Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. IV. Surface Photometry: Colour Distributions
本文是系列文章中的第四篇，研究了中红外暖塞弗特星系样本和中红外冷星系对照样本的光学性质。本论文致力于分析表征宿主星系的颜色分布。暖塞弗特1号和2号星系显示出相反的颜色梯度，它们的颜色剖面描绘了单次爆发太阳金属丰度模型中的年龄和尘埃效应。特别是，我们发现了大量的证据，发生在塞弗特2磁盘强大的恒星形成：他们的颜色和发射线的二维地图表明，尘埃灭绝与正在进行的恒星形成的螺旋和潮汐功能;他们的颜色配置文件显示0.5-1 Gyr或年轻的恒星爆发，叠加在老的底层星系人口。大部分这些性质都与冷星系相同，而温暖的塞弗特1型星系则显示出更古老的恒星星族，只有在少数情况下，有环核恒星形成的证据。
1999-12-13 astro-ph
A sample of mJy radio sources at 1.4 GHz in the Lynx and Hercules fields - I. Radio imaging, multicolour photometry and spectroscopy
本文介绍了莱顿-伯克利深度巡天两个观测场的高分辨率、宽视场射电观测、近红外和光学成像以及多目标光谱学，目的是用FRI分类法鉴别高红移射电星系。这些场，Hercules.1和Lynx.2，包含81个射电源的完整样本，S（1.4 GHz）> 0.5 mJy，在0.6平方度内。这个样本将构成研究高红移、低功率、FRI射电源的总体和宇宙演化的基础，这将在论文II中提出。目前，宿主星系的识别率为86%，其中11个源仍处于r > 25.2等（武仙座; 4个源）或r > 24.4等（天猫座; 7个源）或K > 20等的水平。
2007-06-15 astro-ph
Multicolour photometry of Balloon 090100001: linking the two classes of pulsating hot subdwarfs
我们目前的多色UBVR测光的高振幅EC14026型恒星，气球090100001的结果。数据跨度超过一个月，包括一百多个小时的观察。傅立叶分析这些数据使我们检测到至少30种模式的脉动，其中22个是独立的。检测到的13个模式的频率分组在三个狭窄的范围内，约2.8，3.8和4.7兆赫，其中径向基模，第一和第二泛音可能发生。令人惊讶的是，我们还检测到9个独立的模式在低频域，0.15和0.4兆赫之间。这些模式是在PG 1716 +426型恒星中发现的典型脉动，最近在冷B型次矮星中发现。在这些恒星中发现的模式归因于高阶g模式。由于在气球090100001中观察到了这两种脉动，它代表了两类脉动热次矮星之间的联系。目前，它可能是最合适的目标，以测试这些恒星的演化情景和内部组成模型，通过星震学。我们发现的三个模式形成了一个等距的频率三元组，这可以通过调用$\ell$ = 1模式的旋转分裂来解释。分裂量约为1.58 $μ$ Hz，导致旋转周期为7.1 $\pm$ 0.1天。
2005-04-03 astro-ph
Multicolour Optical Imaging of IR-Warm Seyfert Galaxies. III. Surface Photometry: Light Profile Decomposition
本文是系列文章的第三篇，研究了中红外暖塞弗特星系样本和中红外冷星系对照样本的光学性质。本文是关于表面光度学的。我们分析的光分布特征的星系以外的中央2千秒差距。径向光剖面分解，使用两个广义指数，在内部和外部组件。每一种都以轮廓形状、中心表面亮度和鳞片长度为特征。我们发现，光是更集中在塞弗特1，也往往躺在早期类型的主机比塞弗特2。Seyfert 1号和2号凸起的形状相似，但前者的特征是中心表面亮度较大，尺度长度较小。这三个参数表征的凸起组件相互关联，在一个有限的范围内的凸起光度。冷星系是盘状星系，具有复杂的形态。他们的凸起是平坦和微弱相比，温暖的样品。三个（子）样品的圆盘结构参数范围相似，但分散度较大。本文所描述的光剖面的参数化表明，三个（子）样本在参数空间中占据不同的位点，这表明它们之间存在进化联系。
1999-12-10 astro-ph
