CCD Photometry of Dwarf Nova AL Com in Superoutburst
我们报道了超爆发中矮新星AL Com的CCD光学测光。在超级驼峰出现之前，光变曲线是高度可变的，不同夜晚的主导周期约为41分钟和81.5分钟。观测到的超级峰的周期为82.5分钟，似乎是稳定的。基本周期的第一谐波也存在。我们探测到一个微弱的信号对应于78.1分钟的周期。周期78.1或81.5中的一个被怀疑是系统中轨道运动的可能特征。
1995-09-20 astro-ph
Stellar Mass Function From SIM Astrometry/Photometry
通过将SIM观测与地基测光相结合，可以完全解决朝向银河系凸起的微透镜事件。人们可以在大约500小时的SIM时间内以大约5%的精度测量大约100个透镜的质量、距离和横向速度。在众多的应用中，有1）测量球核和盘的质量函数（MF）2）测量球核和盘MF的相对归一化（以及它们对银河系势的相对贡献），3）测量球核白矮星和中子星的数量（以及初始MF远高于目前的关闭值）。SIM天体测量同时也是光度测量。SIM天体测量确定了爱因斯坦环在天空中的角度大小，SIM和地面测光的比较确定了投影到观测者平面上的爱因斯坦环的大小。只有将这两种测量方法结合起来，才有可能完全解决微透镜现象。
1999-07-07 astro-ph
Photometry of Nova V 1493 Aql
我们报告的光度观测V 1493 Aql在早期下降，并强调一些不寻常的方面的光变曲线。V 1493 Aql在最亮时的温度比随后的阶段更高，其特征是存在一个持续时间较长的次极大值，与其他新星不同，它的颜色相当红色。三个距离估计值的平均值产生d ~ 18.8 +/- 3.6 Kpc。如此大的距离将使V 1493 Aql位于我们银河系的最外围，甚至位于本星系群的外部。
2000-03-11 astro-ph
Stellar Photometry and Astrometry with Discrete Point Spread Functions
描述了使用离散点扩散函数进行精密恒星测光和天体测量的MATPHOT算法的主要特点。离散点扩散函数（PSF）是连续PSF的采样版本，其描述了来自探测器正上方的点源（恒星）的光子的二维概率分布。关于离散PSF的光子散射图案的形状信息通常使用数值表（矩阵）或FITS图像文件来编码。离散的PSF在观测模型内使用21像素宽的阻尼sinc函数进行移位，并且使用五点数值微分公式计算位置偏导数。精确和准确的恒星测光和天体测量是通过使用超采样离散PSF，采样比观测数据精细2，3或更多倍的欠采样CCD观测。通过使用C语言MPD代码分析模拟CCD恒星观测，证明了MATPHOT算法的精度和准确性，并将实测性能与理论性能模型进行了比较。模拟下一代空间望远镜观测的详细分析表明，毫像素相对天体测量和毫等测光精度是可以实现的复杂的天基离散PSF。有关MATPHOT和MPD的更多信息，包括源代码和文档，请参见http://www.noao.edu/staff/mighell/matphot
2005-05-20 astro-ph
CCD photometry and visual observations of V1663 Aquilae (Nova Aquilae 2005)
介绍了天鹰座V1663（Nova Aquilae 2005）的CCD V和I波段测光和目视观测结果。这是一颗典型的快速新星，可能属于Ba型，于2005年6月9日首次被观测到。最大亮度出现在HJD= 2453531.2 +/- 0.2处，此时视V星等为10.7 +/- 0.1，V-I色指数为3.1。下降时间分别为t2，V= 17 d，t2，I= 18 d，t3，V= 32 d和t3，I= 35 d。我们得到的最大绝对V星等为-7.8 +/- 0.2，色余E（B-V）= 2，消光AV= 6等，距离d= 2.9 +/- 0.4 kpc。在最大值之后，V-I颜色指数保持在3.1和3.4之间，持续了50天，然后随着新星年龄的增加而逐渐变蓝。我们没有看到尘埃排放的直接证据，尽管这可能导致了新星方向的高度灭绝。
2006-05-25 astro-ph
V2540 Oph (Nova Oph 2002): Large-Amplitude Slow Nova with Strong Post-Outburst Oscillations
V2540 Oph（Nova Oph 2002）是一颗经典新星，由Katsumi Haseda和Yuji Nakamura于2002年1月24日发现。这颗新星的光变曲线显示出强烈的爆发后振荡，就像在V1178 Sco和V4361 Sgr中观察到的那样。对这颗新星的精确天体测量得出这颗新星前身的上限为21等。结合观测到的衰减率，我们认为该新星要么具有短的轨道周期，要么具有高的轨道倾角。我们认为，V2540 Oph可能类似于V2214 Oph，一个假定的周期间隙内的磁新星。
