这意味着E（b-y）=0.042（0.002）或E（B-V）= 0.058（0.003），其中误差（s.e.m）仅指内部误差。在这种红化的情况下，[Fe/H]是使用b-y和Hbeta作为温度指数从m1和hk导出的。这四种方法之间的一致性非常好，最终得到星系团的[Fe/H] = -0.14（0.03），消除了过去uvby分析与红巨星广泛结果之间的明显差异，其原因已被追溯到原始m1指数中的明显零点偏移。利用从各种研究中得到的均匀化和合并的V，b-y数据转换成B-V，将星系团CMD与NGC 752，IC 4651和Girardi et al.（2002）的核心对流过冲等时线进行了比较。通过内插到适当的金属丰度，发现NGC 752、IC 4651和NGC 3680的E（B-V）、（m-M）和年龄分别为（0.03，8.30，1.55 Gyr）、（0.10，10.20，1.7 Gyr）和（0.06，10.20，1.85 Gyr）。修正后的年龄和金属丰度序列以及巨星的颜色分布提供了证据，证明NGC 3680中定义明显团块的巨星主要是第一升巨星，如其Li丰度所示，而NGC 752中的团块星，在（B-V）中蓝0.1等，是He核心燃烧的恒…
Empirically Constrained Color-Temperature Relations. II. uvby
根据MARCS模型大气和冷矮星、巨星的SSG合成光谱，导出了Stromgren紫外光度系统的一个新的理论色指数网格。在较温暖的温度下，这个网格已经补充了来自最近库鲁茨大气模型的合成紫外线颜色，而没有过冲。我们的变换似乎再现了观察到的极端贫金属的关闭和巨星的颜色（即，[Fe/H]<-2）。然而，由于在合成色计算中所作的一些假设，我们对冷星的色温关系不能提供一个合适的匹配到[Fe/H]>-2的星团和场星的紫外测光。为了克服这个问题，在中间和高金属丰度的理论指数已被校正使用一组颜色校准的基础上，具有准确的IRFM温度估计和光谱[Fe/H]值的场星。令人鼓舞的是，采用本研究中导出的转换的等时线能够相当好地再现一些疏散星团和球状星团（包括M92，M67，毕星团和47 Tuc）的观测到的CMD（包括u-v，v-b和b-y颜色）。此外，我们对这些数据的解释与VandenBerg & Clem（2003，AJ，126，778）从对相同集群的BV（RI）c观测的考虑中给出的解释非常相似，如果不是相同的话。在目前的调查中，我们还分析了所观察到的Stromgren测光的经典人口II亚矮星，比较我们的“最终”（b-y）-Teff的关系与经验得出的一些最近的研究，并在一定程度上详细检查的依赖性的m1指数[Fe/H]。
Candidate Pre-Mainsequence F Stars with Circumstellar Dust Identified Using Combined 2MASS and uvby Data
本文提出了一种利用近红外加紫外光度法来确定F星和A星周围潜在的广泛的星周尘埃环境的方法。该方法已被应用到一个样本的~900富金属红F星的2 MASS和uvby数据，表明存在的拱星尘埃发射近红外的~70颗恒星。log T_e-M_V图表明，其中大部分（如果不是全部）可能是主序列前（PMS）。它们似乎是Herbig Ae/Be PMS星类在光谱型F中的延续。它们的数量在log T_e ~ 3.84处急剧下降（光谱类型晚于~F5），这可能为1 ~ 2太阳质量恒星的PMS演化提供新的线索。我们列出了21个最引人注目的候选恒星与星周尘埃。其中大约一半与绕着ρ Oph的恒星形成区有关。这21颗恒星中最亮的一颗，V < 7.5，是红外线天文台的来源，表明存在着发出远红外线的加热尘埃。在这个列表中，HD 81270被报道为一颗非常不寻常的恒星，以70公里/秒的速度远离银河平面。
The Geneva-Copenhagen Survey of the Solar neighbourhood II. New uvby calibrations and rediscussion of stellar ages, the G dwarf problem, age-metallicity diagram, and heating mechanisms of the disk