Steps towards a solution of the FS Aurigae puzzle. I. Multicolour high-speed photometry with ULTRACAM
我们提出了分析的高速光度观测FS Aur采取的4.2米威廉赫歇尔望远镜和高速相机ULTRACAM在2003年底。这些观察旨在确定是否存在周期在50-100秒范围内的光度变化的任何证据。发现这样的变化将有助于解释FS Aur中存在的205.5分钟的非常相干的光度周期，超过光谱周期2.4倍。这样的光度和光谱周期的差异对于一个低质量的双星系统来说是不寻常的，它被明确地确定为激变变星。利用小波分析等多种方法，我们发现除了205.5分钟的周期性外，FS Aur的主要变化特征是常见的闪烁和准周期振荡。然而，我们检测到周期为~101和/或~105秒的变化，在轨道周期的每一半都有很短的时间。这些振荡可能与白矮星的自旋周期有关，不排除我们在FS Aur中观察到快速旋转的白矮星的可能性。
2005-07-16 astro-ph
Multicolour CCD photometry of the variable stars in globular cluster M3
我们提供了银河系球状星团梅西耶3（M3）变星的时间序列数据。我们给BVI光变曲线226 RR天琴座，2 SX苯丙氨酸和1 W Vir型变量，随着估计的基本光度参数，如强度和震级平均亮度和脉动周期。在某些情况下，我们发现的周期与以前发表的周期有很大的不同。这是第一个公布的光变曲线和变量V266的周期测定。I波段光变曲线以前没有观察到许多（76）变量。发现了三个新的天琴座RR型变星。属于不同的进化阶段，并已被分离的基础上V数据的RR天琴座变量组在这里发现的所有颜色和颜色指数的聚类分析。本文还讨论了I带的周期-光度关系。在我们研究的66颗调制（Blazhko型）天琴座RR星中，有6颗是新发现的，其中2颗是第一泛频调制星。在13 RR天琴座的情况下，首次估计了Blazhko循环的周期。V252被确定为新的RRd变量。研究了RRd星的振幅比，以寻找可能的模含量变化。与以前的出版物相比，没有发现任何变化。典型的聚类变异调查的时间序列的抽样问题被证明。
2006-08-19 astro-ph
The orbital and physical parameters of the eclipsing binary OW Gemiorum
我们提供了1995年、2002年和2006年发生的OW Gem的一次和二次日食的多色测光数据，以及R. F. Griffin和A.杜克努瓦Wilson-Devinney代码用于同时解决光度和光谱数据。获得了各部件的一套完整的轨道参数和物理参数。这对值，偏心率e=0.5286和幅角的近星点Ω =140.73度，给出了更好的兼容性的时刻的第二个最小值与观测相比，以前的估计。
2010-03-05 astro-ph
ULTRACAM photometry of eclipsing cataclysmic variable stars
精确测定激变变星的质量对于我们理解它们的起源、演化和行为至关重要。激变变量的观测也提供了一个很好的机会来约束这些系统中的吸积盘的理论物理模型。特别是，食系统的吸积盘的亮度分布可以映射在任何其他天体物理情况下无法实现的空间分辨率。本论文针对这两个重要的主题，透过分析六颗食矮新星的光变曲线，使用一种新型的高速影像光度计ULTRACAM获得。
2008-06-04 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
Atmospheric parameters for non-interacting eclipsing binaries: preliminary results from synthetic photometry
双线分光双星，也是食提供了最准确的恒星数据，因此是第一个重要的改进恒星演化建模。虽然分离食双星（EBs）的每个组成部分的质量和半径可以准确地知道，但它们的温度Teff和化学成分（[Fe/H]）仍然不确定。为了克服这些困难，我们提出了11个EB（22个单独的恒星）的Stromgren合成测光的金属依赖Teff测定。建议新的光度观测的inclusions进行了讨论。此外，通过探索光度数据的最佳卡方拟合，我们重新推导了它们的红化。