2002-03-21 astro-ph
Astrometry and Photometry with Coronagraphs
我们提出了一个解决问题的天体测量和光度校准的日冕图像与一个简单的光学设备，在理论上，是易于使用的。我们的设计使用傅立叶光学的夫琅和费近似。在掩星焦平面掩模前面的光瞳平面中放置一个已知宽度和间距的周期性金属丝网格（我们使用正方形网格），在相对于恒星的已知位置产生被遮蔽恒星的基准图像。我们还推导出这些基准图像在日冕图像中的强度。这些校准图像可以用于精确的相对天体测量，通过测量共同的自行或共同的视差来建立视野中其他物体的同伴关系，确定轨道，并定量观察恒星周围的盘结构。校准点也具有已知的亮度，可由日冕仪设计者选择，允许日冕仪图像中精确的相对光度测定。这项技术能够进行精确的系外行星科学，与未来的日冕仪有关，对“极端”自适应光学和天基日冕仪特别有用。
2006-06-07 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD Photometry of Dwarf Nova V660 Herculis
我们报告了矮新星V660武仙座的广泛测光。在2003年8月至2004年11月的活动中，我们记录到一次明亮的爆发，这是一次持续约15天的超级爆发，振幅约为4.5磁。在超级爆发的所有夜晚，都出现了平均周期为Psh = 0.080924（18）天的清晰超级驼峰。超峰的周期并不稳定，在我们观测所覆盖的时间段内，它以-4.0（1.4）* 10^{-5}的速率减小。根据我们的数据和已知的双星轨道周期（Thorstensen和Fenton 2003），我们计算出周期超出3.4 +/-0.1%，这是SU Uma星在这个轨道周期的典型情况。该值表示系统的质量比为q=0.154。
2005-06-21 astro-ph
Atmospheric scintillation at Dome C, Antarctica: implications for photometry and astrometry
我们提出了低分辨率的湍流廓线的圆顶C，南极洲，测量与MASS仪器在2004年3月至5月的25个夜晚。除最低层外，Dome C的湍流明显小于Cerro Tololo和Cerro Pachon。特别是，在16公里处的综合湍流总是小于在智利的两个网站的中值。从这些配置文件中，我们评估闪烁产生的光度噪声，和大气的贡献，在窄角差分天体测量的误差预算。与智利的两个中纬度站点相比，Dome C在测光精度（对于长积分）和窄角天体测量精度方面提供了约3.6的潜在增益。这些增益估计是初步的，计算平均风速剖面，但我们的方法的有效性是由独立的数据证实。虽然来自Dome C的数据覆盖了相当有限的时间范围，但它们有力地支持了Dome C将为测光和天体测量研究提供显着优势的预期。
2006-04-26 astro-ph
Digital Access to a Sky Century at Harvard. II: Initial Photometry and Astrometry
Digital Access to a Sky Century @ Harvard（DASCH）是一个项目，旨在收集哈佛大学天文台收藏的约50万张玻璃摄影底片。收集的时间跨度从1880年到1985年，在此期间，天空中的每个点都被观察了大约500到1000次。在本文中，我们描述了DASCH调试运行的结果，在此期间，我们开发了数据简化管道和微调的数字化器的性能和操作。这一初始运行由500个来自各种不同板系列的板组成，所有板都包含疏散星团Praeseppe（M44）。我们报告说，在0.1等的水平上，精确的测光是可能的，在大多数的板，并展示了百年之久的各种类型的变星在M44和周围的光变曲线。
2008-11-13 astro-ph
CCD Photometry and Astrometry for Visual Double and Multiple Stars of the HIPPARCOS Catalogue - I. Presentation of the large scale project
介绍了一个国际工作组的活动，该工作组的目的是对角距在1至15角秒范围内的可见双星和多星进行光度和天体测量观测，这是希巴谷输入星表的一部分。介绍了该欧洲网络的科学目标和实现情况。根据预先确定的协议，在两个半球进行了大约50次观测任务。我们描述的一般和专门设计的方法，用于减少大量的CCD观测双星，并给出了一个轮廓的结果已经提出，很快预计。
1999-04-20 astro-ph
Accurate Astrometry and Photometry of Saturated and Coronagraphic Point Spread Functions