年龄，金属丰度，空间速度，和银河系轨道的恒星在太阳附近的银河系盘演化模型的基本观测约束。我们的目标是巩固校准的紫外线光度到Te，[Fe/H]，距离和年龄的F和G星和重新讨论的结果，日内瓦-哥本哈根调查（Nordstrom等。2004年; GCS）的演变方面的磁盘。我们大大提高了早期F星的Te和[Fe/H]校准，光谱温度有很大的系统误差。我们重新计算的年龄与Takeda等人（2007）的独立测定结果非常一致，表明现在可以可靠地测定等时线年龄。修订后的G-矮星金属丰度分布仍然与闭箱模型不兼容，薄盘的年龄-金属丰度关系几乎保持平坦，在所有年龄都有大的真实分散（σ内在= 0.20 dex）。薄盘的动态加热在其整个生命周期中持续;特定的面内动力学效应主导U和V速度的演化，而W速度在所有年龄段都保持随机。当从运动学标准为恒星分配厚盘和薄盘成员时，最老恒星的参数应该用来确定薄盘。
Optical Multicolor Photometry of Spectrophotometric Standard Stars
本文提供了一组在哈勃空间望远镜上用作分光光度标准星的Johnson-Kron-Bronins UBVRI宽带光度系统的光电数据。
The usage of Stromgren photometry in studies of Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies - Application to Draco: a new catalogue of Draco members and a study of the metallicity distribution function and radial gradients
在本文中，我们证明如何斯特龙格伦紫外光度法可以有效地用于：1。识别出矮球状星系中的红巨星分支星。2.推导出相同恒星与年龄无关的金属丰度，并量化相关误差。在以天龙座矮球状星系为中心的11 x 22弧分视场中，使用拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜获得了斯特龙格伦紫外光度学。Draco dSph星系的成员是用区分红巨星和矮星的表面重力敏感的c_1指数确定的。因此，使我们能够区分（红巨星分支）成员的矮球状星系的前景矮星在我们的星系。该方法通过比较我们的成员名单与文献中的径向速度和自行车的基础上的成员分类进行评估。金属丰度敏感的m_1指数被用来获得个人和年龄无关的Draco dSph星系的成员的金属丰度。推导出的金属丰度进行了比较，基于高分辨率光谱学的研究和协议是非常好的。我们目前的169名成员的红巨星分支的天龙座矮球状星系（迄今为止最大的样本）的金属丰度。Draco dSph星系的金属丰度分布函数显示平均值[Fe/H] = -1.74 dex，扩散为0.24 dex。红巨星分支上恒星的金属丰度和颜色之间的相关性与占主导地位的古老和同时代的人口是一致的。有可能是一个空间人口梯度的领域与最富金属的恒星更集中的金属比贫星。
Determining the Physical Properties of the B Stars II. Calibration of Synthetic Photometry
我们提出了一个新的校准光学（UBV，Stromgren，uvby-beta，和日内瓦）和近红外（约翰逊RIJHK和2MASS）测光的B和早期A星来自Kurucz（1991）阿特拉斯模型大气。我们的恒星样本包括45颗正常的、邻近的B星和早期的A星，它们具有高质量、低分辨率的IUE光谱和精确的依巴谷星群。校准是独特的，因为它只依赖于紫外光谱能量分布，V过滤器的绝对通量校准和依巴谷距离，以确定适当的模型大气程序的明星。然后，这些模型被用来校准合成测光。我们比较我们的结果与以前的，公认的结果，并提供了一个彻底的讨论的随机误差和系统的影响校准。特别是，我们证明了vsini的影响来自拟合模型大气的表面重力。最后，我们讨论了我们的一些预期的应用程序，这种新的校准。
Str{ö}mgren Color-Temperature Relations for Cool Stars
本文给出了一个新的扩展网格，它包含了3000 K $\leq$ T $_{\rm{eff}}$ $\leq$ 8000 K，0.0 $\leq$ log $g$ $\leq$ ABMM 5.0和-3.0 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.5。这些纯理论的颜色被放置在观测系统上，使用来自具有$Hipparcos$视差和由红外通量方法确定的有效温度的邻近场星的$uvby$测光的颜色校准。利用所得的色温关系将现代等时线转换到观测平面上，可以相当满意地再现几个疏散星团和球状星团（特别是M 67、M 92和47 Tuc）的$uvby$色星等图。
Simultaneous intensive photometry and high resolution spectroscopy of delta Scuti stars. III. Mode identifications and physical calibrations in HD 2724
