Radio Variability of Sagittarius A* - A 106 Day Cycle
我们报告存在一个106天的周期的射电变率的Sgr A* 的基础上，在过去的20年中观察到的数据分析与甚大阵列（VLA）。脉冲信号在1.3 cm处最清晰可见，周期频率与频率宽度之比f/Delta_f= 2.2+/-0.3。在2cm处也清楚地观察到周期性信号。在3.6 cm处，周期性信号的检测是边缘的。在6和20 cm处均未检测到显著的周期性。由于采样函数是不规则的，我们进行了一些测试，以确保观察到的周期性不是噪声的结果。对于最大熵方法和CLEAN方法的周期图，发现了类似的结果。基于Monte Carlo测试，对于几种不同的噪声分布，错误检测的概率小于5%。1.3 cm脉冲分量的射电性质为：光谱指数α ~ 1.0+/- 0.1（对于S nu^alpha），振幅Δ S=0.42 +/- 0.04 Jy，特征时标Δ t_FWHM ~ 25 +/- 5天。VLBI没有探测到次级成分，说明在~5 AU的尺度上，Sgr A* 内存在着不稳定的吸积盘。
2000-11-08 astro-ph
Optical Photometrical Observations and Variability for Quasar 4C 29.45
本文报道了blazar 4C 29.45的长期光学变率测量结果（类星体1156+295，Ton 599），在1997年4月至2002年3月期间，使用上海天文台（SHAO）的1.56米望远镜在中国佘山进行了Johnson V，Ton RI通带的光学光度观测，通过将我们的新观测与已发表的光学数据相结合，编辑了1974年后的blazar光学光度数据，并发现了不同通带的最大变化：$Δ$ U = 4.41 mag，$Δ$ B = 5.55 mag，$Δ$ V = 4.53 mag，$Δ$ R = 5.80 mag，和$Δ$ I = 5.34 mag。平均颜色指数为：U $-$ B = $-0.54\pm$ 0.18 mag，B $-$ V = 0.56 $\pm$ 0.21 mag，B $-$ R = 0.93 $\pm$ 0.18 mag，B $-$ I = 1.51 $\pm$ 0.24 mag，V $-$ R = 0.44 $\pm$ 0.15 mag和V $-$ I = 1.03 $\pm$ 0.23 mag。1974年后的数据为我们提供了一个极好的机会来寻找光变曲线中可能存在的周期性。为了寻找R通带光变曲线中的周期性，我们进行了Jurkevich测试和功率谱（傅立叶）分析方法，以及CLEANest算法来去除假信号。我们发现可能的周期为3.55年和1.58年。讨论了周期性变化的可能机…
2006-10-13 astro-ph
The variability analysis of PKS 2155-304
本文利用PKS 2155-304在1977年以后的光度观测资料，讨论了其变化的周期性。发现了最大振幅变化（$ΔU = 1^{m}.5$ ; $ΔB = 1^{m}.65$ ; $ΔV = 1^{m}.85 $ ; $ΔR = 1^{m}.25$ ; $ΔI = 1^{m}.14 $）和颜色指数（$(B-V) = 0.30\pm 0.06$ ; $(U-B) = -0.72\pm 0.08$; $(B-R) = 0.62\pm 0.07$ ; $(V-R) = 0.32\pm 0.04$）。
2000-01-04 astro-ph
Variability in ultra cool dwarfs: evidence for the evolution of surface features