饱和和日冕点扩散函数（PSF）的精确天体测量和测光是地面和空间高对比度成像项目的基础。对于地基自适应光学成像，差分大气折射和弯曲引入PSF随时间的小漂移，并且视宁度和天空透射变化修改PSF通量分布。对于天基成像，振动、热波动和指向抖动可以修改PSF核心位置和通量。需要纠正这些影响，以正确组合图像并获得最佳的信噪比、被检测物体的准确相对天体测量和测光以及精确的检测限。通常情况下，人们可以通过使用PSF核心很容易地纠正这些影响，但这是不可能的，当使用高动态范围的观测技术，如日冕与非透射掩模，或如果恒星PSF核心饱和。我们提出了一种新的技术，可以解决这些问题，通过使用离轴卫星PSF产生的周期性振幅或相位掩模共轭的光瞳平面。它将被证明，这些卫星PSF跟踪精确的PSF的位置，它的Strehl比和它的强度，因此可以被用来注册和通量归一化的PSF。最后通过实验验证了理论的正确性。这种方法可以很容易地实现在现有的自适应光学仪器，并应考虑在未来的极端自适应光学日冕仪和高对比度成像空间观测站。
2006-04-11 astro-ph
Improved Astrometry and Photometry for the Luyten Catalog. I. Bright Stars
我们概述了新Luyten十分之二（NLTT）高自行恒星目录的更新版本的建设，其中将包含改进的天体测量和测光的绝大多数~59,000颗恒星在NLTT。亮端是通过将NLTT恒星与依巴谷、第谷-2和星网匹配而构建的;暗端是通过与USNO-A和2 MASS匹配而构建的。在这第一篇论文中，我们详细介绍了亮端匹配过程。我们发现，对于他的目录中的大多数恒星，Luyten测量的位置精确到1”，尽管他记录的结果要粗糙得多。然而，存在位置误差的长尾，其中一个误差大至11 °。小的位置误差的恒星的自行误差是24 mas/yr（1 sigma），但恶化到34 mas/yr的恒星与劣势的位置。NLTT在V 15度时实际上是100%完成<11.5 and |b| >的，但在银河平面上，这个星等范围内的完整性下降到75%左右。平面附近的不完整性并不均匀，而是集中在-80<l<20的区间，在那里银河系是最明亮的。
2002-04-15 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
Spectroscopy and near-infrared photometry of the helium nova V445 Puppis
新星Puppis 2000（V445 Pup）被认为是氦新星的第一个例子。最近在6.5米麦哲伦望远镜上用IMACS获得的V445 Pup在V=19.91等的光谱表明，光谱由HeI，[OI]，[OII]和[OIII]发射线组成，不存在氢。光谱显示了一个膨胀的新星壳层，其蓝移和红移速度分量约为+/- 850 km/s和+/- 1600 km/s。Magellan在非常好的视觉条件下（FWHM ~ 0.6”）拍摄的图像显示V445 Pup被延长（零强度下的全宽~ 1.9”）和拉长（位置角~ 150度）。我们一直遵循长期的演变V445小狗，因为从（光学）最大的下降，在近红外波长（J，H和Ks）使用红外测量设施（IRSF）在南非天文台的萨瑟兰网站。我们发现V445 Pup在爆发后三年多仍然被致密的尘埃壳层覆盖。
2004-09-22 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
Photometry and astrometry of SS Leo Minoris during the 2006 October superoutburst
我们在2006年10月报告了第一次确认的SU UMa型矮新星SS LMi超爆发的未过滤CCD观测。它从静止时的21.7等上升到16.2等，爆发幅度约为5.5等。它以0.17 mag/d的速度下降5天，然后再减缓至0.11 mag/d并持续3天。光变曲线揭示了共同的超峰，峰到峰的幅度为0.3级，衰减，然后重新增长的同时下降率的变化。这些之后是一个相变过渡到后期超级驼峰。对这些观测结果的分析揭示了轨道周期为0.05572（19）d和共同超峰周期为0.05664（2）d的证据，给出了超峰周期超过0.017（5）的分数。通过对大射电暴SS LMi的天体测量，首次确定了它的正确位置：RA 10 h 34 m 05.85（1）s，Dec +31 deg 08 m 00.00（18）s（J2000）。SS LMi的位置通常是附近恒星的位置。
2007-07-15 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
Improved Astrometry and Photometry for the Luyten Catalog. II. Faint Stars and the Revised Catalog
