Photometric study of new southern SU UMa-type dwarf novae and candidates: V877 Ara, KK Tel and PU CMa
我们对三颗矮新星V877 Ara、KK Tel和PU CMa进行了测光观测。我们在V877 Ara和KK Tel中发现了无可争议的超级峰，其平均周期分别为0.08411（2）d和0.08808（3）d。V877 Ara和KK Tel都被确认为长周期SU UMa型矮新星。在V877 Ara中，我们发现超级峰周期大幅缩短（点（P）/P = -14.5 +/- 2.1 x 10^（-5））。有证据表明，KK Tel的周期以类似或更特殊的速度下降。再加上过去的研究的超级驼峰周期的变化，这些发现表明，以前被忽视的多样性的现象是存在于长周期SU UMa型矮新星。目前发现的长周期SU UMa型系统的多样性将成为全面理解矮新星现象的又一步。PU CMa被证明是SU UMA型矮新星的一个很好的候选者。我们研究了这些矮新星的爆发特性，并推导出特征爆发复发时间。结合最近发表的PU CMa轨道周期的测量结果，我们认为PU CMa是第一个填补极端WZ Sge型和ER UMa型恒星之间空白的天体。
2002-10-31 astro-ph
On the Period-Luminosity-Colour-Metallicity relation and the pulsational characteristics of lambda Bootis type stars
牧夫座λ型恒星群包括B型晚期到F型早期的星族I天体，基本上是弱金属，特别是Fe族元素，但C、N、O和S明显例外。目前的工作是Paunzen等人（1998，A&A，335，533）研究的继续，他们提出了关于Lambda Bootis星脉动特征的第一个结果。从那时起，我们又观测到了22个天体;我们发现了8个新的天体，并确认了另一个天体。此外，新的光谱数据（Paunzen，2001，A&A，373，633）使我们能够挑选出错误识别的候选人，并将真正的成员添加到组中。从这个组的67名成员，只有两个没有光度研究，但这使得我们的分析具有高度代表性。我们已经比较了我们的结果的脉冲行为的λ牧夫座恒星与三角洲Scuti型对象的样本。我们发现在经典不稳定带内至少有70%的牧夫座λ型星是脉动的，并且它们是以高泛音模式（Q < 0.020d）进行脉动的。只有少数恒星，如果有的话，以基本模式脉动。与盾牌座δ星相比，牧夫座λ星的不稳定带的冷热边界移动了约25毫等，朝向更小的（b-y）0。利用已发表的丰度和日内瓦7色和Stroemgren uvbybeta系统的金属丰度敏感指数，我们导出了描述该族成员重元素表面丰度的[Z]值。我们发现，周期光度色关系的一组λ牧夫座星是在误差范围内的正常的三角洲盾牌星相同。未检测到具有统计学显著性的金属量项的明确证据。
2002-07-23 astro-ph
Photometric Observations of an SU UMa-type Dwarf Nova VW Coronae Borealis during Outbursts
本文报道了在2001年和2003年两次超爆发和2003年一次正常爆发期间对SU UMa型矮新星VW CrB的测光观测。在2003年的超级爆发中观测到了周期为0.07287（1）d的超级峰。超峰期的变化率为正值。在正常的爆发期间，有一些调制的暗示，幅度高达0.2等。正常爆发和超级爆发的重现周期分别为> ~50 d，270-500 d，距离690（+230，-170）pc。这些复发周期是具有这种超级驼峰周期的SU UMa型矮新星的通常值。VW CrB的超峰周期在具有正导数的SU UMa星中是最长的。然而，我们的观察的覆盖范围是不够的，并且VW CrB的Psh变化率的变化仍然是未知的。在平台期结束时，观察到一个超峰再生长和一个增亮。测量增亮和超峰再生长开始时间的偏差（在大众CrB中>2天）将是揭示这些现象的机制的关键。
2003-12-31 astro-ph
Photometric Studies of New Southern SU UMa-type dwarf novae, FL Triangulum Australe and CTCV J0549-4921
本文报道了新发现的SU UMa型矮新星FL TrA和CTCV J 0549 -4921的时间分辨光学CCD测光。在2006年8月的爆发，我们检测到的超峰与FL TrA的周期为0.59897（11）天，澄清SU UMA系统的性质。在我们对FL TrA进行观测的第一个晚上，该物体没有显示出超级驼峰。这意味着超级驼峰的完全发展需要几天的时间。FL TrA的超峰周期变化图与一些WZ Sge星和短周期SU UMa型星的观测结果相似。这表明该系统与具有短轨道周期的WZ Sge星和SU Uma星密切相关。对于CTCV J 0549 -4921，平均超峰周期的候选值分别为0.083249（10）天和0.084257（8）天。由于缺乏观测，我们无法确定真正的超级峰周期，但后者是有利的。使用ASAS-3存档，结果表明该系统在过去6年中只显示了4次爆发。CTCV J 0549 -4921的爆发幅度相对较小，约为4.5 mag. One可能性是质量蒸发可能在平静期间发挥作用。
