Spitzer Transit and Secondary Eclipse Photometry of GJ 436b
我们报告的结果红外（8微米）过境和二次日食测光的热海王星系外行星，GJ 436 b使用斯皮策。这些数据的精度几乎达到光子极限，使我们能够测量行星的改进半径，并检测二次日食。这颗凌日（中心在HJD = 2454280.78149 +/-0.00016）显示出典型的红外凌日的平底形状，它精确地定义了行星与恒星的半径比（0.0839 +/-0.0005），与恒星的性质无关。然而，我们得到的行星半径，以及恒星的质量和半径，通过拟合的凌日曲线，同时与经验的质量半径关系的M-矮星（M=R）。我们发现Rs=Ms=0.47 +/-0.02太阳单位，Rp= 27，600 +/-1170 km（4.33 +/-0.18地球半径）。这个半径大大超过了一个裸露的海洋行星的半径，并且需要一个气态的氢氦包层。次食发生在相位0.587 +/-0.005，证明了一个显著的轨道偏心率（e=0.15 +/-0.012）。日食的振幅（5.7 +/-0.8e-4）表明该行星的亮度温度为T=712 +/-36K。如果这是行星的物理温度的指示，它表明在行星潮汐加热的发生。一颗未被描述的第二颗行星可能提供持续的引力扰动，以维持GJ 436 b在长时间尺度上的轨道偏心率。
2007-07-18 astro-ph
Pushing the Limits of Ground-Based Photometric Precision -- Sub-Millimagnitude Time-Series Photometry of the Open Cluster NGC 6791
本文利用6.5米MMT望远镜上的Megacam宽视场镶嵌CCD相机对疏散星团NGC 6791进行了三个夜晚的时间序列研究。这项研究的目的是证明有能力获得非常高的精度测光的大量恒星。我们对该星团中8000多颗14.3 < R < 20.1的恒星实现了优于1%的精度，对300多颗14.6 < R < 16.3的恒星实现了亚毫米级（低至0.36 mmag）精度。我们还发现了8颗新的变星，包括一颗振幅为2%的可能的盾牌座δ变星，6颗可能的W Uma接触双星，以及一颗可能的RS CVn星，我们还确定了5颗疑似低振幅变星，包括一颗振幅为3 mmag的恒星。我们评论这项研究的影响，地面为基础的调查过境行星小海王星。
2005-04-21 astro-ph
Optical photometry of the eclipsing Large Magellanic Cloud supersoft source CAL 87
介绍了食超软源CAL 87的光学测光。这些观测包括长期积累的数据，作为一个副产品的CANOO项目，和高速白光测光的一个单一的日食。我们（i）推导出一个改进的星历To = HJD2450111.5144（3）+ 0.44267714（6）E，（ii）发现日食结构在4年内是稳定的，（iii）研究了颜色变化作为轨道相位的函数。白光观测的高速性质所提供的分辨率使我们能够在光变曲线形态中看到新的结构。
1997-02-13 astro-ph
Photometry of the SW Sex-type nova-like BH Lyncis in high state
目的：我们提出了一个深食的SW Sex型新星的激变变星BH Lyn的光度学研究方法：时间分辨的V波段CCD测光获得了7个晚上之间的1999年和2004年。结果：我们确定了BH Lyn的11个新的食时，并得到了轨道周期为0.155875577（14）天的改进轨道星历。在观测期间，BH Lyn处于高态，V~15.5等，它呈现出约1.5等的深食，平均半通量全宽为0.0683（+/-0.0054）P_orb。日食的形状是高度可变的，甚至改变形式周期。这很可能是由于吸积盘表面亮度分布的变化，最有可能是由强烈的闪烁引起的。与时间有关的吸积盘自掩星或热点强度的变化也是可能的解释。在2000年的两次长周期观测中，观测到了周期约为0.145天的负超峰.通过倾斜吸积盘的存在，SW性别和负的超级驼峰现象之间可能存在的联系进行了讨论，并提出了一种方法来观测测试。
2007-04-10 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variable OU Vir