我们目前的测光光变曲线的21个超冷M和L矮星的现场和年轻的疏散星团猎户座和昴星团。在这些天体中，有一半发现了在0.4至100小时的时间尺度上RMS振幅（I波段）为0.01至0.055等的变化证据。使用CLEAN算法进行功率谱分析，以寻找周期性变化的证据。有些天体在几个小时左右显示出强烈的周期性，这可能是由于表面特征对光变曲线的旋转调制。然而，有几个天体没有任何显著的周期性来解释它们的变化。类似的天体群体的vsini值很可能使我们的时间采样对预期的旋转周期范围很敏感，模拟表明，如果它们是由长寿命的表面特征引起的，我们会检测到这些。我们认为，这种缺乏周期性是由于亮度的演变，大概也是物理尺寸，在几个小时到几十个小时的时间尺度上的表面特征。这在2M1145的情况下得到了支持，它的两条光变曲线相隔一年，没有共同的周期性。表面特征可能是光球尘埃云或磁感应斑点。最近观察到的晚型M和L矮星色球活动的下降暗示了至少对我们晚型天体的前一种解释。此外，我们的样本表明，在M9之后的物体中，这种变化更常见，这表明这种变化可能与尘埃的形成有关。一条光变曲线显示了一个短暂但重要的下降，这可能是一个短暂的特征，也可能是一个伴星的日食。（节略）
2000-12-11 astro-ph
Periodic photometric variability of the brown dwarf Kelu-1
我们在对褐矮星Kelu-1的光度观测中发现了1.80+/-0.05小时的强周期性。在中心波长为857 nm的41 nm宽的滤光片中，变化的峰-峰幅度约为1.1%（11.9+/-0.8 mmag），包括灰尘/温度敏感的TiO和CrH波段。我们已经确定了两个可能的原因的变化：表面功能旋转进和出的观点，因此调制的光变曲线在旋转周期;或，椭圆形的变化所造成的轨道伴侣。在第一种情况下，我们结合观测到的Kelu-1的vsin（i）和标准模型半径来确定旋转轴与视线成65+/-12度角。
2002-01-10 astro-ph
Oceanography of Accreting Neutron Stars: Non-Radial Oscillations and Periodic X-Ray Variability
对许多吸积中的中子星（NS）的光度准周期振荡（QPO）的观测使我们开始研究在其他恒星中普遍存在的周期性来源：非径向振荡。在总结了吸积NS的大气和海洋结构之后，我们讨论了频率在1-100 Hz范围内的各种低lg模。成功识别具有观测频率的非径向模式将产生关于NS的热和成分构成以及其半径的新信息。最后，我们讨论快速旋转如何改变g模式频率。
1997-12-31 astro-ph
Periodic Variability During the X-ray Decline of 4U 1636-53
我们报告了原型X射线爆发器4U 1636-53的RXTE/ASM数据中出现的大振幅、统计学显著的周期性（~46 d），其X射线通量在过去四年中逐渐下降。这种行为与在中子星LMXB KS 1731-260中观察到的非常相似，这是一种长期的瞬态。我们还报道了4U 1636-53在其下降阶段的INTEGRAL/IBIS观测，发现硬X射线通量（20-100 keV）与软X射线（2-12 keV）具有明显的反相关。我们认为，4U 1636-53是从活动过渡到平静，发生在KS 1731-260。我们还认为，在X射线下降的变化是吸积率的变化与X射线照射的光盘的结果。
2005-05-10 astro-ph
Possible Quasi-Periodic Oscillations from Unstable Accretion: 3D MHD Simulations
我们调查的光度变化的磁化星，特别是中子星，吸积通过磁瑞利-泰勒型不稳定性在磁盘磁层接口，并比较稳定吸积过程中的变化，寻找可能的准周期振荡的目标。稳定吸积期间的光变曲线显示出恒星频率的周期性，有时是两倍，这是由于在磁极附近存在两个漏斗流产生对映热点。另一方面，光曲线在不稳定的吸积通过舌头穿透磁层更混乱，由于舌头的随机行为，并产生噪声功率谱。然而，功率谱确实显示出一些准周期性变化的迹象。最重要的是，除了最强烈的不稳定情况外，舌状物和由此产生的热点的旋转频率接近于内盘轨道频率。因此，在较长的模拟中，在该频率下观察到QPO的可能性很高。此外，光变曲线在不稳定的制度显示周期性的恒星的旋转频率在这里研究的许多情况下，再次除了在最强烈的不稳定的情况下，缺乏漏斗流和由此产生的对跖热点。噪声功率谱导致傅立叶峰的分数均方根幅度较小。我们还详细研究了恒星自转轴与磁轴之间的失准角对光变的影响，发现在失准角为$\gtrsim 25^\circ$时，恒星的周期总是出现在光变曲线中。