2001-10-23 astro-ph
Eclipsing binaries in the open cluster NGC 2243 - I. Photometry
我们获得了老疏散星团NGC 2243视场中12颗变星的BV测光时间序列。该样本包括3个新发现的分离/半分离双星。现在有四个独立的食双星可能是星团的成员。确定各组成部分的绝对参数将对低质量恒星的演化模型提供有价值的检验。本文给出了已知的分离双星NV CMa的精确星历和轨道周期分析。我们还提供了其他7个周期变量的星历。我们发现，3接触双星可能是集群的成员。
2006-09-14 astro-ph
Outburst Photometry of the Eclipsing Dwarf Nova GY Cancri
在2001年11月的爆发中，我们观测到了ROSAT选择的食矮新星GY Cnc（=RX J0909.8+1849）。我们将轨道周期修正为0.17544251（5）d。爆发的衰减部分与具有相似轨道周期的典型矮新星的衰减部分没有区别。然而，在轨道光变曲线和食廓线中，轨道驼峰（或热点）的特征远不如具有类似轨道周期的普通矮新星突出。低频率的爆发和明显缺乏缓慢上升的组合，在GY Cnc的长爆发很难在矮新星的标准框架内协调。我们怀疑GY Cnc可能是第一个不寻常的食矮新星HT Cas和IR Com的间隙对应物。
2002-08-27 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of Eclipsing Binaries in omega Centauri
分离的食双线分光双星是精确的距离指示器。它们可以用来直接测定到球状星团的距离，在这些球状星团中可以识别出这样的系统。总结了主要的光度测量的结果，旨在确定变星在ω Cen。迄今为止，在星团中已经发现了超过43个食双星，其中只有8个是真正的分离系统。距离和年龄的测定系统OGLEGC-17。视距离模数为（m-M）_{V}=14.09 \pm 0.04，年龄为τ =11.8 \pm 0.6 Gyr。
2001-11-05 astro-ph
BVRI Surface Photometry of (S+S) Binary Galaxies
我们报告的第一个结果，我们的多色宽带BVRI测光的统计定义良好的样本的相互作用对，从目录中孤立的Galerkin在北半球Karachentsev（1972年）。目前，由于盘-盘（S+S）星系本身的困难，对它们光度结构的详细研究才刚刚开始。我们利用这个定义良好的相互作用星系样本的统计特性，试图隔离星系的主要结构成分。由于它们的环境简单（与星系团和星系团相比），该样品提供了一个独特的机会，可以对星系及其结构成分进行非平衡配置的光度研究。在这方面的贡献，深多色（BVRI）光度学研究的样本的45（S+S）孤立的星系对的第一个结果。我们的注意力集中在形态和全球光度特性（综合幅度，颜色和平均表面亮度配置文件）。
2000-10-26 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
Possibilities of analysis of brightness distributions for components of eclipsing variables from data of space photometry
我们进行了数值实验，评估从计划中的卫星COROT和开普勒的高精度测光数据中获得食变量分量亮度分布信息的可能性。我们研究了一个简单的食双星模型，它的球形组成部分在圆形轨道上，临边变暗的线性规律。光变曲线的解决方案已获得的非线性模型，其中包括临边暗化系数的参数的数量，所以也通过解决不适定的反问题的恢复亮度分布在整个磁盘的恒星没有刚性的模型约束的形式，这些功能。结果表明，当观测精度达到0.0001时，可以求出临边暗化系数，其相对误差约为0.01。也可以以几乎相同的精度恢复跨组件的盘的亮度分布。
2006-07-12 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
Multicolour CCD Measurements of Visual Double and Multiple Stars. III