我们提出了高速，三色测光的微弱的食激变的VIVIR。这是第一次在阿维尼翁观测到白矮星和亮点的单独日食。我们使用这些日食的时间来推导系统的纯光度模型，得到质量比q = 0.175 +/- 0.025，倾角i = 79.2 +/- 0.7度，盘半径Rd/a = 0.2315 +/- 0.0150。我们从光变曲线中分离出白矮星的食，并通过拟合其在每个通带中的黑体光谱，得到了白矮星的温度T = 21700 +/- 1200 K，距离D = 650 +/- 210 pc。假设主星遵循Nauenberg（1972）关于白矮星的质量-半径关系，并考虑温度效应，我们还发现主星质量Mw/Msun = 0.90 +/- 0.19，主星半径Rw/Rsun = 0.0097 +/- 0.0031，轨道间距a/Rsun = 0.75 +/- 0.05。
2004-10-01 astro-ph
Time-resolved, multi-color photometry and spectroscopy of Virgo 4 (OU Vir): a high orbital inclination, short orbital period dwarf nova
我们提出了多色光度法和时间分辨光谱法。对静态光变曲线的分析表明，彗星Vir的特点是：i）周期与周期之间的亮度变化很大，ii）撞击区域有掠食的热点调制光变曲线。颜色在日食时和日食后都有变化.时间分辨光谱允许我们从H $α$吸积盘发射线产生径向速度曲线，这可能只揭示了热点线发射的微弱证据。热点被认为是一个湍流的光学厚区，主要产生连续辐射。
2002-10-09 astro-ph
High-speed energy-resolved STJ photometry of the eclipsing dwarf nova IY UMa
我们提出了高时间分辨率测光的矮新星IY UMa使用的S-Cam 2超导隧道结装置连接到4.2米的威廉赫歇尔望远镜在La Palma。利用定义明确的白矮星和热点食的特征，我们得到了一个更新的轨道星历IY Uma和轨道周期为0.07390897（5）天。一个白矮星进入/离开的持续时间为31 +/-2秒，伴随着亮点的接触阶段，给出了M_1=0.79 +/- 0.04 Msun和M_2=0.10 +/- 0.01 Msun，对应于质量比q=0.125 +/- 0.008。白矮星的食宽为0.0637，意味着i=86.0 +/- 1度。在所有三次观测到的日食期间，轨道光变曲线都观察到持续时间为30 +/-2秒的奇怪上升。它发生在白矮星入口的末端和热点入口之间，颜色是蓝色的。我们认为，这种光的来源在于气体流的掩埋部分，导致一个紧凑的，热的影响腔。
2002-10-30 astro-ph
High-Speed Energy-Resolved STJ Photometry of the Eclipsing Binary UZ For
利用超导隧道结（STJ）装置，一种具有内禀能量分辨率的光子计数阵列探测器，对食双星UZ进行了高时间分辨率的光学测光。在拉帕尔玛的4.2米威廉赫歇尔望远镜上，使用$6\times6$钽STJ阵列观测到了$\sim$ 18等126.5分轨道双星的三次日食。检测器目前提供的单个光子到达时间精度为约5 $μ$ s，在500 nm处的波长分辨率为约60 nm，每个阵列元件能够计数高达$\sim$ 5000个光子s $^{-1}$。这些数据使我们能够从我们的时间和光谱分辨监测，特别是日食的入口和出口的吸积几何形状的准确约束。我们发现有两个小的吸积区，位于靠近白矮星的两极。这些位置被精确地限制，并且从日食到日食几乎没有移动，甚至在几年内。从这两个地区的发射的颜色似乎相似，虽然他们的X射线特性是众所周知的显着不同：我们认为，通常的吸积冲击可能是不存在的非X射线发射区，而不是在这里的流动直接与白矮星表面相互作用;或者，一个特殊的掠掩这一地区是必需的。没有证据表明任何准周期振荡的时间尺度的顺序秒，符合相对稳定的回旋冷却在每个吸积区。
2001-01-12 astro-ph
Time-resolved photometry and spectroscopy of the new deeply-eclipsing SW Sextantis star HS 0728+6738
我们目前的时间分辨光谱学和光度学，以及HS 0728+6738，在汉堡类星体巡天发现的激变变量的远紫外光谱。我们表明，该系统是一个新的日食成员的SW性别类的CV的轨道周期为3.21小时。我们从平均的食廓线推导出轨道倾角约为85 +- 4度，使HS 0728+6738成为已知倾角最高的SW性星。光学和远紫外线发射线在日食期间没有或只有微弱的遮蔽，表明线发射点的存在要么远离主星的洛希瓣，要么更可能在双星的轨道平面上方。光度光变曲线的周期为7 min，可能与白矮星的自转有关.