2009-06-03 astro-ph
The periodicity of the eta Carinae events
在上一个周期，特别是在2003.5低激发事件，已经获得了广泛的光谱观测的船底座η。窄线和宽线的变化，当与两个早期周期的数据相结合时，揭示了一个共同的和明确的时期。我们把从光谱中的许多谱线得到的周期长度与从宽波段X射线、光学和近红外观测得到的周期长度结合起来，得到周期长度为2022.7 ± 1.3 d。在过去60年中收集的光谱数据得出的平均周期为2020+-4 d，与目前的周期一致。自1948年以来，周期的变化不能超过$Δ$ P/P=0.0007。这证实了之前关于真实、稳定的周期性的主张，并为二元情景提供了强有力的支持。我们利用HeI 6678窄分量的消失来确定第11周极小期的时间T_0=JD 2，452，819.8。下一次事件预计将发生在2009年1月11日（+-2天）。其他光谱特征和宽波段的最小值开始的日期非常接近这个日期，并且从HeI时代有很好的确定时间延迟。
2007-11-27 astro-ph
Color and Variability Characteristics of Point Sources in the Faint Sky Variability Survey
我们提出了一个分析的颜色和变化特性的点源在暗天空变率调查（FSVS）。FSVS在~16- 24等的BVI过滤器中编目了~23平方度，以调查中高银河系纬度的微弱源的变化。对于一个选定的代表性样品（V=17.5- 22.0 mag，B-V=0.0- 1.5），点源的完整性大于83%，它含有光度B，V探测和80%的时间取样V数据，而基本的内源完整性为99%。通过光变曲线模拟建模的V中跨分钟到年的多历元（10--30）观测显示，在代表性的V=18--22等范围内，振幅灵敏度为0.015--0.075等。周期性测定似乎可行的时间尺度的顺序1天或更少的使用最采样字段（~30个历元）。在V=17.5- 22.0等的范围内，点源的比例通常在5- 8%之间变化。对于V亮于19等的情况，变化的星群主要是低振幅（<0.05等）和蓝色（B-V<0.35）源，可能代表剑鱼座γ星的星群。总的来说，主要的变量源比B-V=0.65更蓝，并且具有主序列颜色，可能反映了RR Lyrics，SX Phe，gamma Doradus和W UMa变量的更大群体。
2006-04-20 astro-ph
A Quasi-Periodic Modulation of the Radio Light Curve of the Blazar PKS B0048-097
在这封信中，我们提出的BL Lac对象PKS B 0048 -097的射电光变曲线的小波分析的结果，从密歇根大学射电天文台监测计划在8 GHz的25年，从1979年到2004年。结果表明，1980年代初的450-470天周期性显著，到1980年代末至1990年代初，周期性变为~585天。1995年以后出现了一个不太明显的~400天周期。甚长基线干涉测量成像在15 GHz显示戏剧性的结构变化，在两个时代，1995.57和2002.38之间的通常未解决的源。在2002年的图像中看到的明显的北向喷流与早期发现的源结构的方向相差超过90度。这些发现使PKS B 0048 -097成为多波长观测和密集无线电监测的主要目标，以破译耀变体现象。
2006-06-27 astro-ph
Methods for detecting flaring structures in Sagittarius A* with high frequency VLBI
超大质量黑洞候选者人马座A* 在对应于< 10史瓦西半径的时间尺度上表现出从无线电到X射线波长的变化。我们调查的潜力毫米波长VLBI检测和约束时变结构，可能会引起这样的变化，专注于一个模型，其中一个轨道上的热点是嵌入在一个吸积盘。非成像算法的开发，使用干涉封闭量来测试周期性，并施加到一个整体的热点模型，采样的参数空间的范围。我们发现，在广泛的情况下，结构周期性可以检测到最潜在的VLBI阵列使用现代VLBI仪器。未来毫米/亚毫米VLBI阵列的增强，包括相控阵处理器聚合VLBI站收集区，增加带宽记录，并增加新的VLBI网站都显着援助周期性检测。本文描述的方法可以应用于人马座A* 的其他模型，包括喷流和磁流体动力吸积模拟。