2008-04-19 astro-ph
Spitzer 24-micron Time-Series Observations of the Eclipsing M-dwarf Binary GU Bootis
本文给出了M矮食双星GU牧夫座的一组{ \it Spitzer} 24 $μ$ m MIPS时间序列观测。我们的数据涵盖了该系统的三次日食：两次连续事件和六周后的另一次日食。该研究的主要目的是对GU Boo的光曲线进行长波长（因此与肢体变暗无关）表征，以便独立验证之前光学研究的结果。我们的结果证实了以前获得的系统参数。我们进一步比较GU Boo测量的24 $μ$ m通量密度与光谱拟合预测的值，没有发现星周尘埃的证据。除了谷博，我们的特点（和显示的例子）光变曲线的其他对象的视野。这些光变曲线的分析用于表征{ \it Spitzer's} MIPS 24 \micron阵列在短（天）和长（周）时间尺度上在大约300- 2，000 $μ$ μ y之间的通量密度下的光度稳定性和可重复性。我们发现，当通量密度大于1 mJy时，光变曲线中位值的均方根落在1- 4%的范围内。最后，我们评论的波动24 \micron背景上的短期和长期的时间尺度。
2007-12-22 astro-ph
Radial velocity mapping of Paczyński's star AW UMa: Not a contact binary
我们提出的二维（径向速度，轨道相位）光谱的结果，非常低的质量比密切的二进制AW UMa强烈表明，光谱质量比（q_sp = 0.10）不同意光度导出的一个，广泛采用的接触二进制模型似乎遇到严重的不一致性和局限性，这个对象。AW UMa与V566 Oph（q_sp = 0.26）进行了比较，我们发现V566 Oph的行为符合接触模型。观测到的AW UMa的增宽功能可以解释为一个非常强大的临边变暗和/或非固体主体旋转的主导主要组成部分;前一个假设是非物理的，而差分旋转不支持一个明显的稳定性本地化，黑暗的功能外侧的主要。有迹象表明，存在一个赤道带包围整个系统。所有的不足之处的解释和AW UMa的光度和光谱质量比之间的差异可以解决在一个新的模型AW UMa的两个组件被分离和系统被淹没在一个流的热，光学厚的物质，模仿恒星接触。虽然光谱学正确地给出了质量和它们的比例，但光度图像被赤道平面上吞没两颗恒星的物质严重修改。
2008-01-29 astro-ph
Superhumps Behavior during Normal Outbursts in ER UMa: Spectroscopy and Photometry
我们已经采取了4天的光谱观测，并已进行了13天的光度研究的SU乌玛型矮新星，大熊座ER。根据我们的光谱结果，发射谱线的平均$K$振幅为$54\pm 8$ km·s $^{-1}$，$γ$速度为8 $\pm 4$ km·s $^{-1}$.还获得了0.22的相移。我们的光度观测证实了超峰在正常爆发的ER UMa和调和矛盾的观测结果由不同的作者。我们发现，超级驼峰可能发展附近的每个正常的爆发最大值和下一个爆发最大值之前淡出。如果观测到的峰不是晚期的超级峰而是普通的超级峰，则需要做更多的理论工作来解释这一新现象。
2006-02-08 astro-ph
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。
2008-06-20 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD photometry of active dwarf nova DI UMa
我们报告的光度行为的分析DI UMa，一个非常活跃的矮新星。观测活动（于2007年完成）涵盖了五次超级爆发和四次正常爆发。我们检查了系统的主要参数，以了解DI UMa和其他活跃的灾难性变量的特性。基于精确的光度测量、时间光变曲线行为、O-C分析和功率谱分析，我们研究了系统的物理参数。我们发现超级周期的周期现在等于31.45 +/-0.3天。在超爆发期间的观测推断超峰的周期为Psh = 0.055318（11）天（79.66 ± 0.02分钟）。在静止期，光变曲线显示出周期P_orb = 0.054579（6）天（78.59 +/- 0.01分钟）的调制，我们将其解释为双星系统的轨道周期。获得的值使我们能够确定1.35% +/-0.02%的分数周期超出，这是令人惊讶的小相比，矮新星的通常值（2%-5%）。详细的O-C分析进行了最全面的覆盖面的两个超级爆发。在这两种情况下，我们都检测到超级峰周期的增加，平均速率为dot_P/P_sh = 4.4（1.0）*10^{-5}。基于这些测量，我们确认DI Uma可能是一个周期弹跳者，一个很久以前达到其周期最小值的旧系统，有一个成为简并棕矮星的次级系统，整个系统现在朝着更长的周期发展。DI Uma是一个非常有趣的对象，因为我们只知道一个更活跃的ER Uma星具有类似的特征（IX Dra）。