2004-06-17 astro-ph
HS0907+1902: a new 4.2hr eclipsing dwarf nova
本文报道了从汉堡类星体巡天中选出的激变变星候选者HS 0907 +1902的后续光谱学和光度学研究。在首次观测到的HS 0907 +1902（V~13）爆发期间获得的B、V和R测光结果显示，当食深逐渐减小到红色时，轨道周期Porb=4.2h，食深Δ V ~2.1-2.8。爆发食廓线是对称的，表明吸积盘中的亮度分布是轴对称的。由日食持续时间推算出日倾角i~ 73度-79度。用霍比-埃伯利望远镜获得的静态光谱显示出HI、HeI和FeI、II的双峰发射线，清楚地表明该系统是一颗矮新星。在红波段探测到了该恒星的吸收特征，由此得到了光谱类M3+-1.5和d=320+-100pc。
2000-03-22 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variables XZ Eri and DV UMa
我们提出了高速，三色测光的微弱食激变变量XZ Eri和DV UMa。我们确定的系统参数，通过两种技术：第一，日食接触阶段的白矮星和亮点的光变曲线的导数的时间;其次，参数化模型的日食拟合所观察到的光变曲线卡方最小化。对于这两个对象，我们更喜欢后一种方法，因为它受光子噪声和快速闪烁的影响较小。对于XZ Eri，我们得到质量比q = 0.1098 +/- 0.0017和轨道倾角i = 80.16 +/- 0.09度。对于DV UMa，我们得出q = 0.1506 +/- 0.0009和i = 84.24 +/- 0.07度的数值。XZ Eri的第二颗恒星质量很低，Mr/Msun = 0.0842 +/- 0.0024，接近棕矮星的质量上限。
2004-09-08 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variables GY Cnc, IR Com and HT Cas
本文介绍了食激变变星GY Cnc、IR Com和HT Cas的高速三色测光。我们发现GY Cnc和IR Com中的锐食是由白矮星的食引起的。在GY Cnc中有一些证据表明吸积盘边缘有一个亮点，但在IR Com中没有。日食映射HT Cas的静态吸积盘的结构的变化。2002年的观测显示，除了在吸积盘边缘有一个亮点外，吸积盘是不可见的。然而，2003年的观测清楚地显示了一个明亮的内部圆盘，并且亮点比2002年要暗得多。虽然没有爆发与任何一组静态观测有关，但该系统在2003年的亮度约为0.6 mJy，主要是由于来自内部圆盘的增强发射。我们认为，这些变化是由于从第二颗星和通过光盘的质量传递速率的变化。圆盘的颜色表明它的内部和外部区域都很薄。我们估计2002年HT Cas的白矮星温度为15 000 +/- 1000 K，2003年为14 000 +/- 1000 K。
2005-10-14 astro-ph
Photometric study of selected cataclysmic variables II. Time-series photometry of nine systems
本文介绍了9个激变变星EI UMa、V844Her、V751 Cyg、V516 Cyg、GZ Cnc、TY Psc、V1315 Aql、ASAS J002511+1217.12、V1315 Aql和LN UMa的时间序列测光结果。这些观测是在各个观测站进行的，历时170小时，共有7，850个数据点。对于大多数的目标，我们确认以前报道的周期性，其中一些我们给，第一次，他们的光谱轨道周期。对于那些我们在平静和爆发期间观察到的矮新星系统，亮度增加之后闪烁量减少。准周期振荡要么被发现，要么被证实。对V1315Aql食系，我们观测了9次食，得到了一个精细的轨道星历。我们发现，在其长基线的观测，在这个系统的轨道周期没有发生变化。V1315 Aql也显示了不同深度的日食。
2008-06-08 astro-ph
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J122740.83+513925.9
