Dynamical Mass Estimates for Incomplete Orbits: Young Multiple Stars in Taurus and Ophiuchus
我们提出了最近的测量轨道运动的双星，DF头和ZZ头，并在三重，埃利亚斯12，T头，和V853 OPH。我们用哈勃太空望远镜上的精细制导传感器和W. M.凯克和双子座北天文台。根据我们的测量和文献中提出的，我们进行初步的轨道分析DF头，ZZ头，埃利亚斯12钠-铌，和T头SA-锑。因为在大多数这些系统的轨道覆盖范围还没有跨越足够的轨道的一部分，我们无法找到明确的轨道解决方案。通过使用蒙特卡罗搜索技术，我们探索了轨道参数空间所允许的当前数据集为每个二进制。我们构造了加权分布的总质量的二进制文件来自一个大样本的可能的轨道，适合的数据。这些质量分布表明，总质量已经得到了很好的定义。使用140 pc的距离，我们计算出DF Tau、ZZ Tau、Elias 12 Na-Nb和T Tau Sa-Sb的总质量估计值分别为0.78（+0.25/-0.15）Msun、0.66（+0.15/-0.11）Msun、1.13（+0.36/-0.09）Msun和4.13（+1.58/-0.97）Msun。对于Elias 12 Na-Nb，其中轨道覆盖范围为~ 164度，我们计算了周期为~ 9-12年的初步轨道解。通过包括早期的月球掩星测量，我们还找到了ZZ Tau的可能轨道解，周期约为32年。通过额外的测量继续绘制轨道，导出的动力学质量将有助于约束前主序星演化的理论轨道。
2006-09-07 astro-ph
Binary fraction in low-mass star forming regions: a reexamination of the possible excesses and implications
近年来，对恒星形成区的低质量双星进行了各种调查。他们得出了相反的结论，认为其中一些关联可能存在二元过度。我开发了一种一致的方法来重新分析所有这些研究，这样我就可以一致地比较所有数据，并理解以前的发现。我还向金牛座成员报告发现了五个新的同伴。看来，金牛座的二进制分数超过了主序列值的1.7倍，范围在4-2000 AU。在这个分离范围内的伴星分数与整个主序星分数相同。蛇夫座，变色龙，可能狼疮显示类似的过度，但较低的信心水平。蛇夫座的双星似乎比金牛座有更大的流量比（朝向暗淡的伴星）。所有非常年轻的恒星形成区都有多余的双星似乎是不太可能的。双星比例似乎是在$\sim$ 100万年后建立的，但不同区域之间差异的确切性质仍然不清楚（总体双星比例，轨道周期分布）。目前不可能对二元地层模型施加限制：需要更高的角分辨率和更大的样本量。
1998-10-30 astro-ph
Cyclic brightening in the short-period WZ Sge-type cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2
我们观测到一个新的激变变星（CV）SDSS J080434.20+510349.2，并研究了其光变曲线中发现的长期变化的起源。多经度时间分辨测光观测进行了分析，最近也发现在两个新发现的CV的不寻常的行为。SDSS J080434.20+510349.2的这项研究主要涉及对所观察到的双峰光变曲线的性质及其与静止期间发生的周期性增亮的关系的理解。观测是在2007年初获得的，当时该天体的亮度约为V~17.1，比爆发前的亮度高出0.4等。光变曲线显示出正弦变化，振幅约为0.07等，周期为42.48分钟，这是该系统轨道周期的一半。此外，我们还观测到该系统的两次“迷你爆发”，每次持续时间约为4天，最高可达0.6等。“小爆发”有一个对称的轮廓，并在大约32天内重复。随后对该系统的监测显示，这种“小爆发”具有类似的复发周期。根据SDSS J080434.20+510349.2的演化状态，讨论了双峰光变曲线和周期性增亮的成因。
2008-06-09 astro-ph
Long-Term V-Band Monitoring of the Bright Stars of M33 at the Wise Observatory
在2000 - 2003年的四个观测季中，我们对M33进行了95个夜晚的V波段测光长期观测。在14 - 21等范围内，共获得了6418条亮天体的光变曲线。所有测量结果都是公开的。共检测到127个新变量，其中28个是周期性的。10个先前已知的非周期变星被确定为周期变星，其中3个是造父变星，另一个先前已知的周期变星被确定为食双星。我们推导出的周期从2.11天到近300天不等。对于50个变量，我们将我们的观测与DIRECT项目的观测相结合，获得了多达500个测量值的光变曲线，时间跨度为7年。我们已经发现了一些有趣的变量，包括99.3天的周期变量与0.04等振幅，在SNR 19的位置。