在我们新的同步测光和光谱学（885紫外差分测量在11个夜晚和154光谱图的Fe II 4508 A区域在5个夜晚）的基础上，我们可以检测到12个可能的周期在这颗恒星的变化模式，确定7的频率没有任何歧义。通过直接拟合脉动模型，我们的数据，我们估计旋转轴的倾角约为50度。并获得4种模式的可靠识别，以及关于其他模式的有用信息：没有可见的逆行模式，而恒星似乎对纯粹的扇形椭圆振荡表现出一定的偏好。最后，我们的最低频率的径向基本脉动的属性允许一个新的校准的物理参数。特别是，重力可以确定与不寻常的精度和光度的评估变得更加符合依巴谷天体测量。
Consistency of the metallicity distributions of nearby F, G and K dwarfs
研究了F、G和K矮星金属丰度分布的一致性。利用紫外光度法测定的K矮星金属丰度，提出了一个新的K矮星金属丰度分布。与G矮星问题类似，贫金属K矮星的数量非常少。我们发现，晚型矮星具有一致的金属丰度分布。我们还提出了初步的修正这些分布，以考虑到污染的紫外线指数由于色球活动在这些恒星，因为附近的晚型矮星约30%的活跃色球。我们认为较冷恒星的金属丰度分布可能不同于较热恒星的金属丰度分布，这是由于（i）金属增强的恒星形成和（ii）附近恒星目录中的金属丰度偏差。我们的结论是，这些假设是不可能产生重要的差异，在晚型矮星的金属丰度分布。
CP2 stars in clusters: deep Delta a-photometry
利用光电测光法通过Delta a-系统（Maitzen 1976）对5200 A处的特征通量凹陷特征进行采样，在疏散星团中寻找化学奇特（CP）星，迄今为止已经提供了距离太阳通常不超过1000 pc的天体的数据。如果人们打算研究距离太阳更远的CP星的存在，则必须用CCD测光代替经典测光。对于第一次，我们的调查提出了CCD测光的结果，在三角洲a-系统的丰富的疏散星团，这是在一个距离明显超出迄今为止研究的对象，Melotte 105（2千秒差距，日志年龄= 8.5）。与已发表的紫外光度法比较，标定了本系统的色指数g_1-y，这是导出特性指数Δ a所必需的。为此，我们实现了平均精度为0.007马格。六个对象只有轻微奇特的三角洲a值被发现，但光谱和额外的光度证据需要证实其特殊性。
Investigating star formation in the young open cluster NGC 6383
通过研究年轻的疏散星团，我们可以研究在几百万年内恒星形成的重要机制。例如，吸积率作为旋转速度的函数可以被研究。类似地，由高质量损失率的大质量恒星引发的连续恒星形成也可以被详细研究。我们确定了NGC 6383的可能成员，并确定了集群参数。本文介绍了一种新的Stromgren紫外CCD测光法。这一新的数据，与约翰逊UBV和2 MASS数据的近红外光谱，被用来调查的特点，以及零年龄的主序列集群成员。本文给出了NGC 6383视场内272颗恒星的Stromgren紫外CCD测光结果，并导出了它的红化E（b-y）=0.21（4）等，以及距太阳的距离d=1.7（3）kpc。探测到了几颗具有近红外过量的恒星以及经典Herbig Ae/Be和T Tauri星域中的物体。两个先前已知的变星被确认为快速旋转的PMS星。在色星等图中，星群与可能的星群是明显分开的。NGC 6383是一个年轻的疏散星团，年龄小于400万年，正在经历持续的恒星形成过程。真正的主序前成员可能会被发现，绝对星等低至+6等，具有各种自转速度和恒星活动。
An efficient photoelectric X-ray Polarimeter for the study of Black Holes and Neutron Stars
在天文学中，基本上有四种观测来提取电磁辐射所携带的信息：测光，成像，光谱和偏振。通过对前三种技术的最佳利用，X射线天文学已经能够揭开紧凑的高能量源的暴力世界。在这里，我们报告一种新的仪器，带来高效率也X射线偏振，最后一个未开发的领域的X射线天文学。这样就有可能分辨出紧凑源的内部结构，否则这些源甚至对X射线干涉测量法1来说都是无法接近的。偏振测量法可以通过测量与高度不对称的物质分布（吸积盘）和磁场相互作用产生的偏振辐射，提供在极端磁场和引力场下物质状态的直接、直观的图像。这种新仪器从精细细分的气体检测器成像的光电子的轨迹中获得偏振信息。其灵敏度的巨大提高（至少两个数量级）将允许直接探索X射线天空中最引人注目的物体。
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS Photometry