在2007年6月期间，第一次确认的食矮新星SDSS J122740.83+513925.9的超爆发被使用CCD测光观测到。爆发幅度至少为4.7级。根据31次观测到的日食，轨道周期为0.06296（5）d。时间序列测光也发现了周期为0.0653（3）d的超级峰，从而确定它是一个UGSU型系统。超峰周期超出为3.7%，超峰的最大峰间振幅为0.35等。日食持续时间从爆发高峰时的23分钟下降到接近尾声时的12分钟。日食的深度与轨道周期和超级峰周期之间的拍频周期相关。
2007-11-14 astro-ph
High-speed photometry of the Recurrent Nova IM Normae
周期性新星IM Nor的轨道周期为2.462 h，亮度周期性下降。这是已知的第二颗周期如此短的复发新星。我们解释的光变曲线，主要是由反射效应产生的加热面的第二颗星，可能加上偏食的吸积盘。
2003-03-31 astro-ph
Eclipses by a Circumstellar Dust Feature in the Pre-Main Sequence Star KH15D
本文介绍了年轻星系团NGC 2264中独特的主序前食变星KH 15 D的测光和分光研究结果。轨道周期为48.34天，日食的长度（~16天）和深度（~3等）都随着时间的推移而增加。在最近的数据中证实了中央日食附近的增亮，但幅度比最初看到的要小得多。在明亮时拍摄的光谱显示主星是一颗光谱类型为K7的弱金牛座T星。在日食期间，光谱类型或变红没有可检测到的变化，这表明遮蔽是由相当大的尘埃颗粒和/或宏观物体造成的。很明显，这颗恒星是被它的拱星盘中的一个延伸特征所遮蔽的，它的半长轴约为0.2天文单位。持续的光度监测应该使我们能够以~3 × 10^6 km或更高的空间分辨率探测盘结构。
2001-06-08 astro-ph
Optical photometry and X-ray monitoring of the "Cool Algol" BD+05 706: Determination of the physical properties
我们提出了新的光度观测在BVRI波段的双线食双星BD+05 706进行了三个观测季节，以及新的X射线观测与ROSAT卫星覆盖一个完整的轨道周期（P = 18.9天）。对光学数据的详细光变曲线分析显示，该系统是半分离的，这证实了Torres等人（1998）早期的分析，即质量较小且温度较低的恒星充满了洛希叶。该系统是罕见的冷大陵五系统的一员，与“经典”大陵五系统不同的是，其质量增加的成分也是晚型星，而不是B型或A型星。通过将新的光度测量与Torres等人（1998）报告的光谱观测的重新分析相结合，我们得出了M1 = 2.633 +/- 0.028 Msun和M2 = 0.5412 +/- 0.0093 Msun的准确绝对质量，半径R1 = 7.55 +/- 0.20 Rsun和R2 = 11.02 +/- 0.21 Rsun，以及初级和次级的有效温度分别为5000 +/- 100 K和4640 +/- 150 K。在双星的光学光变曲线上有明显的活动迹象（斑点）。我们的X射线光变曲线清楚地显示了主食而不是次食，这表明主食星是该系统活动的主要来源。日食的深度和持续时间使我们能够推断出该恒星周围X射线发射区域的一些特性。
2003-03-07 astro-ph
The Very Low Albedo of an Extrasolar Planet: MOST Spacebased Photometry of HD 209458
测量一颗太阳系外行星的大气密度可以深入了解其大气成分和全球热特性，包括散热和天气模式。这样的测量需要对凌日系统进行非常精确的测光，对二次日食的许多阶段进行完全采样。2004年和2005年，分别从MOST（恒星的微变和振荡）卫星对凌日系统HD 209458进行了为期14天和44天的天基光学测光，使我们能够对该系统中热太阳系外巨行星的光学食设定一个敏感的极限。我们对观测结果的最佳拟合得出行星和恒星的流量比为7 $\pm$ 9 ppm（百万分之一），这对应于通过最大带通（400-700 nm）的$A_g$ = 0.038 $\pm$ 0.045的几何常数。这给出了1 $σ$的几何对数上限为0.08，3 $σ$的几何对数上限为0.17。HD 209458 b的反射率明显低于木星（木星的$A_g$约为0.5）。这种低几何常数排除了这颗系外行星大气层中明亮反射云的存在。我们确定的恒星和系外行星在HD 209458系统的基础上模型拟合MOST光变曲线的参数。