2006-05-15 astro-ph
Rotation periods for stars of the TW Hydrae association
我们对长蛇座TW星协（TWA）的晚型成员进行了测光研究，测量了12个系统中16颗恒星的自转周期。对于Webb等人和Sterzik等人列出的TWA恒星（TWA 1-13;以TW Hya = TWA 1为首），我们发现中位周期为4.7天。然而，对于我们在Zuckerman等人确定的TWA 14-19组中测量的恒星，我们发现平均周期只有0.7天。两组的周期分布在3-sigma显著性水平下无法协调。利用依巴谷到HD 102458（= TWA 19 A）的光度参数，我们发现TWA 14-19的平均距离为d \approx 90 pc，在空间上位于蛇夫座-天蝎座-半人马座OB星协（OSCA）的下半人马座-南十字座（LCC）子群的近边界。HD 102458，TWA 14，18和19 B的自行将这些恒星与LCC子群联系起来。根据Hertzsprung-Russell（H-R）图位置，我们得出HD 102458系统的年龄为\approx 1700万年，这可能是TWA 14-19组的代表性年龄。综合各种证据，我们得出这样的结论：这些恒星形成了一个空间上和旋转上不同的古老的主序前（PMS）恒星群，而不是TWA的延伸，超出了与TW Hya相关的恒星，这些恒星的年龄为\sim 1000万年，位于d \approx 55 pc。相反，TWA 14-19可能代表了仍然与LCC子组物理相关的低质量恒星。
2005-01-24 astro-ph
Models of Kilohertz Quasi-Periodic Brightness Oscillations
在16个中子星低质量X射线双星系统的吸积动力辐射中发现了千赫兹准周期亮度振荡（QPO），引起了对这些振荡起源的大量猜测和理论建模。这也导致了对这些QPO对中子星的性质和对它们的吸积流的影响的深入研究。在这篇评论中，我们描述的优势和劣势的模型，已提出的千赫兹QPO中观察到的吸积供电的排放。我们的结论是拍频模型，特别是声波点模型，是目前最有前途的。如果这些模型是正确的，那么千赫兹QPO提供了迄今为止对低质量X射线双星中中子星的质量和半径以及所有中子星中致密物质的状态方程的最强约束。
1997-12-18 astro-ph
RX J1643.7+3402 : a new bright cataclysmic variable
我们报告发现一颗新的明亮（V $\sim$ 12.6）激变变星，由ROSAT X射线源RX J1643.7+3402确定。光谱和光度观测表明，它是一个novalike变量共享一些特点的SW性别子类novalike简历。在周期“间隙”内，光谱周期可以是2 \fh 575或2 \fh 885。“在大多数夜晚都存在光度调制，其可能周期为2 \fh 595，振幅为$\sim$ 0.1等（V），并且可能是“正”或“负”的超级驼峰调制（取决于确切的光谱周期），表明该系统中存在旋进的吸积盘。在$\sim$ 15 min的时间尺度下，V重复中0.1至0.2 mag振幅的快速变化。
2001-08-23 astro-ph
A photometric monitoring of bright high-amplitude delta Scuti stars. II. Period updates for seven stars
我们提出了新的光度数据七个高振幅三角洲盾牌星。这些观测是在1996年至2002年之间获得的，主要是在约翰逊测光系统中。对于一颗恒星（GW Uma），我们的观测是自依巴谷数据发现其脉动性质以来的第一次。该项目的主要目标是更新我们对目标恒星周期变化的认识。为此，我们从文献中收集了所有可用的光度观测，并构建了数十年的恒星O-C图。由于光变化的单周期性，这种传统方法很有用。教科书中的例子慢周期演化（XX Cyg，DY Her，DY Peg）和循环周期的变化，由于光时间效应（LITE）在一个双星系统（SZ Lyn）更新的新的观测。对于YZ Boo，我们发现周期减少而不是增加。先前建议的BE Lyn的LITE解决方案（Kiss & Szatmary 1995）不支持新的O-C图。相反，我们怀疑存在的瞬态光变曲线形状变化模仿小周期的变化。
2003-03-02 astro-ph
Bright CO ro-vibrational emission lines in the class I source GSS 30 IRS1: Probing the inner disk of a young embedded star