我们完成了一个目录的建设，其中包含改进的天体测量和新的光学/红外测光的绝大多数NLTT恒星位于重叠的地区覆盖的POSS I和第二个增量2 MASS释放，约44%的天空。历元2000的位置通常精确到130 mas，自行到5.5 mas/yr，V-J颜色到0.25 ma。测量双星组件的相对自行到3 mas/yr。对于11 < V < 18，错误识别率约为1%，并且在更亮的星等下基本上更少。这些改进使得我们可以构建一个简化的自行图，这是第一次，我们可以将NLTT恒星分为主序星（MS）、次矮星（SD）和白矮星（WD）。我们反过来使用这个图来分析我们的星表和它所基于的NLTT星表的属性。与普遍看法形成鲜明对比的是，我们发现NLTT在平面上的不完整性几乎完全集中在MS星上，并且在天空DEC > -33 deg几乎均匀地检测到SD和WD。因此，我们的目录将提供一个强大的工具，以探测这些人群的统计，以及可靠地确定个别SD和WD。
2002-06-18 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
Astrometry and Photometry for Two Dwarf Carbon Stars
本文给出了两颗矮碳星LP 765 -18（= LHS 1075）和LP 328 -57（= CLS 96）的初步三角视差和BVI测光结果。这些数据与第三颗矮碳星G77-61（= LHS 1555）的文献值相结合。这三颗恒星在整个可见光到近红外（BVIJHK）波长范围内都有非常相似的光度（9.6<M_V<10.0）和非常相似的宽带颜色。它们的视觉（BVI）颜色不同于所有已知的红矮星、次矮星和白矮星。在M_V-V-I色星等图中，它们比具有类太阳金属丰度的正常盘矮星约低2等，占据了一个富氧亚矮星的区域，其丰度为-1.5<[m/H]<-1.0。运动学表明，它们是银河系球状体种群的成员。这三颗恒星的次光度是由于一个未知的组合（无疑是低）金属丰度，可能增强氦丰度，和不寻常的线覆盖在带通考虑。恒星的性质进行了比较模型的生产矮碳星。
1998-03-05 astro-ph
On the effect of emission lines on the UBVR photometry
我们调查的效果上的U，B，V，Rc和Rj的幅度从光谱中的发射线的去除。我们确定了“Dm”的修正，从有和没有发射线的通量的比率，从对象通过光度过滤器传输。采用精确和简化的手术入路。这种效应在经典共生星、共生新星和经典新星V1974 Cyg中得到了证实。结果表明，在所研究的典型共生星的辐射线中，U、B、V和Rc/Rj滤波器中观测到的辐射通量的20-30、30-40、10和26/20的分量分别是辐射的。共生新星（RR Tel和V1016 Cyg）和经典新星V1974 Cyg在210天时的影响最大（平均74，79，56和66/60个突变体）。最后给出了实际应用的例子。
2007-04-29 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: II. RS Car, V365 Car,] V436 Car, AP Cru, RR Cha, BI Ori, CM Phe and V522 Sgr
介绍了8颗暗弱激变变星的短时标光度性质。Nova Carinae 1895（RS Car）的光度调制为1.977 h，可能是轨道周期或超级驼峰周期。Nova Carinae 1948（V365 Car）显示闪烁，但任何轨道调制都有超过6小时的周期。类新星变星和X射线源V436 Car的轨道调制为P（orb）= 4.207 h，在2.67 h附近没有可探测的周期（这之前给了它一个可能的中间极地分类），矮新星振荡（DNOs）约为40 s。Nova Crucis 1936（AP Cru）在P（orb）= 5.12 h处具有双峰椭球调制，在1837 s处具有中间极性的稳定调制特征。Nova Chamaeleontis 1953（RR Cha）是一个P（orb）= 3.362 h的ecliping系统，但有时在3.271 h出现负超峰，在3.466 h出现正超峰。此外，它在1950年代有一个稳定的周期，具有中极性的特征. BI Ori是一颗矮新星，我们在静止和爆发时观察到，没有检测到任何轨道调制。CM Phe是一个新星样变量，我们确认Hoard，Wachter和Kim-Quijano（2001）的P（orb）= 6.454 h。我们已经确定了新星Saggitarii 1931（V522 Sgr）的残余，其闪烁源比先前提出的候选者（我们发现是不变的）暗约2.2等。
2002-04-29 astro-ph
Astrometry and Photometry for Cool Dwarfs and Brown Dwarfs