2008-09-19 astro-ph
Long-term optical variability of the blazars PKS 2005-489 and PKS 2155-304
我们目前的光学光变曲线为1996年至2000年期间，两个最明亮的已知EGRET BL Lac对象：PKS 2005-489和PKS 2155-304，后者也是为数不多的已知TeV源之一。对于这两个对象，低水平的可变性的静止时期之后是活跃时期，没有任何周期性的迹象。在PKS 2005-489中，观察到了几个持续时间约为20天的变异事件。在PKS 2155-304中，光度的快速下降和随后的上升都发生在以天为单位的时间尺度上。我们提出了一种解释，即沿着相对论性喷流运动的区域被宿主星系中的宽线区域云或星团所遮蔽。我们将我们的光变曲线与来自全天空监视器/RXTE的同期X射线观测进行比较。光学和X射线活动之间的相关性没有发现在任何来源在长时间尺度。然而，在PKS 2005-489中，1997年和1998年在短时间尺度上观察到了可能的相关性，1997年的光学变化比X射线早30天，1998年的光学变化比X射线晚10天。使用本文提供的光学数据和从文献中获得的BeppoSAX同期观测数据对SED进行的分析表明，随着X射线通量密度的变化，同步加速器峰值只有很小的偏移。
2004-04-07 astro-ph
Long-term optical/infrared variability in the quiescent X-ray transient V404 Cyg
本文给出了1992-2003年期间静止X射线瞬变V404 Cyg的光学和红外测光结果。从最完整的数据库（1992年、1998年和2001年）中提取的椭球调制显示出不相等的最大值和最小值，相对强度每年都有变化，尽管它们的峰到峰振幅大致保持在0.24+-0.01等。叠加在第二颗恒星的双峰椭球调制上的快速光学变化每年都被检测到，平均振幅为~0.07 mags。我们没有发现显着的变化，在这十年中的活动，这表明，这种可变性可能是没有连接到1989年的爆发。我们发现在1998年和2001年的数据周期性附近的6小时准周期性在1992年观察到的，虽然我们解释它作为一个耀斑事件的外观几乎每晚的后果。在I和近红外（J和K_短）波段也存在显著的可变性，并且在较长的波长处略微降低或保持近似恒定。互相关分析表明，R和I发射是同时下降到40秒。
2004-05-04 astro-ph
Multiwavelength observations of short time-scale variability in NGC 4151. IV. Analysis of multiwavelength continuum variability
本文综合了前三篇文章的观测资料，分析了1993年12月观测期间Seyfert~1星系NGC~4151的多波段光变和光谱能量分布。该源接近其历史亮度峰值，在X射线，紫外线和光学波长处显示出强烈的相关变化。在中等能量（$\sim$ 1.5 keV）的X射线中观察到最强的变化，归一化变异幅度（NVA）为24%。在$\sim$ 100 keV的软$γ$射线能量下观察到较弱的（NVA = 6%）变化（与较低能量下的变化不相关）.在较软的（0.1- 1 ~keV）X射线波段中没有观察到显著的变化。在紫外/光学区，NVA随波长从1275 nm增加到6900 nm而从9%下降到1%。这些数据没有探测极紫外（1200~ 10 keV至0.1~keV）或硬X射线（2--50~keV）的变化。不同波段变化之间的相位差与零滞后一致，1275~ keV和其他紫外波段之间的相位差上限为$\ls$ 0.15天，1275~ keV和1.5~keV之间的相位差上限为$\ls$ 0.3天，1275~ keV和5125~ keV之间的相位差上限为$\ls$ 1天。这些严格的限制比以前的多波段活动星系核监测活动中确定的限制有一个数量级以上的改进。紫外波动功率谱没有显示出周期性的证据，而是与非常陡峭的红色幂律（$ a = -2.5 $）很好地拟合。如果在"主”波段发射的光子被附近的物质吸收，并“再加工”以产生次级波段的发射…