最近的CCD观测是在1998-2004年期间对依巴谷星表和/或格利泽近星星表中选出的大量可见双星和多星进行的。提供了精确的天体测量和光度测量数据，可以描述各个组成部分的特征。这些数据面临的依巴谷数据或数据从一个较老的时代，以评估所观察到的系统的性质。我们同时将具有类似形状的莫法特-洛伦兹轮廓应用于所有检测到的分量，并调整轮廓参数，从中我们获得相对天体测量位置（历元，位置角，角间距）以及差分多色测光（滤波器（B）VRI）。因此，我们获得了71个视觉系统的最新数据，其中6个是轨道双星，27个是附近的，30个是多个系统。在三个案件中，系统仍未得到解决。检测到23种新成分。还发现了两颗新的中间分离的目视双星，相对位置的估计精度分别为0.04度和0.01”，而差示光度法的相对位置估计精度一般为0.01-0.02等。55个系统的关联的性质进行了评估。对20个束缚系统导出了新的基本二元性质。提供了两颗轨道双星的分量颜色和质量。
2006-11-16 astro-ph
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。
1998-11-06 astro-ph
The Distance to the LMC via the Eclipsing Binary HV 2274
介绍了大麦云云中食双星哈佛变星2274的UBV测光。Guinan等人（1998 a）计算了这个双星系统的恒星参数，他们给出了HV 2274的红化值E（B-V）= 0.083 +/-0.006和到大麦哲伦星系的距离模数mu_{LMC} = 18.42 +/-0.007。Udalski等人（1998）也测定了该系统的红化，发现E（B-V）= 0.149 + 1 - 0.015。与Udalski等人（1998）B和V光度法Guinan等人。（1998 b）得到E（B-V）= 0.120 ± 0.009和mu_{LMC} = 18.30 ± 0.07。使用我们的UBV测光法，我们得出E（B-V）= 0.088 + 0.025的红化值，与Guinan等人（1998 a）的原始值一致，并支持到LMC的较长距离模数约为mu_{LMC} = 18.40 + 0.07。我们强调地基UBV测光固有的不确定性和随之而来的不确定性，在确定距离的基础上，这样的测光。
1999-10-18 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
MOST satellite photometry of stars in the M67 field: Eclipsing binaries, blue stragglers and delta-Scuti variables
我们提供了两个系列的MOST（Microvariability & Oscillations of Stars）天基测光，涵盖了2004年近10天和2007年近30天的老疏散星团M67的上部主序星的选择变星。获得了蓝离散双星AH Cnc、ES Cnc和EV Cnc的新的高精度光变曲线。ES Cnc和EV Cnc的精度和相位覆盖范围远远优于任何以前的观测。ES Cnc的光变曲线的详细建模，假设两个黑暗的光球点和罗氏几何。对AH Cnc的光变曲线的分析表明，该系统具有低质量比（q约为0.13）和大倾角。发现了两颗新的长周期食双星GSC 814-323和HD 75638（非M67成员）。我们还提出了地面DDO光谱的ES数控和新发现的食双星。特别有趣的是HD 75638，它是一个视觉二进制的成员，它本身必须是一个三重或更高的多重系统。分析了两个三角洲盾牌座闪烁器EX Cnc和EW Cnc的新光变曲线，导致检测到26和8个高时间稳定性的脉动频率。
2008-09-02 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy and photometry of the eclipsing polar EP Draconis (=H1907+690)