本文给出了28颗晚型矮星和棕矮星的三角视差测定结果，其中包括8颗光谱类型在M7 ~ M9.5之间的M型矮星，17颗光谱类型在L0 ~ L 8之间的L型矮星和3颗T型矮星。在CCD波长（VRIz）和/或近红外波长（JHK）的宽带测光这些对象和24个额外的晚型矮星。补充了天文测量学和光度学的文献，包括10颗L型和2颗T型矮星，它们的星等是由明亮的依巴谷原色建立的，这些材料构成了研究各种颜色-颜色和颜色-绝对星等关系的基础。I-J色是晚M型和L型矮星绝对星等的一个很好的预测。M_J随I-J颜色和光谱类型的变化，在L型矮星后期单调变暗，而在T型矮星早期变亮。单独使用zJK颜色的组合可以准确地分类晚M型、早L型和T型矮星，并预测它们的绝对星等，但在解开中L型和晚L型矮星之间的散射方面效果较差。这些对象的平均切向速度被发现是略小于在太阳附近的dM恒星，与样品的平均年龄为几个陀螺仪一致。使用颜色来估计热辐射修正，和模型来估计恒星半径，有效温度的推导。最新发现的L型矮星的T_eff约为1360 K.
2002-05-03 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
Adaptive Optics Photometry and Astrometry of Binary Stars. III. A Faint Companion Search of O-Star Systems
我们介绍了利用哈雷阿卡拉星上的先进光电系统（AEOS）3.6米望远镜对银河系O型恒星系统（V < 8）中的暗伴星进行自适应光学巡天的结果。我们在I波段对这些O型恒星系统进行了观测，在0.5至1.0角秒的预计分离范围内，通常能够探测到星等差约为6的伴星，在1.0至5.0角秒的范围内，星等差约为9.5。在巡天过程中，我们在检查的116个天体中的31个中发现了40个新的伴星，并对另外24个已知的伴星进行了天体测量和微分星等测量，其中有几个是确认探测。我们提出了两个双星BU 1032 AB（WDS 05387-0236; sig Ori AB）和SEE 322（WDS 17158-3344; HD 155889 AB）的新天体测量轨道。我们缺乏其他滤波器频带的幅度差异，因此很难从视线同伴中确定物理差异，但我们为现场污染严重的情况下的限制幅度差异提出了经验论据。
2008-05-20 astro-ph
Time-resolved photometry of the nova remnants DM Gem, CP Lac, GI Mon, V400 Per, CT Ser and XX Tau
我们提出的第一个结果的光度调查研究不足的新星遗迹在北半球。主要结果如下：DM宝石显示调制在0.123 d（可能与轨道）和快速变化在~22分钟。一个中等分辨率的光谱时采取的光度观测显示强烈的HeII 4686和Bowen发射，特征的中间极性或SW性星。在0.127 d处的光变和强烈的闪烁（或准周期振荡）是CP Lac光变曲线的主要特征。在GI Mon观测到持续约45分钟的0.1等倾角，这可能是一次日食。在V400 Per的B波段光变曲线中，观察到了0.179 d或0.152 d的明显调制（可能与轨道运动有关）。CT Ser的结果表明轨道周期接近0.16 d。强烈的闪烁也是这颗老新星的特征。最后，XX Tau在0.14 d附近显示出可能的周期信号，并在~24 min时显示出快速变化。我们将这种长周期性的偏心/倾斜吸积盘在二进制的运动。
2004-10-14 astro-ph
High Speed photometry of faint Cataclysmic Variables: I. V359 Cen, XZ Eri, HY Lup, V351 Pup, V630 Sgr, YY Tel, CQ Vel, CE-315
本文介绍了对暗弱激变变星进行光度测量的第一批结果。V359 Cen是一颗SU UMa星，周期为112 min。即使在静止期观测，这颗老新星的质量转移速率可能足够高，以至于在这样一个短周期系统（其隐含的小质量比）中，圆盘可能被激发成椭圆形，结果是观测到的亮度调制给出了一个超级峰周期，而不是轨道周期。XZ Eri是一颗食矮新星，轨道周期（P（orb））为88.1分钟。HY Lup只有轻微的变化。船尾座V351是船尾座新星1991的残骸，其P（orb）= 2.837 h，光变曲线与天鹅座新星1975非常相似。V630 Sgr是第一颗同时拥有正超峰（P（sh）= 2.980 h）和食（P（orb）= 2.831 h）的新星遗迹。YY Tel的标识有些不确定。CQ Vel的正确标识是从其闪烁活动的发现中提供的。CE-315是最近发现的一颗AM CVn型恒星，它的光变曲线与GP Com相似，没有明显的轨道调制。
2001-07-26 astro-ph