2009-03-12 astro-ph
First quintuplet frequency solution of a Blazhko variable: light curve analysis of RV UMa
RV Uma是RRab星之一，显示出规则的大振幅光变曲线调制。Kanyo在1976年发表了在Konkoly天文台获得的RV Uma的扩展光电观测结果。Kovacs（1995）发表了对数据的分析。在检测到已发表的Konkoly数据的还原过程中的错误后，校正的光度数据与先前未发表的额外测量一起呈现。对修正后的Konkoly数据与Preston & Spinrad（1967）的观测结果进行再分析后发现，光变曲线的适当数学模型实际上是五重态，而不是三重态频率解。这一发现对于解释Blazhko现象至关重要，因为三重态（双重态）是共振模型中的首选结构，而五重态是磁性模型中的首选结构。通过对Uma轮的百年测光观测，发现了其脉动和调制光变化的周期变化。脉动和调制周期变化之间的总体关系可以用dP_{Bl} / dP_0 = -8.6 pm 10 ^4梯度来定义，即，如果脉动周期较短，则调制周期较长。1946年至1975年期间，脉动周期和调制周期呈平行变化，这表明脉动周期的变化与调制周期的变化之间没有严格的关系。
2007-12-04 astro-ph
1996 multisite photometric and spectral campaign on the lambda Boo star 29 Cyg
1996年的脉动λ牧夫座星29天鹅座的多站点活动的初步结果。这一活动由中亚网络发起，在乌克兰、哈萨克斯坦、土耳其、匈牙利、加拿大和美国的观测站收集了48个光度和2个光谱夜晚的数据。在光谱学和光度学中证实了激发模式的多样性。目前正在分析1995年和1996年的所有数据，并结合1997年7月至10月气候变化网络的新观测结果。
1998-05-19 astro-ph
A Newly Discovered SU UMa-Type Dwarf Nova, HS 1449+6415
我们报告汉堡类星体巡天选择矮新星HS 1449+6415（= RX J1450.5+6403）的时间分辨测光观测期间从JD 2451672至2451724。在一次持续约12天的长爆发中，我们探测到了周期为0.0601（5）d的超级峰，表明这颗恒星是一颗SU Uma星。超爆发发生后约40天，发现了一个持续3天的短爆发。根据静止观测，我们确定了它的轨道周期为0.05898（2）d。HS 1449+6415的小爆发幅度（3.5等）、短的轨道周期和正常的爆发周期长度表明它是一个介于高质量转移率的ER Uma星和低质量转移率的WZ Sge星之间的中间天体。
2000-08-21 astro-ph
Photometric Studies of a WZ Sge-Type Dwarf Nova Candidate, ASAS160048-4846.2
我们报告我们的时间分辨CCD测光在2005年6月的WZ Sge型矮新星候选人，ASAS 160048-4846.2的超爆发。普通超峰在超爆发期间经历了复杂的演化。超峰振幅经历了一次再增长，并出现了两个峰值。当超峰振幅达到第一个极大值时，超峰周期减小，然后逐渐增大，直到第二个极大值，最后又减小。通过对其他超峰周期增大的SU UMa型矮新星的研究，发现它们在超爆发中的超峰演化趋势是一致的。我们推测，超峰再生长的振幅与超峰周期的增大有密切关系，所有具有超峰再生长的SU UMa型矮新星都遵循与ASAS 160048-4846.2相同的普通超峰演化规律。
2008-12-17 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
A New SU UMa-Type Dwarf Nova, QW Serpentis (= TmzV46)