本文介绍了暗食极星EP Dra（H1907+690）的相位分辨光谱和CCD测光。修正后的星历表连接了自Remillard等人（1991）发现以来的所有32000个双星周期。我们发现白矮星的自旋周期和轨道周期没有差别。光变曲线形态的变化归因于不同的光束行为，这种行为可能在短至一个或几个轨道周期的时间尺度上发生变化。光学光变曲线模型被用来估计吸积点的同纬度，它必须大于40度。我们在16MG的磁场中探测到源于吸积晕的H α的塞曼吸收线。低分辨率的光谱显示没有迹象表明解决回旋谐波，这也是一个相对较低的磁场强度在吸积区的暗示。巴尔末发射线包含来自伴星的紫外线照射半球的显着贡献，而HeII 4686发射主要来自吸积流。发射线具有多组分结构，并且我们可以在H β和H γ线中挑出窄的发射线。它的径向速度幅度表明，如果这些线被解释为来自伴星的整个被照亮的半球的再加工起源，那么白矮星的质量很低。
1997-01-15 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
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
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
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
The First DIRECT Distance Determination to a Detached Eclipsing Binary in M33
我们提出了第一个直接距离测定M33中的一个分离的食双星，这是直接项目发现的。它位于OB 66星协中，J2000.0的坐标为（alpha，delta）=（01：33：46.17，+30：44：39.9），根据其视星等和轨道周期，它是DIRECT发现的最适合测定距离的分离食双星之一。我们得到了后续的BV时间序列光度学、JHKs光度学和光谱学，并由此确定了系统的参数。它包含两颗O 7主序星，质量分别为33.4+/-3.5 Mo和30.0+/-3.3 Mo，半径分别为12.3+/-0.4 Ro和8.8+/-0.3 Ro。我们得到的温度为37000+/-1500 K和35600+/-1500 K。使用BVRJHKs测光进行通量校准，我们获得的距离模数为24.92+/-0.12 mag（964+/-54 kpc），比重点项目到M33的距离长约0.3 mag。我们讨论了我们的结果的含义以及将M33建立为宇宙学距离阶梯上的独立梯级的重要性。
2006-07-31 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
Unravelling the Puzzle of the Eclipsing Polar SDSSJ 015543.40+002807.2 with XMM and Optical Photometry/Spectropolarimetry
激变变星SDSSJ 015543.40+002807.2是武仙座AM型磁系。它的轨道周期为87.13分钟，也是已知的最短周期的日食。用XMM-牛顿监测发现一个高态光变曲线，主要由一个X射线发射吸积极控制，位于次要恒星的稍微偏侧。硬X射线光谱是典型的磁白矮星径向冲击（kT ~ 10 keV），有证据表明软X射线成分与恒星表面的再处理一致。在高吸积率（mV ~ 15.5）时，由于光学厚回旋辐射和吸积极之间明显的竞争，光学圆偏振很弱（v < 3%）。然而，在低状态（mV ~ 18），极化平稳地增加到蓝色，在4200 A时达到20%，通量谱显示出丰富的热加宽回旋谐波，表明极场为29 MG。在6.5分钟的日食之前的相位间隔描绘了天鹅座P-Cygni成分的发展，然后在发射线中完全吸收反转。对于通过漏斗的冷底部观察的强吸积磁系统来说，这种现象并不意外，通过这一间隔的高质量光谱学可能会导致对磁耦合和气体流动到白矮星上的动力学的新见解。
2004-10-12 astro-ph
The Nature of the Companion to the Eclipsing Overtone Cepheid MACHO 81.8997.87
大麦云云（LMC）变星O 81.8997.87的光变曲线显示了恒星脉动（2.035天周期）和食行为（800.4天周期）导致光度变化的证据。该系统的主星已被确认为第一泛音造父变星，但副星的性质尚未确定。在这里，我们提出了一个主要的日食的系统，并适合一个模型，以完整的光变曲线，以产生一组更新的元素的BVI测光。这些结果与2MASS JHK测光相结合，以进一步了解伴星的身份。我们发现，伴星与晚K或早M巨星最一致，但这种解释也存在一些问题。对该系统的未来观测前景进行了讨论。