Time-resolved spectroscopy and photometry of the dwarf nova FS Aurigae in quiescence
我们目前的非同时时间分辨光度和光谱观测的小研究矮新星FS Aur在静止的结果。FS Aur的光谱显示出强而宽的氢和HeI的发射线，以及较弱的HeII 4686和CIII/NIII混合物，类似于其他静止的矮新星。所有的发射线都是单峰的，但它们的形式随轨道相位而变化。未检测到来自新型次级的吸收线。根据氢线H $_β$和H $_γ$的径向速度测量，我们确定了最可几轨道周期P=0.059+-0.002。这一周期与Thorstensen等人（1996年）估计的0.0595+-0.0001非常吻合。另一方面，测光调制的周期比分光周期长，可以估计为3小时。需要在一个晚上更长的时间覆盖来解决这个问题。使用从氢和氦线的测量中获得的径向速度的半振幅以及一些经验和理论关系，我们限制了系统的基本参数：质量比q ≥ 0.22，第一质量M_1=0.34 - 0.46M_sun，第二质量M_2 ≤ 0.1M_sun，以及倾斜角i=51^{ \circ } - 65^{ \circ }。多普勒层析成像显示FS Aur的吸积盘中至少有两个明亮的区域。第一个较亮的光斑位于相位约为0.6的位置。第二个光斑位于第一个光斑的对面，占据了一个很大的面积，相位约为0.85 - 1.15。
2001-10-26 astro-ph
Rapid Variations in V2275 Cyg (Nova Cyg 2001 #2)
我们目前的时间分辨CCD测光V2275 Cyg 790天后的新星爆发。数据显示20%的峰-峰振荡，周期为24分钟。在两个晚上的观测中，周期似乎是稳定的，但不能排除QPO。
2004-01-11 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
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 faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 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
Astrometry with Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3: The Parallax of the Cataclysmic Variable RW Triangulum
RW三角座（RW Tri）是一颗13等的新星状激变变星，轨道周期为0.2319天（5.56小时）。对RW Tri的红外观测表明，它的第二颗很可能是一颗晚期K矮星。过去的分析预测距离为270秒差距，这是根据与盘中心部分光谱相匹配的黑体推导出来的。最近完成的哈勃空间望远镜精细制导传感器干涉观测使我们能够确定第一个三角视差RW三。这一确定将RW Tri的距离置于341，这是具有直接视差测量的最远物体之一。
1999-05-21 astro-ph
The transition phase in Nova Muscae 1998, the dust formation in classical novae and a possible link to intermediate polar systems
我们目前的连续CCD测光的苍蝇新星1998年在17个晚上主要是在过渡阶段的年轻新星的光变曲线。我们发现了一个周期为0.16930天的周期振荡。这一结果对于理解某些经典新星光变曲线中的这一特殊阶段非常重要。我们还注意到一个可能的连接之间的过渡/尘埃阶段的新星光变曲线和中间极地系统。
1999-05-28 astro-ph
The possible orbital period of the nova V1493 Aquilae
本文介绍了V1493 Aql（Nova Aql 1999 no.1）在极大值后几周内通过I和R滤光片在12个夜晚进行的CCD测光的周期分析。周期分析的PDM方法（Stellingwerf 1978）被使用。测光数据以0.156 ± 0.001 d的周期进行调制。根据相位光变曲线的正弦形状，我们认为这种周期性可能是轨道性质的，这与周期间隙上方的灾变变量一致。
2006-01-11 astro-ph
An Extensive Census of HST Counterparts to Chandra X-ray Sources in the Globular Cluster 47 Tucanae. I. Astrometry and Photometry