利用甚大望远镜（VLT-UT 1）上的红外光谱仪（ISAAC）观测到蛇夫座核中的低质量I类年轻天体GSS 30 IRS 1（L=25L_sun）的4.5-4.85 μ m R=5000的光谱。探测到12 CO和13 CO的振转跃迁的强谱线发射。在覆盖的区域内总共可以看到40多条不同的线。谱线发射在空间上延伸，并从中心源检测到2”= 320 AU，但光谱无法分辨（Δ v < 30 km/s）。这是第一次从嵌入的年轻恒星物体中观察到来自CO的基本振转带中的强发射。使用一维全辐射转移代码对线通量进行建模，该代码表明，在单井约束温度（T=515+/-5 K）下，发射与LTE中的气体完全一致。此外，从两个检测到的同位素物种的CO线之间的比率表明，12 CO线必须是光学厚。然而，这与所观察到的发射的空间范围不一致，因为这意味着CO柱密度如此之低，以至于线在光学上是薄的。一个可能的解决方案是，这些线是由一个更小更密集的区域发射的，然后分散在中心恒星周围的双极腔中。这给出了1-100 M地球的总分子气体质量和~20-100 AU的物理范围的粗略估计。我们提出，最有可能的起源线发射是后冲击气体在一个密集的解离吸积激波从内部10-50 AU的拱盘。能够解离分子的激波的存在将对年轻低质量恒星周围的盘的化学演化产生影响。
2002-07-18 astro-ph
Visible-IR Colors and Lightcurve Analysis of Two Bright TNOs: 1999 TC36 and 1998 SN165
我们报告了两个明亮的海王星外天体（TNO）- 1999 TC 36和1998 SN 165}-在两个观测活动中的观测结果，作为外太阳系天体的Meudon多色巡天的一部分。测量1999 TC 36的V-J颜色（V-J=2.34+/-0.18），其与先前在可见光中测量的颜色组合，指示在所有波长下的红色反射率光谱。在大约8小时的时间跨度内，对这两个物体进行了光度测量V波段光变曲线。我们已经确定了1998 SN 165的可能自转周期为P=10.1+/-0.8 h，使其成为第七个有估计周期的TNO。由它的光变曲线Dm=0.151（+0.022/-0.030），我们推断它的不对称比a/b ≥ 1.148（+0.024/-0.031）。对于1999年TC 36，我们没有检测到任何旋转周期或周期性的信号变化的不确定性，但其光变曲线的分析提示轻微的系统性的震级下降。
2002-05-17 astro-ph
A photometric monitoring of bright high-amplitude delta Scuti stars. I. The double-mode pulsation of V567 Ophiuchi
我们提出的第一个观测项目的结果，它解决了周期变化的行为的一个样本的高振幅三角洲盾牌星。本文讨论了V567 Ophiuchi的双模性质。它连续两年在15个晚上被观测，以解决与其第二周期有关的长期模糊性。对近5000个单滤波CCD V测量结果的频率分析得到两个独立的频率（f_1=6.6879 c/d和f_2=11.8266 c/d），f_1/f_2=0.565。从文献中提取的早期数据被用来完善主导期，重新分析支持的次级周期的存在。简要讨论了可能的星震学影响。
2002-08-18 astro-ph
QZ Serpentis: A Dwarf Nova with a 2-Hour Orbital Period and an Anomalously Hot, Bright Secondary Star
本文介绍了矮新星QZ Ser的光谱学和时间序列光度学研究结果，其光谱显示出丰富的K ~（4+）-2型吸收线谱。K型二级星通常出现在矮新星中，轨道周期P-orb约为6 h，但在QZ Ser中，吸收径向速度在P-orb = 119.752（2）min处显示出明显的调制（半振幅207（5）km/s），比这种相对温暖和突出的二级光谱的典型调制短得多。H-α发射线速度以相同的周期和大致相反的相位调制。时间序列测光显示闪烁叠加在每个轨道有两个驼峰的调制上，与次级光的椭球变化一致。QZ Ser是相对短周期矮新星的第二个例子，具有令人惊讶的温暖次级。模型计算表明，次级是强烈增强的氦，并已经历了显着的核演变时，开始传质。次级光谱中的几个钠吸收特征异常强烈，这可能表明现在的表面是过去hoc循环氢燃烧的场所。
2002-06-25 astro-ph
On the Nature of the Bright Short-Period X-ray Source in the Circinus Galaxy Field