2008-07-14 astro-ph
The eclipsing Cataclysmic Variable GS Pavonis: Evidence for disk radius changes
我们在2年的时间跨度内获得了灾变变星GS Pavonis的差分时间序列测光结果。这表明该系统是一个深度食（~2-3.5等），轨道周期为3.72小时。从这个相关性我们推断出圆盘的半径是变化的，并且在低状态下的日食是全日食。它与GS Pav的距离为790+/-90 pc，在银道面上方的高度为420+/-60 pc。我们将GS Pav归类为Novalike系统。
1998-10-22 astro-ph
The orbital period of the eclipsing dwarf nova CG Draconis
我们对矮新星CG Dra进行了时间分辨测光，并首次确定它是一个食系统。通过测量日食的时间，我们确定轨道周期为0.18864（4）d，或4 h 31 m 38 +/- 3s。这个值与早期光谱研究中提出的两个周期中较短的一个一致。轨道周期将CG Dra置于周期间隙之上。对称食的持续时间短（半高宽18+/-2分钟，或轨道周期的0.066（7））且较浅（平均0.16+/-0.02等），这表明食是掠食，与轨道倾角刚好在临界值以上一致。闪烁持续整个日食，这意味着闪烁的来源没有被第二颗恒星掩盖。
2008-02-04 astro-ph
An Upper Limit on the Albedo of HD 209458b: Direct Imaging Photometry with the MOST Satellite
我们提出了基于空间的测光的凌日系外行星系统HD 209458获得的MOST（Microvariability和振荡的恒星）卫星，跨越14天，涵盖4个凌日和4次日食。HD 209458测光是在MOST的低精度直接成像模式下获得的，该模式用于亮度范围为$6.5 < V < 13$的目标。我们描述了这种观测模式的光度减少技术，特别是对杂散地照的校正。在MOST数据中，我们没有探测到二次食，深度极限为0.053 mmag（1 σ）。我们将行星-恒星通量比的1 σ上限设为4.88 x 10^-5，对应于MOST带通（400 ~ 700 nm）的几何双折射上限为0.25。在3 σ水平上，相应的数值分别为1.34 x 10^-4和0.68。HD 209458 b在最大带通处的亮度是木星的一半。这一低的几何平均值是HD209458 b大气理论模型的一个重要限制，特别是排除了反射云的存在。HD 209458的第二次MOST活动预计将对低至0.13（1 sigma）的系外行星敏感，如果该恒星在此期间没有变得更具内在可变性。
2006-03-16 astro-ph
Simultaneous X-ray and Optical Observations of EX Hydrae
中间极地，EX Hydrae，是2000年5月至6月期间大规模同时多波长观测活动的对象。在这里，我们介绍了作为此次活动的一部分获得的罗西X射线计时探测器测光以及地面天文台的光学测光和光谱学。巴耳末线径向速度和多普勒图提供了证据，证明沿吸积盘外缘有一个扩展的凸起，以及某种形式的扩展/溢出物质源自热点。此外，光学双星食拥有一个扩展的出口肩，这表明另一个源（除了白矮星）正在从食中出来。我们还比较了X射线和光学的结果从EUV和紫外观测的多波长数据集的结果。
2005-01-06 astro-ph
High-speed, energy-resolved, STJ observations of the AM Her system V2301 Oph