我们报道了迄今为止在单个球状星团中获得的最多数量的X射线源的光学鉴定。使用深钱德拉/ACIS-I成像和广泛的HST研究WFPC 2，我们已经检测到光学对应至少22个激变变量（CV）和29色球活跃的二进制文件（由德拉斯和RS CVns）在47图克。这些识别都是基于X射线源和具有不寻常（非主序）光学颜色和/或光学可变性的物体之间的紧密天体测量匹配。在U vs U-V色星等图（CMD）中，与主序星相比，CV都显示出蓝色的证据，但在V vs V-I色星等图中，大部分CV都接近主序星，显示二级星主导了可见光。X射线探测到的活动双星在主序星以上有星等偏移，这与Albrow等人（2001年）在WFPC 2研究中探测到的更大样本的光学变星（食双星和接触双星以及BY Dras）是无法区分的。我们还提出了一个新的，更深入的搜索光学同伴的MSP的结果。发现了MSP（47 Tuc T）的一个可能的光学伴星，增加了已知的两个光学伴星。最后，我们研究了Albrow等人（2001）发现的几颗具有周期性变化的蓝色恒星，它们几乎没有或根本没有X射线发射的证据。这些对象的光学颜色与47个Tuc（和场）CV的光学颜色不同。
2003-07-09 astro-ph
The detection of a 1.4-h period in RW Ursa Minoris - candidate for shortest recorded orbital period nova
用1米怀斯望远镜对经典新星RW UMi在1995年的10个夜晚和1997年的14个夜晚进行了R滤光片和“透明”滤光片的CCD测光，在光变曲线中产生了周期为0.05912+/-0.00015 d和半振幅为0.025 mag.我们讨论了对周期性的几种解释，这表明它很可能是双星系统的轨道周期或超级驼峰周期。因此，RW UMi是已知轨道周期最短的经典新星的候选者。
2000-11-14 astro-ph
Discovery of a New Deeply Eclipsing SU UMa-Type Dwarf Nova, IY UMa (= TmzV85)
我们发现了一个新的深食SU UMa型矮新星，IY Uma，它在2000年1月经历了一次超级爆发。我们的监测发现了两个不同的爆发，这表明一个超爆发的间隔约800天，或其一半，和5.4马格的爆发幅度。从时间序列测光期间的超爆发，我们确定了一个超级驼峰和轨道周期为0.07588天和0.0739132天，分别。
2000-03-24 astro-ph
1RXS J232953.9+062814: A Dwarf Nova with a 64-minute Orbital Period and a Conspicuous Secondary Star
我们介绍了新发现的矮新星1 RXS J232953.9+062814的光谱学和时间序列测光。超爆发的测光结果显示了一个周期为66.06（6）分钟的超峰。低态光谱显示在蓝色连续谱上的Balmer和HeI发射，并且另外显示丰富的K4 +-2型吸收光谱。吸收速度为正弦调制，P_orb = 64.176（5）min，半振幅K = 348（4）km/s。低态光变曲线在此期间是双峰的，并且如椭球变化所预期的那样定相。吸收强度在轨道周围没有明显变化。它的轨道周期比其他任何激变变星都短，除了少数氦恒星系统和V485半人马座（59分钟）。次级恒星比相似质量的主序星要热得多，但与富氦模型很好地匹配，表明次级恒星是从更大质量的祖先进化而来的。一个初步的计算，其中1.2太阳质量的恒星开始质量转移接近年底的H燃烧匹配这个系统的特点非常好。
2002-01-30 astro-ph
Time-Resolved Photometry of GK Per during the 1996 Outburst
GK Per是一颗独特的激变变星，它既有新星爆发，也有矮新星型爆发，具有中极性质。我们在1996年爆发期间进行了V波段时间分辨测光和B波段监测。这次爆发持续了约60 d，分为3个部分：35 d的缓慢上升支，~16 d的衰减率为20.0 d/mag的逐渐衰减支，~10 d的衰减率为5.6 d/mag的快速衰减支。$B-V$颜色在爆发极大值前10 d达到最蓝（B-V~0.18），支持GK Per爆发为由内向外型的观点。自旋脉冲，440秒准周期振荡（QPOs），和~5,000秒QPOs在我们的光变曲线中被检测到，正如以前在X射线和光学观测中看到的那样。此外，我们还发现了~300-s的周期性，它比自旋周期短。
2002-09-20 astro-ph
Discovery of Irradiation Induced Variations in the Light Curve of the Classical Nova Cygni 2001 No.2 (V2275 Cyg)