利用两微米全天巡天（2MASS）第二次增量数据发布目录，我们已经检索了数百个热次矮星（sdO和sdB星）的近红外星等从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。检查2MASS测光单独或结合视觉测光（约翰逊BV或Stromgren uvby）在文献中，我们表明，它是可能的，以确定热亚矮星，表现出红色的红外颜色，可以归因于存在一个未解决的晚期类型的同伴。利用这个大的样本，我们第一次尝试定义一个近似体积有限的热次矮星样本。我们讨论的考虑因素，偏见，并在定义这样的样本的困难。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在幅值受限的样本中，约40%具有与未分辨的晚期类型伴星的存在相一致的颜色。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数约为30%。
Stromgren Photometry of Globular Clusters: The Distance and Age of M13, Evidence For Two Populations of Horizontal-Branch Stars
本文介绍了球状星团M13（NGC 6205）在Stromgren uby-Beta系统中的深CCD测光，确定了前景红化E（b-y）= 0.015等。通过对依巴谷贫金属次矮星主序的拟合，我们得到（m-M）_0=14.38 +-0.10，这意味着在[Fe/H]=-1.61和[Alpha/Fe]=0.3的条件下，年龄接近12 Gyr。与距离无关的（（b-y）_0，c_0）图表明，M13与金属丰度相近的贫金属场次矮星在± 1Gyr范围内是一致的。此外，我们还发现，在任意给定的（b-y）_0颜色下，M13红巨星分支（RGB）星的c_0指数都有很大的扩展。我们怀疑，这种散射，它至少延伸到RGB的基础一样微弱，最有可能是由于恒星到恒星的CNO元素的大气丰度的变化。我们还注意到，在M13的HB上存在着两个看似独立的恒星星族。在其他可能性中，它可能是由于在前体红巨星中发生深度混合的程度不同而产生的。
Globular Cluster Ages and Stromgren CCD Photometry
Stromgren紫外CCD测光法可以用多种方法来约束球状星团的绝对和相对年龄。红化校正的（v-y，c1）图提供了一种方法来推导年龄是完全独立的距离。同样化学组成的星团的非常精确的微分年龄也可以从这种双色图中确定，或者从测量次巨星和水平分支在$u-y, u$平面上的星等差Δ u中确定（这两个特征都是平坦的，并且定义明确，甚至对于像M13这样在（B-V，V）图上有极蓝色HB的星团也是如此）。根据高质量的测光结果，我们发现：（1）M92的年龄为15 Gyr，（2）M3和M13的年龄相差< 1 Gyr，（3）NGC 288、NGC 362和NGC 1851的年龄在1.5 Gyr以内。这些结果有力地表明，年龄不可能是唯一的"第二参数“。最后，我们认为，在我们迄今为止研究的所有贫金属星团中，观测到的巨大分支星之间的c1变化可能是由于恒星与恒星之间的C和N丰度变化，并可能表明大多数（如果不是全部的话）球状星团至少在这些元素中具有“原始”变化。
Reddenings and metallicities in the LMC and SMC from Stroemgren CCD photometry
用Stroemgren紫外CCD测光法测定了小麦哲伦云（SMC）和大麦云云（LMC）中两个视场的B星个体红化。在两个LMC场中，我们发现E（B-V）= 0.085 +/- 0.02的前景红化，并且对于SMC场，我们发现E（B-V）= 0.070 +/- 0.02。除了前景红化之外，我们还发现了来自云内部红化的贡献，最高可达E（B-V）~ 0.21。内在的贡献是不相关的位置在我们的6 × 4.5弧分CCD领域，但在一个基本上随机的方式变化。除非测量特定物体的变红，否则它的不确定性将从E（B-V）中的+/- 0.035（最好的情况，远离中心条）到超过+/- 0.10（接近中心条）。本文用Stroemgren vby光度法计算了观测场中GK巨星的金属丰度。采用平均红化，我们得到的平均金属丰度与F和G超巨星的光谱研究结果一致，但有相当大的分散性，从[Fe/H]~ -2.0到> 0.然而，散射的一个重要部分是由于变红的变化，而不是内在的。可能存在的高金属量恒星应进一步使用光谱方法进行研究。
Preparing the COROT space mission: new variable stars in the galactic Anticenter direction