我们报告的结果QW Ser运动已继续从2000年至2003年的VSNET合作团队。在此期间，发现了四次长喷发和许多次短喷发。我们密集的测光观测显示，在所有四次超爆发期间，都有周期为0.07700（4）d的超峰，证明了这颗恒星的SU Uma性质。正常爆发和超级爆发的复发周期分别为$\sim$ 50天和240（30）天。超峰期的变化率为-5.8 × 10 ^{-5}。在0.5-2.4 keV范围内，距离和X射线光度估计为380（60）pc和log L_x = 31.0 \pm 0.1 erg s^{-1}。这些属性具有典型的值为SU乌玛型矮新星与这个超级驼峰周期。
2003-10-09 astro-ph
We photometrically observed the 2003 June superoutburst of GO Gom. The mean superhump period was 0.063059(13) d. The resultant data revealed that (1) the obtained light curve contained a precursor, (2) a plateau stage of the object lasted 8 days, which is remarkably shorter than that of ordinary SU UMa-type dwarf novae, and (3) the amplitude of the superoutburst was less than 5 mag, which is unpredictably small when taking into account the fact that the supercycle of GO Com is about 2800 days. In order to explain these anomalies, a mass elimination process from the accretion disk, such as evap…
2004-12-17 astro-ph
Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. XIV
本文给出了TZ Boo、VW Boo、EL Boo、VZ CVn、GK Cep、RW Com、V2610 Oph、V1387 Ori、AU Ser和FT UMa等10个密近双星系统的径向速度测量结果和轨道径向速度变化的正弦曲线拟合。我们的光谱揭示了两个四重系统，TZ Boo和V2610 Oph，而三颗恒星显示小光度振幅，EL Boo，V1387 Ori和FT Uma，被发现是三重系统。GKCep是一颗近距离双星，有一个微弱的第三个组成部分。虽然大多数研究的食系统是接触双星，VZ CVn和GK Cep是分离或半分离双线双星，EL Boo，V1387 Ori和FT Uma是不确定双星类型的近距离双星。在这个样本中发现的大部分三重和四重系统支持在多个恒星系统中形成密近双星的假设;它也表明低光度振幅双星是进一步发现多个系统的肥沃土壤。
2008-10-09 astro-ph
Photometric Analysis of Recently Discovered Eclipsing Binary GSC 00008-00901
本文对新发现的食双星GSC 0008-00901的$BVR_C$光变曲线进行了光度分析。轨道周期为0.28948（11）天。光度参数的确定，以及。分析得出的结论是，该系统是一个过接触的二元W UMa类型的组件没有热接触。2005年的光变曲线显示其中一个组件的表面上存在斑点，而2006年的光变曲线不受斑点的影响。
2007-11-13 astro-ph
Scattered Light from Close-in Extrasolar Planets: Prospects of Detection with the MOST Satellite
超精密测光空间卫星MOST（恒星的微变和振荡）将首次提供测量已知短周期太阳系外行星的反射光和散射光变曲线的机会。由于太阳系外行星在围绕其母恒星运行时相位的变化，行星-恒星系统的组合光将在数十微量级上变化。由此产生的光变曲线的幅度和形状对行星的半径和轨道倾角以及行星大气中散射粒子的组成和大小分布很敏感。为了预测MOST和其他计划中的太空任务的能力，我们构建了一系列此类光变曲线的模型，通过纳入更真实的细节来改进早期工作，例如：恒星的边缘变暗，恒星本身的内在颗粒噪声，潮汐扭曲和回热，行星散射光的较高角分辨率，以及探索从行星上看到的恒星角度大小的意义。我们使用MOST卫星的光度性能模拟，以光变曲线模型作为输入，针对该任务的主要目标之一$τ$ Boötis。这些模拟表明，即使采用非常保守的4.2 $μ$ mag振幅（而不是功率）的信号检测极限，我们也将能够检测到$τ$牧夫座行星的光变曲线，或者对可能的太阳系外行星大气模型进行严格的限制。
2003-09-15 astro-ph
Absolute Magnitude Calibration for the W UMa-type Systems Based on Hipparcos Data