2004-02-25 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
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。
2005-11-14 astro-ph
The Instability Strip of M3
本文介绍了球状星团M3中心部分的新的多色CCD测光方法，绘制了水平支（HB）上~120颗天琴座RR型星（RRab，RRd，RRc）的精确位置。双模变量（RRd）的位置与最近的理论结果完全一致。我们发现一个显着的内部传播的金属之间的RRab变量。
2000-04-21 astro-ph
MOST photometry and DDO spectroscopy of the eclipsing (white dwarf + red dwarf) binary V471 Tau
毕宿四K2 V +WD系统471 Tau是一个后共包络系统的原型，可能是一个激变双星的祖先。我们提出了10天的几乎连续的光学测光的MOST（恒星的微变与振荡）卫星和部分同时从DDO（大卫邓拉普天文台）的二进制的光学光谱。测光数据表明，K矮星成分的斑点覆盖率比过去观察到的要小，这表明我们监测到的恒星接近其活动周期的最小值。尽管低点活动，我们仍然检测到7个耀斑类事件，其估计的能量是有史以来在V471 Tau中观察到的最高能量之一，其发生时间与双星轨道相位无关。对过去~35年日食时间的详细O-C分析揭示了可以用几种方式解释的时间变化，包括系统中尚未被发现的第三个天体的扰动，或者由小的轨道偏心率引起的缓慢拱点运动。DDO光谱改进了对K矮星投影自转速度V_K sin i = 92 km s^-1和轨道振幅K_K=150.5 km s^-1的测定。这些光谱也使我们能够测量H_α发射强度和径向速度（RV）变化的变化。我们测量到的H_α速度振幅比以前发现的更大，这表明V471 Tau的发射源在K星上的亚白矮星点附近的集中程度比以前的研究中观察到的要小。
2007-06-15 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
System Parameters for the Eclipsing B-Star Binary HD 42401
我目前的结果，从光学光谱研究的二元系统HD 42401（V1388猎户座; B2.5 IV-V + B3 V）。对V波段测光和径向速度的综合分析表明，该系统的轨道周期为2.18706 +/- 0.00005天，倾角为75.5 +/- 0.2度。这个解产生的质量和半径为M1 = 7.42 +/- 0.08太阳质量和R1 = 5.60 +/- 0.04太阳半径的主要和M2 = 5.16 +/- 0.03太阳质量和R2 = 3.76 +/- 0.03太阳半径的次要。根据这两颗恒星在理论H-R图上的位置，我发现该系统的年龄大于2500万年，并且与单星演化轨迹相比，这两颗恒星的质量显得过于明亮。根据文献中的光度测量法拟合光谱能量分布，得出HD 42401的距离为832 +/- 89秒差距。
2008-11-19 astro-ph
A New Low-Mass Eclipsing Binary from SDSS-II
我们提出了一个新的低质量双线食双星系统的观测发现使用重复观测的天球赤道从斯隆数字巡天II。我们用近红外光度法和光谱法测量了这个短周期[P=0.407037（14）d]系统及其两个组分的性质。我们发现这两个分量的参数为：M_1=0.272+/-0.020 M_sun，R_1=0.268+/-0.010 R_sun，M_2=0.240+/-0.022M_sun，R_2 =0.248+/-0.0090 R_sun，T_1=3320+/-130K，T_2 =3300+/-130K。这个系统的两个组成部分的质量和半径与基于低质量恒星模型的理论预期吻合得很好，在公认的大误差范围内。未来的天气调查，如泛星和LSST将产生丰富的信息，低质量的食系统，并应使之成为可能，与后续观测的依赖增加，以检测许多系统与低质量和亚恒星的同伴。随着大量的对象，这些调查将产生高质量的测光，我们建议，它成为可能，以确定这样的系统，即使稀疏的时间采样和相对较少的个人观察。
2008-06-17 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