1996-05-15 astro-ph
Photometric variability of the T Tauri star TW Hya on time scales of hours to years
MOST（Microvariability & Oscillations of Stars）和ASAS（All Sky Automated Survey）观测分别用于描述TW Hya在几天到7.5周和几天到8年的时间尺度上的光度变化。这两个数据集具有非常不同的不确定性和时间覆盖特性，不能直接合并，但它们表明具有“闪烁噪声”特性的全球变率谱，即振幅a ~ 1/sqrt（f），频率超过40年，范围f = 0.0003至10周/天（c/d）。在2007年MOST的连续11天，0.07 d时间分辨率的观测中，明显存在3.7 d的周期。亮度极值与Setiawan等人（2008年）同期光谱观测中检测到的周期性（3.56 d）径向速度变化的零速度交叉相吻合，并被解释为由行星引起。在2008年的第二次MOST运行中，3.56/3.7 d的周期完全消失了，这对行星的解释产生了怀疑。相反，在2 - 9天的范围内的不稳定的单周期的频谱进行了观察，使用小波分析的周期逐渐缩短的趋势，以及跟踪。TW Hya变化的周期性和整体闪烁噪声特征表明了几种机制的组合，其中占主导地位的可能与恒星周围盘的吸积过程有关。
2008-09-23 astro-ph
Cassini UVIS Observations of the Io Plasma Torus. IV. Modeling Temporal and Azimuthal Variability
在这一系列的第四篇论文中，我们提出了一个模型的显着的时间和方位角变化的木卫一等离子体环面观察卡西尼遇到木星。在三个月的时间里，卡西尼号紫外线成像光谱仪（UVIS）观察到平均环形组成的巨大变化。叠加在这一长期变化，是一个10.07小时的周期性所造成的方位角变化，在等离子体成分subcorotating相对于系统III经度。令人惊讶的是，方位角变化的幅度似乎是调制在拍频之间的系统III的周期和观察到的10.07小时的周期。在此之前，我们已经成功地模拟了长达数月的成分变化，假设三个因素增加的物质供应量木卫一的扩展中性云。在这里，我们扩展我们的环面化学模型，包括方位角的尺寸。我们假设存在两个方位角变化的超热电子的数量在环面：一个主要的变化，subcorotates与10.07小时的周期和二次变化，保持固定在系统III经度。利用这两个热电子的变化，我们的模型可以重现卡西尼紫外可见光谱仪观测到的时间和方位角的变化。
2007-09-19 astro-ph
Galaxy redshift abundance periodicity from Fourier analysis of number counts $N(z)$ using SDSS and 2dF GRS galaxy surveys
对Sloan数字巡天和2dF星系红移巡天的星系数计数的傅里叶分析表明，SDSS中星系的首选周期红移间距分别为$Δz =$ 0.0102，0.0246和0.0448，与2dF GRS的结果非常一致。质量密度涨落、功率谱$P(z)$和$N_{pairs}$计算证实了红移间距。哈勃定律的应用导致星系优先位于具有周期性间距的共同运动的同心壳层上。两次调查的综合结果表明，$31.7 \pm 1.8$ $h^{-1} Mpc$、$73.4 \pm 5.8$ $h^{-1} Mpc$和$127 \pm 21$ $h^{-1} Mpc$具有规则的同向移动径向距离间距。这一结果与过去宇宙膨胀率的振荡是一致的。
2008-09-11 astro-ph gr-qc