本文重新研究了圆规星系场中亮X射线源CG X-1的光谱和光变曲线。先前的分析已经得出结论，该来源是一个大约50个太阳质量的吸积黑洞，尽管注意到光变曲线类似于AM Her系统。在这里，我们表明，短周期和一个假设的主序星同伴约束的质量小于一个太阳质量的同伴。此外，在钱德拉的一次观测和随后的XMM-牛顿观测中可能看到的日食将这个紧凑物体的质量限制在大约60个太阳质量以下。如果这样一个系统位于圆规星系中，那么吸积的物体要么辐射各向异性，要么强烈违反爱丁顿极限。即使发射光束，那么在日食期间拦截这种通量的伴星将在大约1000年内被赶出热平衡并蒸发。我们发现，观测不能排除银河系中的AM Her系统，这样的系统可以解释光变曲线中的变化。
2003-11-12 astro-ph
The Araucaria Project. Bright Variable Stars in NGC 6822 from a Wide-Field Imaging Survey
我们用宽视场多历元VI测光法在矮不规则星系NGC 6822中进行了一次变星的搜寻，直到极限星等$V$ $\sim$ 22。除了在Pietrzynski等人（2004）的早期论文中已经报道的造父变星外，我们还发现了1019颗“非周期”变星，50颗周期为0.12 - 66天的周期变星和146颗可能的周期变星。其中12颗是食双星，15颗可能是新的低振幅造父变星。有趣的是，其中7颗候选造父变星的周期超过100天，振幅非常低（$I$小于0.2等），而且非常红。它们可能是年轻的，巨大的造父变星，仍然嵌在尘土飞扬的信封里。其他物体的颜色范围很广，代表不同类型发光变量的混合。一旦有更长的时间基线可用于研究，本研究中被归类为非周期性的许多变量可能会变成{ \it周期性}变量。给出了新变星的光度参数表和光变曲线图。我们目前的星表是对Baldacci等人（2005）的星表的补充，后者主要关注NGC 6822子场中的非常短周期和较暗的变量。
2006-01-18 astro-ph
The 7.5 Magnitude Limit Sample of Bright Short-Period Binary Stars. I. How Many Contact Binaries Are There?
明亮的接触双星（W UMa型或EW型，以及相关的：具有天琴座β光变EB和椭圆体ELL -，实际上，除了分离的，EA），在Vmax = 7.5等的极限范围内，被认为包括所有光度变化大于0.05等的可观测短周期（P<1天）双星。在最后样本中的32个系统中，有11个系统是由依巴谷卫星发现的。综合空间密度估计为（1.02+/-0.24 x10 ^-5 pc^-3）。相对出现频率（RFO），定义为与主序星的关系，取决于光度。对于MV>+1.5的RFO约为1/500的假设与数据一致，尽管数量统计很差，导致空间密度和RFO的不确定性约为2倍。对于较亮的双星，其RFO会迅速降低，MV<+1.5时为1/5，000，MV<+0.5时为1/30，000。先前从磁盘人口W UMa型系统的深层OGLE-I样本中确定的1/130的高RFO与新结果不一致且未经证实。大的差异的可能原因进行了讨论。它们包括几个观测效应，但也有可能在银河系中心部分的接触双星密度真正增加。
2002-07-05 astro-ph
A study of bright Southern Long Period Variables
在本文中，我们提出了径向速度曲线的AGB变量，表现出各种异常：半正规变量（SRVs）与典型的米拉周期，SRVs超过米拉2.5等振幅限制，米拉与第二个最大值在其光变曲线，和一个SRVs与一个长的第二周期。从这个和以前的研究中得到的具有可靠依巴谷星表的恒星被绘制在logP- $M_{K}$ -图中。我们的对象很好地遵循为LMC确定的logP- $M_{K}$ -关系。这允许识别脉动模式。虽然所有米拉都落在基模序列上，但SRV落在第一泛音和基模序列两者上。基模序列上的SRVs出现在高亮度和低亮度下，其中一些比振幅较大的镜像更明亮。这表明观测上，一些参数以外的光度影响的稳定性的长周期变量，可能是质量。第一泛音振荡器都显示出约4 km/s的速度振幅。对于基模振荡器，速度振幅与光振幅相关。两个以双峰光变曲线闻名的米拉R Cen和R Nor，其速度曲线完全不同。R Nor速度曲线没有显示出双峰的证据，这意味着真正的脉动周期是交替的最小值或最大值之间的时间。在R-Cen速度曲线中有轻微的双凸点迹象。这表明这些恒星的质量相对较大（3-5 Msun）。
2004-11-22 astro-ph