本文介绍了经典新星V2275 Cyg（NCyg 2001 No.2）的CCD测光、光变曲线和时间序列分析。2002年和2003年，作为激变变星CCD测光大型方案的一部分，在土耳其安塔利亚的TUBITAK（土耳其科学和技术研究委员会）国家天文台，利用1.5米俄罗斯-土耳其联合望远镜（RTT 150），使用R滤光片对该源进行了总共14个夜晚的观测。我们报告的两个不同的周期的新星的光变曲线的检测：a）P_1=0.31449（15）d - 7.6小时，b）P_2=0.017079（17）d - 24.6分钟。第一个周期是明显的，在2002年和2003年，而第二个周期只在2003年的数据集检测。我们将第一周期解释为系统的轨道周期，并将轨道变化归因于热WD照射的次级辐射的方位变化。我们认为这颗新星在2002年是一个超软X射线源，也许在2003年。第二个周期可能是由King（1989）预测的低于内拉格朗日点的电离前沿振荡（由于热WD）引起的QPO，或者如果稳定吸积已经重新建立，则由于WD的磁性性质导致的系统中的拍频。
2004-10-19 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
An Irradiation Effect in Nova DN Gem 1912 and the Significance of the Period Gap for Classical Novae
在1992- 1998年的52个夜晚，经典新星DN Gem的连续CCD测光揭示了周期为0.127844 d的调制。半振幅约为0.03磁，变化的稳定性表明这是双星系统的轨道周期。这种解释使DN宝石成为第四颗在Diaz和Bruch（1997）定义的激变变星（CV）周期间隙内的新星，它支持了经典新星没有周期间隙的观点。然而，已知的新星周期的数量仍然太少，无法在统计上建立这种想法。我们消除了几种可能的机制的变化，并提出调制是由辐照效应驱动的。我们发现，模型的光变曲线的照射二级星，符合数据。该模型将系统的倾角限制为10度< i < 65度。我们还改进了先前对双星系统距离的估计，发现d=1.6+/-0.6 kpc。
1999-05-28 astro-ph
Discovery of a new dwarf nova, TSS J022216.4+412259.9: WZ Sge-type dwarf novae breaking the shortest superhump period record
报道了2005年11 - 12月新发现的变星TSS J022216.4+412259.9在大爆发增亮期间的时间分辨CCD测光。所获得的光变曲线明确显示0.2-0.3等调制，我们证实这是SUUMa型矮新星中观察到的超级峰。我们还对爆发平台期的观测数据进行了周期搜索，发现存在两个周期：爆发前两夜的周期为0.054868（98）天，爆发后平台期的周期为0.055544（26）天。这种双周期性在通常的SU UMa型矮新星中很难观察到，而在WZ Sge型恒星中却很明显。毫无疑问，我们检测到了在爆发后阶段的再亮，这是典型的短周期SU UMa型矮新星，包括WZ Sge型恒星。这些观测结果表明，TSS J022216.4+412259.9可能是一颗新的WZ Sge星，它打破了V592 Her的0.05648天的最短超峰周期。
2006-05-11 astro-ph
Gaia: Organisation and challenges for the data processing
盖亚是欧空局一项雄心勃勃的空间天体测量任务，其主要目标是在下一个十年结束前将天体测量和测光中的天空映射到20等。虽然该任务由欧空局和一个工业财团建造和运营，但数据处理委托给科学界成立的一个财团，该财团成立于2006年，一年后由欧空局正式选定。该卫星将在5年的任务期限内下行约100 TB的原始遥测数据，其中非常复杂的迭代处理将导致最终的科学输出：最终精度为几十微弧秒的天体测量，宽波段和窄波段的历元测光，我们讨论了这一超大数据处理的一般原理和主要困难，并提出了组织结构欧洲联盟负责其设计和实施。
2007-12-06 astro-ph
Discovery of a Promissing Candidate of WZ Sge-Type Dwarf Novae, ASAS 160048-4846.2: Evidence for Double-Peaked Humps
我们报告的时间分辨CCD测光在2005年6月爆发的矮新星，ASAS 160048 -4846.2。观察到的光变曲线明确地显示出胚胎峰的周期为0.063381（41）天，之后真正的超级峰出现的周期为0.064927（3）天。根据爆发早期双峰驼峰的证据，该天体可能是继Var Her 04之后WZ Sge型矮新星的第七个成员。如果前一个周期与系统的轨道周期相同或非常接近，如在其他WZ Sge系统中，分数超峰过剩约为2.4 ${%}$。这个数值出乎意料地大于其他WZ Sge型矮新星的数值。我们的观测运行的早期阶段提供了从混沌驼峰到真正的超级驼峰过渡的证据，以及增加的振幅。
2005-11-07 astro-ph