介绍了与筹备COROT天文地震测光空间飞行任务有关的活动。在不同的天文台和望远镜上获得了光电观测、宽视场CCD测光、uvbyB校准和进一步的时间序列。他们计划在银河系Anticenter方向完成COROT计划。除了涵盖ZAMS和TAMS之间不同演化阶段的合适的星震目标外，我们还发现了其他几颗变星，既有脉动星，也有几何变星。我们比较了在银河系中心和Anticenter方向的变化的发病率的结果。获得了物理参数，并计算了拟合这些参数的演化轨迹。一些个别恒星的特殊性已经指出。根据在圣佩德罗马蒂尔、内华达山脉、泰德、拉西拉、上普罗旺斯和Roque de Los Muchachos（国家伽利略望远镜和墨卡托望远镜）天文台收集的观测资料编写的论文。
Photometric and spectroscopic study of the young open cluster NGC 1893
本文介绍了疏散星团NGC 1893的紫外-β CCD测光。我们的光度测量深度足以覆盖完整的主序B光谱型。我们确定了大约50个非常可能的成员，光谱类型为B 9-A0，其中一些成员的红度比平均值高得多。我们导出了色余E（b-y）= 0.33 ± 0.03和去红距离模V_0 - M_V = 13.9 ± 0.2。从β指数，我们确定了几个候选人的发射线恒星，我们已经获得光谱。其中三个显示对应于光谱类型F的光谱，但在发射中显示H-α。本研究和以前的研究中的光度测量表明存在很强的变异性。这些特征表明它们是光谱型为F的前主序星。我们还确定了两个可能的赫比格是明星。这些结果暗示在NGC 1893中存在相当大的前主序群。
Reddening distribution across the center of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了新的中波段紫外Stromgren和宽波段VI测光的中心区域的球状星团欧米茄Cen。从这个光度学中，我们得到了相对于另外两个球状星团（M13和NGC 288）的微分红化估计，使用的是与金属性无关的无红化温度指数[c]=（u-v）-（v-b）- 0.2（b-y），对于热水平支（HB）星（T_e> 8,500 K）。我们估计这些热HB星使用光学和近红外颜色的颜色过剩，并发现星团内的核心区域几乎是两个因素的消光变化。特别是，与红度较低的天体相比，红度较高的天体的最大密度似乎沿着赤经轴移动。这些发现使研究半人马座欧米茄恒星形成历史的光度测量工作复杂化。
A multicolor CCD photometric study of the open clusters NGC 2866, Pismis 19, Westerlund 2, ESO96-SC04, NGC 5617 and NGC 6204
本文对六个南方致密疏散星团的核心区进行了精确的深BVI CCD测光（其中一个补充了U和R波段）。这些星系团通常只有很少的光度数据公布，在某些情况下只有光电或摄影。再加上采用现代参考等时线，这使我们能够获得改进的价值观，他们的距离，红化，年龄和主要的层序形态。
CCD photometric search for peculiar stars in open clusters. V. NGC 2099, NGC 3114, NGC 6204, NGC 6705 and NGC 6756
我们利用窄带Delta α系统研究了五个中等年龄的疏散星团（NGC 2099，NGC 3114，NGC 6204，NGC 6705和NGC 6756）的1008个天体。由于使用了大量的单个帧（总共193个），因此测光特性的检测限非常低（始终小于0.009 mag）。我们在NGC 6705和NGC 6756中发现了六个奇特的天体，其中一个几乎可以肯定是未红化的晚型前景星。剩下的五颗恒星可能是星团成员和真正的化学特殊天体（两颗是λ牧夫座类型的候选者）。此外，我们已经调查了NGC 3114，一个已经存在光电Δ测量的星系团。CCD和光电值的比较显示出非常好的一致性。再次，我们的CCD三角洲光度系统的高能力，挑选出真正的奇特的对象，以及额外的测量宽或中间带光度证明。
An asteroseismic study of the Beta Cephei star Theta Ophiuchi: photometric results
2003年4月至8月，我们对仙王座β星蛇夫座θ进行了三个地点的测光活动。在77个晴朗的夜晚获得了245小时的差分光电紫外测光。我们的测量的频率分析导致在7.116和7.973 c/d之间的窄频率间隔内检测到七种脉动模式。没有组合或谐波frequencywerened. We进行了模式识别的个人脉动，从我们的颜色测光，显示存在一个径向模式，一个旋转分裂l=1三重态和可能的三个组件的旋转分裂l=2五重态。我们讨论了我们的研究结果的影响，并指出蛇夫座θ的脉动光谱的另一个造父β星，V836岑的相似性。