Synthetic properties of bright metal-poor variables. II. BL Her stars
我们研究了所谓的BL Her星的性质，即，人口II造父变星的周期短于8天，使用更新的脉动模型和进化轨迹计算采用的金属丰度范围为Z=0.0001至Z=0.004。我们推导出了不同光度带的周期-星等（PM）和周期-韦森星（PW）关系，并表明这些关系的斜率与银河系球状星团中观测变量所确定的斜率是一致的，而不依赖于采用M_V（RR）-[Fe/H]关系来得到星团RR天琴座距离。此外，我们还表明，所提供的距离预测的PM和PW的关系BL她的明星同意的RR天琴座为基础的值的误差范围内。使用预测的关系与W Vir星，这是人口II造父变星的周期超过8天，提供了没有明确的证据，或反对的变化，在PM和PW的斜率约P~10天。
2007-05-18 astro-ph
The ROSAT Bright Source RX~J0222.4+4729: an Active Nearby Short-period Binary of the BY Dra type
我们报告发现了一个新的BY Dra型双星，它被确定为在ROSAT全天巡天（Voges等人，1996年）期间探测到的明亮源RX J0222.4+4729的光学对应物。这颗恒星是一颗$V \sim 11.1$，近距离（$\sim 30$ pc），轨道周期为$P=0.46543 \pm 0.00001$ d的密近分光双星。在1.93米的上普罗旺斯（OHP）望远镜上用Elodie阶梯光栅光谱仪通过在线数值互相关获得吸收线径向速度。M0 Ve的主要表现出强烈的巴耳末和钙II H+K线发射，将这个系统中最活跃的由Dra星。虽然只有主要贡献的连续谱和吸收线光谱，dM 5e的次要通过其H $α$发射检测。根据辐射径向速度曲线的振幅估算的质量比为$q = M_{2}/M_{1} \sim 0.4$。用OHP 1.2-m和0.80-m望远镜获得的$B$和$V$波段的CCD测光表明，在光谱周期内光通量被调制，总振幅为0.2 mag，$B-V$的颜色变化很小或没有。的光变曲线，这可以归因于旋转调制的同步活跃的主星，显示极值附近的求积，也表现出长期的变化，平均亮度（0.1等），这是伴随着周围的光度最小值的变化。第二个最小值出现在相位0.5，表明主星的偏食。我们发现的X射线热光度比$\log (L_{x}/L_{bol}) \sim -3.1 \pm 0.14$支持的概念，最快速旋转的晚型恒星的日冕X射线发射…
1997-05-05 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. V. VLT, NTT and Magellan observations of nine equatorial systems
本文介绍了由SDSS光谱仪鉴定的9个暗弱激变变星的VLT、麦哲伦光谱和NTT测光。我们测量轨道周期的五个这些从速度变化的核心和翅膀的Halpha发射线。五个中有四个的轨道周期短于在已知的CV种群中观察到的2-3小时周期间隔。SDSS J004335.14-003729.8的轨道周期为Porb = 82.325 +/- 0.088 min;多普勒图显示了吸积盘、亮点和次级恒星被照射的内表面的辐射。在它的光变曲线中，我们发现一个周期性，这可能是由于白矮星的脉动。SDSS J163722.21-001957.1的Porb = 99.75 +/- 0.86 min。通过将这一新的测量结果与已公布的超级驼峰周期相结合，我们估计质量比为0.16，并推断系统的物理性质和轨道倾角。对于SDSS J164248.52+134751.4，我们发现Porb = 113.60 +/- 1.5 min。该CV的多普勒图显示了吸积盘中不寻常的亮度分布，这将受益于进一步的观测。SDSS J165837.70+184727.4的光谱特征与我们自己的VLT观测结果非常不同，尽管亮度只有很小的变化。我们从其窄的H α发射线测量Porb = 98.012 +/- 0.065 min。最后，SDSS J223843.84+010820.7有一个相对较长的周期，Porb = 194.30 +/- 0.16分钟。它包含一个磁…
2008-09-10 astro-ph
Periodic accretion from a circumbinary disk in the young binary UZ Tau E