本文利用40颗W UMa型接触双星的依巴谷视差资料（误差M_V < 0.5），导出了一个新的基于（B-V）的绝对星等刻度公式M_V = M_V（logP，B-V）。校准范围为0.26 <（B-V）_0 < 1.14，0.24 < P < 1.15天和1.4 < M_V < 6.1;它是基于由弛豫中的相对误差（2.7%至24%）加权的溶液。以前的校准并不是基于如此宽的周期和颜色空间，虽然它们能够为密切遵循众所周知的周期-颜色关系的系统以足够的准确度预测M_V，但新的校准也应该能够提供良好的结果对于更奇异的“边远”接触二元系统的预测。这种校准的主要局限性是地面光度数据的质量不足，以及对（B-V）指数的限制，该指数对金属丰度的影响比（V-I）指数更敏感;然而，对于当地的W UMa型系统，金属丰度基本上是未知的。
1997-10-20 astro-ph
In-the-Gap SU UMa-Type Dwarf Nova, Var73 Dra with a Supercycle of about 60 Days
2002年8月至2003年2月，对最近发现的SU UMa型矮新星Var 73 Dra进行了密集的光度观测活动。我们在2002年10月，12月和2003年2月捕获了三次超级爆发。超爆发的重现周期（超周期）被指示为$\sim$ 60 d，是迄今为止已知的SU Uma星中最短的值，接近ER Uma星。前两次超级爆发期间测量的超级峰周期分别为0.104885（93）d和0.10623（16）d。在静止期，检测到0.10424（3）-d的周期。第二次超级爆发期间超级峰期的变化率为$1.7\times10^{-3}$，比已知的最大值大一个数量级。爆发活动从2001年的频繁正常爆发和罕见超级爆发阶段转变为2002年的罕见正常爆发和频繁超级爆发阶段。我们的观察结果是否定的想法，这颗星是一个相关的对象ER UMa星的占空比的超级爆发和复发周期的正常爆发。然而，追踪整个超爆发的超峰演化，以及更有效地从平静开始，可能会在这个问题上给出富有成效的结果。
2003-02-26 astro-ph
New absolute magnitude calibrations for W Ursa Majoris type binaries
分析了依巴谷星表中的WUMa星的视差。选取了31颗具有最精确的视差（$σ_π/π<0.15$）的WUMa星，重新标定了WUMa星的周期-光度-颜色（PLC）关系。使用Lutz-Kelker（LK）偏置校正（最可能）的31个选择的W UMa的松弛、周期（$0.26< P(day)< 0.87$）和颜色（0.04< $(B-V)_{0}$ <1.28），修改并重新校准PLC关系。旧的（修订，但没有偏差校正）和新的（LK偏差校正）的关系之间的差异几乎可以忽略不计，在预测的距离W UMa恒星高达约100秒差距。但是，随着恒星距离的增加，它会增加并可能变得无法忍受。此外，利用2微米全天巡天数据的$(J-H)_{0}$和$(H-K_{s})_{0}$颜色，推导了适用于红外数据的PLC关系式。它可以与$-0.01<(J-H)_{0}<0.58$和$-0.10<(H-K_{s})_{0}<0.18$范围内的红外颜色一起使用。尽管{ \em 2 MASS}数据是单历元观测，不能保证在W UMa星的最大亮度时，但已建立的关系在预测W UMa星的LK校正距离时令人惊讶地一致和可靠。
2008-07-31 astro-ph
Accretion Disc Evolution in DW Ursae Majoris: A Photometric Study
我们提出了一个分析的CCD光度观测的食novalike激变变量DW UMa在两个不同的光度状态：高和中间。这颗恒星呈现的食的深度非常不同：在高状态下约为1.2等，在中等状态下约为3.4等。日食图显示，这种差异几乎完全是由于吸积盘半径的变化：从中间态的~ 0.5RL 1到高态的~ 0.75RL 1（RL 1是从白矮星到第一个拉格朗日点的距离）。在中间状态下，整个圆盘被遮住，而在高状态下，它的外部仍然可见。我们还发现，光盘的中心强度几乎是相同的，在两个光度状态，它是负责从1999/2000年的低状态的最终上升盘半径的增加。我们发现，光盘的强度分布是相当平坦的，并提出了一个可能的解释。我们还讨论了使用一个更现实的边缘变暗法的光盘温度从日食映射实验推断的效果。高态数据的周期图分析揭示了“正的超级峰”，在2002年和2003年的周期分别为0.1455和0.1461，与Patterson等人的结果一致。然而，我们不能证实这些作者报道的准周期振荡。得到了DW UMa的更新轨道星历：Tmin[HJD]=2446229.00687（9）+0.136606527（3）E。