Discovery and disentangling of multi-mode delta-Sct pulsations in the eclipsing binary V994 Her
对依巴谷卫星发现的食双星V994 Her进行了精确而广泛的光电测光。一个明显的脉动活动是明显的光变曲线，与周期0.152100488，0.116836079和0.09466580天，似乎是一个多模式三角洲-Sct脉动的基本，第一和第二泛音周期的同时存在。在2002年6月10日至2004年7月15日的整个观测活动中，后者的振幅和相位保持稳定。
Seven-color Vilnius photometry of the open cluster NGC 752
介绍了维尔纽斯星系中疏散星团NGC 752区域内65颗恒星的新的七色光电观测结果。基于精确光度分类的单个恒星，我们确定表观距离模（m-M）=8.38，星团的平均红化E（Y-V）=0.027，或E（B-V）=0.034。主序星的平均光度金属丰度[Fe/H]=-0.14，略低于红团巨星的[Fe/H]=-0.08。这种差异表明，红巨星在后期的演化阶段可能没有零年龄的表面值[Fe/H]。我们利用最小二乘最小化技术，以适应帕多瓦理论等时线的CMD，当考虑到双星的人口。通过改变距离模数、金属丰度和年龄，在观测到的恒星的七个星等和颜色与模型双星的七个星等和颜色之间找到了最佳匹配，这使得距离模数比从单个恒星得出的距离模数小0.2等，即，(m-M)=8.18，金属丰度（[Fe/H]=-0.12）非常相似，年龄为1.6 Gyr。根据这些结果，光度联星在主序星中的比例约为40%。
Recent photometry of symbiotic stars - XII
本文介绍了2003年9月至2007年2月期间对15颗共生星（EG And，Z And，AE Ara，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1329 Cyg，TX CVn，AG Dra，Draco C-1，RW Hya，SY Mus，AR Pav，AG Peg，AX Per）的最后一个轨道周期的光度观测结果。我们得到了我们的数据，经典的光电和CCD测光。主要结果是：EG和从2003年开始在U中增亮约0.3等.在2006年底，在U光变曲线（LC）中形成了0.5等深的初级最小值。Z并继续其最近的活动，开始于2000年秋季。2004年夏季开始了一次新的小爆发，峰值U星等约为9.2等。在2006年春天，这颗恒星进入了一次大规模的爆发。它在2006年7月达到历史最高值U = 8.0。AE Ara在2006年2月爆发，Dm（vis）约。1.2 2006年8月，BF Cyg进入了一个新的活跃阶段。亮度最大值（U约9.4)在2006年9月进行了测量。CH Cyg持续处于静止阶段。在2006年6月至12月期间，测量到所有颜色的约2 mag下降。CI Cyg在2006年5月至6月期间开始了一个新的活跃阶段。31年后，它在美国爆发了大约2等。TX CVn保持明亮的舞台，U约。10.5从2003年开始。AG Dra在2006年6月进入了一个新的大爆发。它在2006年9月达到U = 8.0的最大值。AR…
Eclipsing Binaries as Astrophysical Laboratories: Internal Structure, Convective Core Overshooting and Evolution of the B-star Components of V380 Cygni
对天鹅座V380（B1.5II-III + B2 V）重要的偏心食系统进行了UBV差分光电测光的新的测光解。从光变曲线的分析中获得的光度元素已经与Popper & Guinan最近发表的光谱解决方案相结合，并导致了系统组件的物理性质。恒星的有效温度已被确定拟合IUE紫外分光光度法Kurucz模型大气，并与其他测定从宽带和中间带标准光度法进行了比较。主星和副星的质量、绝对半径和有效温度分别为：11.1+/-0.5 Mo，14.7+/-0.2 Ro，21350+/-400 K和6.95+/-0.25 Mo，3.74+/-0.07 Ro，20500+/-500 K。此外，通过对1923年至1995年12次日食的分析，重新确定了该系统的拱点运动速率。利用恒星结构和演化模型，结合现代输入物理学，对该系统中质量较大的恒星核心的对流程度进行了测试。log g-log Teff图的分析和拱点运动的研究都表明一颗恒星有一个更大的对流核心，因此比目前假设的更集中。这已经以过冲参数的形式量化，其值为0.6+/-0.1。最后，还研究了系统的潮汐演化（同步时间和循环时间）。