RZ Cassiopeia: Eclipsing Binary with Pulsating Component
本文报道了2004年7月至2005年10月在克里米亚天体物理观测站用38厘米卡塞格伦望远镜对食双星RZ Cas进行的时间分辨VR波段CCD测光。获得的光变曲线清楚地表明了周期约为22分钟的快速脉动。这种振荡的周期图分析也有报道。在2005年1月12日，我们观察到了快速的变化与更高的振幅（~0. m1），这可能是高质量转移率事件和吸积流的不均匀性。后续观测（光度和光谱）的RZ Cas是严格需要更详细的研究这样的事件。
2007-12-12 astro-ph
Eclipsing Binary Stars from Space
我们已经开始了一项计划，以获得高精度测光的明亮的分离食双星（dEB）与宽视场红色探测器（线）卫星。由于WIRE的孔径很小，只能观测到比V=6亮的恒星。我们正在收集大约十几个dEB目标的数据，在这里，我们提出了其中三个的初步结果。我们选择了主要成分为B型和早期A型的dEB。我们的目标之一是将来自日食光变曲线分析的信息与来自主成分脉动分析的星震信息相结合。
2006-10-18 astro-ph
The nearby eclipsing stellar system delta Velorum - I. Origin of the infrared excess from VISIR and NACO imaging
- 背景：三重恒星系统delta Vel系统呈现出显著的红外过量，其起源仍在争论中。利用斯皮策/MIPS观测发现了一个大的红外弓形激波。虽然它似乎是一个显着的贡献者测量红外过剩，存在的可能性，一个拱星红外过剩是目前围绕恒星的系统。- 目的：目前的VISIR和NACO观测的目的是确定是否有一颗恒星的三角洲Vel系统提出了一个拱星光度过剩的热IR域和量化它。方法：我们观察三角洲Vel使用的成像模式的ESO/VLT仪器VISIR（在突发模式）和NACO解决的A-B系统（0.6”分离），并获得测光的每一颗恒星。我们还获得了一个NACO测光历元，正是在初级（日环食的三角洲Vel Aa的Ab。- 结果如下：我们用NACO（2.17 mic）进行的光度测量，加上现有的可见光光度测量，使我们能够重建这三颗恒星的光谱能量分布。然后，我们将VISIR测光（8.6-12.8 mic）与预期的三颗恒星在相应波长下的光球发射进行了比较。- 结论：我们可以排除在δ Vel A或B附近存在的星周热红外过量，降低到百分之几的水平。这支持了Gaspar等人（2008）的结论，即δ Vel的红外过量是星际起源，尽管仍然可能存在冷的星周盘。此外，我们还得到了Aa、Ab和B三颗恒星（分别为A2 IV、A4 V和F8 V）的光谱类型，并估计了该系统的年龄约为4亿~ 5亿年。
2008-11-11 astro-ph
Spectroscopic observations of the eclipsing Polar MN Hya (RX J0929--24)
本文介绍食AM Her系统MN Hya（RX J 0929 - 24）的低-中分辨率光谱学。根据回旋特征的间距在~0.4--0.7之间，我们确定了白矮星初始吸积区的磁场强度为42 MG。从日食期间拍摄的光谱中，我们发现次级恒星的光谱类型为M3- 4。结合关口、中田和巴塞特的食光度学和对星际消光的估计，我们得到了一个距离为~300- 700 pc的距离。我们发现在相位~0.9处不寻常的线变化：在吸收和发射中看到Halpha。这是在轨道相位中的同一点，在软X射线中可以看到显著的吸收下降。
1998-07-31 astro-ph
The distance to the Pleiades from orbital solution of the double-lined eclipsing binary HD 23642
结合精确的B、V光电测光和视向速度，我们已经能够导出新发现的昴星团疏散星团食双星HD 23642的可靠轨道解和精确的物理参数。到双星的距离是132 +/-2 pc，因此到星团的距离是132 +/- 2 pc。这与经典的主序拟合方法（m-M = 5.60或132 pc）、移动星系团技术和Atlas天体测量轨道所得到的距离模数是一致的。这是第一次通过双线食双星的轨道解导出到昴星团成员的距离，它旨在为正在进行的关于依巴谷到星团的不和谐距离的讨论做出贡献。