2004-03-17 astro-ph
The 2003/2004 superoutburst of SDSS J013701.06-091234.9
本文报道了2003年12月至2004年1月发生的SU UMa型矮新星SDSS J013701.06-091234.9超爆发的时间分辨测光。得到的光变曲线明确地显示出周期为0.056686（12）d的超级峰，这是迄今观测到的SU UMa型矮新星中最短的超级峰周期之一。考虑到静态测光研究，我们估计分数超峰过剩为0.024。Szkody等人（2003年）的光谱观测提供了TiO带的证据，尽管轨道周期很短，这意味着该系统有一颗发光的二级恒星。我们利用2 MASS档案绘制了一颗SU UMa型矮新星在静止期的色-色图，揭示了该恒星在色-色图中的位置偏离了总的趋势。利用经验周期-绝对星等关系和自行，我们粗略估计到该系统的距离为300 ${\pm}$ 80 pc。
2005-10-27 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
Rotation curves of UMa galaxies in the context of modified Newtonian dynamics
这是一系列论文中的第三篇，其中螺旋星系的旋转曲线被认为是在米尔格罗姆的修改动力学（MOND）的背景下。目前的30个天体样本是根据Tully等人（1996年）的光度数据和Verheijen（1997年）的21厘米线数据从大熊座星系团的完整星系样本中提取的。这些星系的距离大致相同（15到16 Mpc）。射电观测是用韦斯特博克综合阵列进行的，这意味着所有旋转曲线的线性分辨率都是相当的。这个样品的最大优点是所有星系都有K '波段表面光度测量;近红外辐射相对不受尘埃吸收的影响，对最近的恒星形成不太敏感，是占主导地位的恒星星族平均径向分布的更精确的示踪剂。预测的旋转曲线计算从K '-波段表面测光和观察到的中性氢的分布使用简单的MOND处方，其中一个可调参数是恒星盘的质量或隐含的质光比。预测的旋光曲线与观测曲线基本一致，近红外波段的平均M/L约为0.9，色散较小。拟合的M/L在B波段与B-V颜色的意义上预测的人口合成模型。包括早期的工作，大约有80个星系的自转曲线是从观测到的可探测物质的分布中很好地重现的，使用MOND公式来计算引力加速度;这为米尔格罗姆的非传统假设提供了相当大的观测支持。
1998-03-27 astro-ph
The contact binary GSC 04778-00152 with a visual companion
本文介绍了一颗未经研究的12等食双星GSC 04778-00152的光度和光谱观测结果。我们报告发现了一个大约1等暗2角秒的伴星。通过减去视伴星的光贡献，我们得到了单独双星系统的UBVRI光变曲线。光变曲线的形状表明GSC 04778-00152是A型W UMa接触双星。从光变曲线模型，我们推导出的二元系统的参数。
2008-09-11 astro-ph
Simultaneous photometry and echelle-spectroscopy of the dwarf nova BZ Ursae Majoris during the 2005 January Outburst
我们同时报告光度和阶梯光谱观测的矮新星BZ UMa在此期间，我们很幸运地赶上了系统爆发的开始，我们详细跟踪的发展，从静止到早期下降。爆发有一个前兆，持续时间很短（约5天），具有高度不对称的光变曲线。在上升过程中，我们观察到一个“跳跃”，在半小时的时间里，亮度几乎翻了一番。功率谱分析显示，周期约为42分钟的明确振荡。使用多普勒层析成像，我们发现，不寻常的发射分布检测到的平静举行的爆发。在最大值之后，一个新的发射源出现了，来自当时最亮的第二颗恒星的内半球。我们分析了这一爆发的“由内而外”和“由外而内”的类型，以确定这些类型发生在BZ UMa。
2006-03-13 astro-ph
Automatic variability analysis of bulge stars in OGLE II image subtraction database
本文给出了OGLE II第一球区恒星变率的分析结果。光度数据库是通过图像相减法（Wozniak 2000）导出的，包含4597个预先分类为变量的对象。我们分析了所有的光变曲线，以找到周期性变量，非周期性但所有的时间变量和恒星显示其亮度的偶发变化，例如引力透镜。确认了3969颗恒星的光变，其中我们探测到了12颗候选的透镜事件，并给出了它们的光变曲线。我们发现了762个周期变量。天文学方法让我们识别出71颗天琴座RR星和110颗UMa W星。几乎所有发光的红巨星都是可变的。大多数红丛巨星是不变星。所有4597个物体的分类都在网上提供。
2001-10-16 astro-ph