Atomic diffusion and mixing in old stars II. Observations of stars in the globular cluster NGC 6397 with VLT/FLAMES-GIRAFFE
最近在球状星团NGC 6397（[Fe/H]=-2）中发现了表面重元素丰度的演化趋势，表明这些恒星中存在原子扩散作用。这种趋势构成了重要的限制，在何种程度上扩散修改的内部结构和表面的太阳型，贫金属恒星的丰度。我们执行一个独立的检查的现实和大小的丰度变化，在这个贫金属球状星团。观测数据覆盖一个大的恒星样本，位于集群的关闭点和红巨星分支的基础之间，均匀分析。光谱数据由VLT-UT 2上的中高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE获得。我们从巴耳末线的轮廓拟合和应用色温校准Strömgren紫外和宽带BVI光度法获得独立的有效温度尺度。一个自动化的光谱分析代码一起使用网格的MARCS模型大气，以获得恒星表面的镁，钙，钛和铁的丰度。我们系统地确定了更高的铁丰度的演化恒星。与我们样本中最冷、最进化的恒星相比，关闭点恒星表面铁的丰度低0.13dex。有一个强有力的迹象表明，在镁类似的趋势，而钙和钛的丰度更均匀。在合理的误差范围内，所获得的丰度趋势与恒星结构模型的预测，包括扩散过程（沉降，悬浮），如果额外的湍流混合下面的外对流区包括在内。
Asteroseismology of the Beta Cephei star 12 (DD) Lacertae: photometric observations, pulsational frequency analysis and mode identification
我们报告了一个多站点测光活动的仙王座β星12蝎虎座。在190个夜晚，用9台望远镜获得了750小时的高质量差分光电Stromgren、Johnson和Geneva时间序列测光。我们的频率分析结果在光变曲线中检测到23个正弦信号。其中11个对应于独立的脉动模式，其余的是组合频率。我们发现一些缓慢的非周期性变化，如似乎存在于几个仙王座β星。我们根据颜色测光进行模式识别，明确地推导出五个最强模式的球形度l，并为较弱模式提供对l的约束。我们发现0 <= 1 <= 4的模式的混合。特别是，我们证明了先前怀疑的旋转分裂三重态内的模式12紫胶组成的模式不同的l;他们的等频率分裂，因此必须是偶然的。我们在光变曲线中检测到的周期信号之一被认为是通过2：1共振的非线性模式耦合激发到可见振幅的线性稳定模式。我们还发现了一个低频信号的光的变化，其物理性质是不清楚的，它可能是一个父或子模式共振耦合。其余的组合频率与简单的光变曲线畸变一致。12 Lac的激发脉动频率的范围可能足够大，以致于它不能被标准模型再现。我们怀疑这颗恒星在脉动驱动区有更大的金属丰度，这一假设也能够解释大麦哲伦星系中存在的造父β星。
Asteroseismology of the Beta Cephei star Nu Eridani: photometric observations and pulsational frequency analysis
我们对造父β星波江座Nu进行了多点测光活动。在148个晴朗的夜晚，用11台望远镜获得了600多小时的差分光电紫外线光度测量。我们的测量的频率分析表明，Nu Eri的可变性可以分解为23个正弦分量，其中8个对应于5 - 8 c/d之间的独立脉动频率。其中一些被安排在多重，这表明旋转的m-模式分裂的非径向脉动模式的原因。如果是这样，恒星的自转周期必须在30 - 60 d之间。在Nu Eri的光变曲线中，有一个信号的频率非常低，为0.432 c/d。它可以是高阶组合频率，或者更可能是独立脉动模式。在后一种情况下，Nu Eri既是一颗造父β星，又是一颗缓慢脉动的B（SPB）星。在过去的40年里，Nu Eri各个脉动模式的光度振幅似乎增加了约20%。恒星的主要组合频率的振幅也是如此。在后者中，我们只能确定和频，而不是差频，这表明，无论是最简单形式的光变曲线畸变还是共振模耦合都不是它们的单一原因。我们的比较星之一，波江座μ，原来是一个可变的主导时间尺度为1.62 d。我们相信，它要么是一个SPB星刚刚离开它的不稳定带，要么它的变化是旋转的起源。
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