我们提出了高时间分辨率光学能量分辨测光的食激变变量V2301 Oph使用欧空局的S-Cam探测器，一个阵列的光子计数超导隧道结（STJ）设备与固有的能量分辨率。观测到了三次日食，揭示了日食形状的相当大的变化，特别是在进入期间。日食的形状被证明是通过一个明亮的流，从白矮星光球和/或热点的贡献非常小的AM她吸积方面的理解。大约三分之二的食光出现在穿线区域。螺纹区域范围的变化可以解释循环之间观察到的大部分变化。光谱拟合数据揭示了一个10，000 K的黑体连续体，具有强的、随时间变化的氢和氦发射线。这是首次使用非色散光子计数系统在光学波段探测到恒星发射谱线。
2005-02-02 astro-ph
Characterization of the hot Neptune GJ 436b with Spitzer and ground-based observations
我们介绍了斯皮策太空望远镜红外测光的热海王星GJ 436 b的二次日食。这些观察结果是使用8微米波段的红光阵列照相机（IRAC）获得的。在预测的二次日食时间内的数据显示，随着预期的形状和持续时间，通量明显减少。观测到的食深为0.58毫等，使我们能够估计8微米处的黑体亮度温度T_p = 717 ± 35 K。我们比较这个红外线通量测量的行星热发射的模型，并表明，该模型正确地再现了所观察到的通量递减。二次日食的时间确定了行星的非零轨道偏心率，同时也提高了它的精度（e = 0.14 +- 0.01）。额外的光谱和光度观测使我们能够估计恒星的旋转周期，并评估另一颗行星的潜在存在。
2007-09-14 astro-ph
HST and ground-based eclipse observations of V2051 Ophiuchi: Binary parameters
我们报告高速食光度的矮新星V2051 Oph，而它是在一个低亮度的状态，在B ~ 16.2马格。在平均IUE光谱相比，紫外连续谱和发射线出现减少的因素，分别为~4和~5。闪烁活动大部分受到抑制，光变曲线显示在盘中心有一颗致密的白矮星的食，它在3900- 4300 A贡献了总光的60%。我们使用的接触阶段的日食光变曲线的测量，推导出的二进制的几何形状，并估计群众和相关的尺寸。我们发现质量比为q= 0.19+/-0.03，倾角为i= 83+/-2度。组成星的质量分别为M_1 = 0.78+/-0.06 M_dot和M_2 = 0.15+/-0.03 M_dot。我们的测光模型预测K_1 = 83+/-12km/s和K_2= 435+/-11km/s。K_1的预测值与对圆盘中的不对称线发射进行校正后从发射线获得的速度幅度一致（Watts等，1986）。V2051 Oph的次级质量明显大于其他超短周期矮新星的次级质量。V2051 Oph可能是一个相对年轻的系统，其第二颗恒星没有足够的时间演化出热平衡。
1998-07-02 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of SV Cam: I. The Importance of Unresolved Starspot Distributions in Lightcurve Fitting
我们已经使用最大熵日食映射恢复的RS CVn食二进制SV凸轮的主要组成部分的视觉表面亮度分布的图像，使用高精度的测光数据在三个主要日食与STIS登上哈勃太空望远镜。这些都是由同期的地面测光周围的轨道的其余部分。这些观测的目的是确定太小而无法通过多普勒成像分辨的星点的填充因子和尺寸分布。最终图像的信息内容以及与数据的拟合是使用卡方面积法针对各种系统参数进行优化的，使用的是一种能够解决大规模光斑覆盖问题的日食映射代码。只有HST数据空前的光度精度（0.00015等），才有可能在光变曲线拟合残差中的四个接触点处看到强烈的不连续性。这些特征只能通过降低光球温度来从剩余光变曲线中去除，以合成高的不可分辨的光斑覆盖范围，并包含一个极斑。我们发现，这种斑点的恒星表面可以有显着的影响，确定恒星的二元参数和拟合的光变曲线，减少次级半径从0.794 +/- 0.009 Rsun到0.727 +/- 0.009 Rsun。这种新技术也可应用于其它二元体系的高精度分光光度观测。
2006-02-02 astro-ph