2004-03-18 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. II. Measurements for six objects, including two eclipsing systems
继续我们从论文I（Southworth等人，2006），我们提出了中等分辨率光谱和宽带测光的七个激变变量（CV）发现的SDSS。对于其中六个天体，我们得到了精确的轨道周期，所有这些都是第一次测量。对于SDSS J013132.39+090122.2，它包含一个非径向脉动的白矮星，我们发现一个轨道周期为81.54 +/- 0.13分钟和一个低的径向速度变化幅度指示一个极端的质量比。对于SDSS J205914.87+061220.4，我们发现一个周期为107.52 +/- 0.14分钟。这个物体是一个矮新星，在我们的观测中，它从第一次记录的爆发开始逐渐消失。SDSS J155531.99-001055.0的INT测光表明，该系统经历了1.5等深的日全食，发生在113.54 +/- 0.03分钟的周期内。SDSS J075443.01+500729.2的NOT光变曲线表明，该系统也是食，在205.965 +/- 0.014分钟的周期，但这里的日食是V形的，只有0.5等深。它的低发射线强度，轨道周期和V形日食明确地标志着它是一个新星天体。SDSS J005050.88+000912.6和SDSS J210449.94+010545.8的WHT光度测定分别产生80.3 +/- 2.2和103.62 +/- 0.12 min的周期。第七个也是最后一个系统SDSS J165658.12+212…
2007-09-04 astro-ph
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Eclipsing Binary Stars in the Small Magellanic Cloud
我们提出了1459食双星的目录中发现的中央2.4平方度的小麦哲伦云在OGLE-II微透镜搜索的区域。样本包括亮度超过I=20等的天体，周期从0.3天到250天不等。该目录的平均完整性约为80%。整个样品和良好分离的系统，适合于距离测定的统计，也提出。所有天体的星表、发现图和英属维尔京群岛光度数据可从OGLE因特网档案馆获得。
1998-12-18 astro-ph
LP133-373: A New Chromospherically Active Eclipsing dMe Binary with a Distant, Cool White Dwarf Companion
我们报告了部分食双星LP 133-373的发现。几乎相同的日食以及观测到的光度颜色和光谱表明它是一对色球活跃的dM 4星，在一个1.6 d的圆形轨道上。根据我们的微分光度学和速度数据建立的光和速度曲线模型表明，每颗恒星的质量和半径分别为0.340+/-0.014 M_sun和0.33+/-0.02 R_sun。这颗双星本身是一个共同的自行对的一部分，LP 133-374是一颗冷的DC或可能的DA白矮星，质量为0.49-0.82 M_sun，这使得系统至少有3 Gyr的历史。
2007-03-03 astro-ph
Discovery of the Partially Eclipsing White Dwarf Binary SDSS J143547.87+373338.5
2007年5月，我们在WIYN望远镜上发现了一颗部分食的白矮星，低质量M矮星双星（3小时54.41秒的轨道周期），SDSS J143547.87+373338.5。在这里，我们提出了三个日食的蓝波段测光。日食拟合给出了$M_S=0.15-0.35 M_{\odot}$和$R_S=0.17-0.32 R_{\odot}$的M矮星伴星的主序解。对SDSS谱的分析进一步将M矮星的类型限定为M4-M6，并带有$M_S=0.11-0.20 M_{\odot}$。一旦完整的径向速度曲线被测量，两个分量的质量和半径的高精度测定将很容易获得，而无需任何恒星结构或演化的知识。来自白矮星的鲸鱼座ZZ脉动在我们的4毫等探测极限下没有被发现。
2008-03-06 astro-ph