近距离的前主序星双星预计会清除其原行星盘中的中心空洞，但物质从环双星盘穿过间隙流到单个环星盘的程度尚不清楚。在具有偏心轨道的双星中，外盘的周期性扰动被预测会引起穿过间隙的质量流，导致随着双星周期而变化的吸积。这种吸积可以通过观测表现为光度的周期性变化。在这里，我们提出了一个搜索这样的周期性吸积在前主序光谱双星UZ Tau E。我们提出了跨越三年的BVRI测光;我们发现UZ Tau E的亮度明显具有周期性，最佳拟合周期为19.16 +/- 0.04天。这与光谱双星周期19.13天一致，在这里通过分析新的和现有的径向速度数据进行了改进。UZ Tau E的亮度显示出显著的随机变化，但整体的周期模式是亮度增强的宽峰，跨越了双星轨道周期的一半以上。H-α线的变化不是明显的周期性，但考虑到数据的稀疏性，不排除某些周期性成分。光度的变化是在良好的协议与预测模拟的双星与轨道参数类似的UZ头E，这表明周期性吸积确实发生从环双星盘，补充内盘，并可能延长的时间尺度，他们可能形成行星。
2007-05-03 astro-ph
Synthetic properties of bright metal-poor variables. I. "Anomalous" Cepheids
我们提出了新的网格的演化模型，如此colled“异常”造父变星（AC），采用Z=0.0001和各种假设的祖先质量和质量损失效率。这些计算与我们以前的一组脉动模型的结果相结合，并用于建立合成人口的预测embratators以及提供一个质量-亮度关系的质量损失的情况下。我们调查的影响，质量损失的预测边界的不稳定带，我们发现，唯一显着的依赖性发生在周期幅度平面，其中的合成分布的反射器是，平均而言，明亮的约0.1马格比一个在没有质量损失。紧张的周期幅度的关系，在K波段的基本和第一泛音emptocators，提供了一个有用的工具，距离评价与固有的不确定性约为0.15等，减少到约0.04等，如果考虑到质量项。进化模型提供的约束条件用于推导进化（即，质量无关）周期-幅度-颜色关系，一旦固有颜色是众所周知的，该关系提供具有约0.1等的数量级的正式不确定性的距离测定。我们还使用模型计算从文献中调查的影响，金属含量的不稳定带和进化周期幅度颜色的关系。最后，我们比较我们的理论预测与观测变量，我们确认，一个安全的识别实际的AC需要同时的信息周期，幅度和颜色，也提供了约束的脉动模式。
2006-09-01 astro-ph
The All Sky Automated Survey. The Catalog of the Short Period Variable Stars in the Selected Fields
介绍了使用全天自动巡天原型相机进行头两个月观测的结果。超过45000颗星星在24个选定的领域覆盖140平方米。一个晚上监测几次，得到了包含10^7个单独测量值的I波段目录。周期搜索发现了126个亮于13等的周期变星，其中只有30个是包含在GCVS中的已知变星。其他90个天体是新发现的变星，主要是食双星（75%）和脉动星（17%）。我们估计，目前的变星星表对于亮度大于9等的恒星的完整性已经小于50%。该星表可以在http://www.astrouw.edu.pl/ $\sim$ gp/asas/asas. html上获得
1998-02-26 astro-ph
Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933
我们同时对SDSS J123813.73-033933.0进行光谱和光度观测。根据Ha径向速度测量，我们确定该系统的轨道周期为0.05592+/-0.00002天（80.53分钟）。光谱显示出双巴耳末发射线，两侧是强而宽的吸收，表明白矮星的主要贡献。光度学光变曲线显示复杂的可变性。该系统经历周期性增亮，最高可达0.4等，在短时间尺度上是半周期性的，周期约为7-12小时。我们还检测到40.25分钟的光变（~0.15等），相当于轨道周期的一半。其振幅随系统周期性增亮而增大。
2004-09-27 astro-ph
Possible 38 day X-ray period of KS1731-260
本文报道了对KS 1731 -260型瞬变爆发器的X射线通量的38天周期的探测。在~TJD 10150- 11050期间，当源具有高的和相对稳定的X射线通量时，检测到窄的周期峰。在TJD 11100之后，源在月的时间尺度上变得强烈可变，这污染了对38天周期的搜索。检测到的周期不能是二进制周期。在这种情况下，具有洛希瓣溢出的双星具有大的次级半径和吸积盘半径。明亮的中子星的X射线通量照射星盘和次级恒星会导致双星的高红外亮度。这显然与红外数据相矛盾，即使是在KS 1731 -260的CHANNEL错误框中最亮的红外源。剩下的可能性是，观察到的周期性与吸积盘的进动有关，类似于对SS 433，Her X-1，Cyg X-1等的观察。
2001-08-20 astro-ph
