Photometric variability in the open cluster M67 I. Cluster members detected in X-rays
我们研究了老的疏散星团M67中X射线源光学对应物的光度变化。巨星系分支下方的两个令人困惑的双星都是变星：S1113的光度周期与轨道周期一致，S1063的变化周期要么比轨道周期长，要么不是周期性变化。光谱双星S999、S1070和S1077的光度和轨道周期相似。另一个新的周期变星是主序星S1112，不知道是双星。在WUMa系统S1282（AHCnc）的光度周期的增加与以前报道的趋势一致。我们探测到的八个变星中有六个是轨道周期为10天或更短的双星，并且光度周期和轨道周期相等。这证实了他们的X射线发射出现在潮汐锁定的磁活动恒星的日冕的解释。对于轨道周期超过40天的双星，没有发现任何变化;它们的X射线发射仍有待解释。
2001-12-07 astro-ph
Photometric Variability at the L/T Dwarf Boundary
在一个月的时间里，我们用帕洛玛60英寸望远镜近红外照相机连续10个晚上监测了9颗L和T型棕矮星的光度变化。统计分析的结果表明，9个目标中至少有3个显示出明显的变异性，另外3个可能是可变的。与中位通量的分数偏差从5%到25%不等。两个可变目标，2 MASS 0030-14（L7）和SDSS 0151+12（T1），在其周期图中具有轻微显著的峰值。相控光变曲线显示出分别在1.5小时和3.0小时的时间尺度上的周期性行为的证据。虽然在L/T矮星边界附近的天体中存在明显的光变，但我们没有发现L/T边界附近的光变比早期L矮星更可能存在的证据。
2003-05-04 astro-ph
The Photometric Variability of HH 30
HH 30是一个围绕年轻恒星的边缘盘。哈勃太空望远镜先前的成像显示了可能与恒星或圆盘旋转有关的形态变化。我们报告的结果，两个陆地观测活动，以监测综合星等HH 30。我们使用的Lomb Scargle周期图寻找周期调制与2天之间，几乎90天，在这两个数据集，并在第三个，以前公布的数据集。我们开发了一种方法来处理数据中的短期相关性。我们的研究结果表明，没有一个数据集显示出显着的周期性光度调制的证据。
2008-08-22 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
The Positions, Colors, and Photometric Variability of Pluto's Small Satellites from HST Observations 2005-2006
冥王星的两颗小卫星，暂时命名为S/2005 P 1和S/2005 P 2，在2005年5月15日和18日、2006年2月15日和2006年3月28日被哈勃太空望远镜的高级巡天相机观测到。在这里，我们收集了这两颗卫星（以下简称P1和P2）的天体测量位置，以及每颗卫星的单色测量和在这些观测期间获得的光度变化的初始约束。我们发现，这两颗卫星基本上都具有中性（灰色）反射率，就像Charon一样。我们还发现，这两颗卫星都没有表现出很强的光度变化，这可能表明P1和P2接近其允许尺寸范围的大端，因此可能具有比Charon低得多的反射率。
2006-05-02 astro-ph
Photometric Variability in the Ultracool Dwarf BRI 0021-0214: Possible Evidence for Dust Clouds
本文报道了1995年11月的10个夜晚和1996年8月的4个夜晚，在加那利群岛的天文台上用1米级望远镜的CCD照相机对无辐射超冷矮星BRI 0021-0214（M9.5）进行的CCD测光监测。我们提出了差示光度法的BRI 0021-0214，我们报告显着的变化，在1995年获得的I波段光变曲线。周期图分析发现在0.84天的周期处有一个强峰值。这种调制似乎是短暂的，因为它存在于1995年的数据中，而不是在1996年的数据。我们还发现了一个可能的周期为0.20天，这似乎是目前在1995年和1996年的数据集。然而，我们没有发现任何接近光谱旋转加宽（< 0.14天）预期的旋转周期的周期性。BRI 0021-0214是一个非常不活跃的天体，具有极低的H α和X射线发射水平。因此，磁致冷点不太可能解释光度变化。BRI 0021-0214的光度变化可以解释为活跃的气象学导致表面上不均匀的云。在预期的旋转周期缺乏光度调制表明，表面特征的图案可能比以前预期的更复杂。
2001-04-23 astro-ph
Preparing the COROT space mission: Building a photometric and variability database of stars in its field of view
法国空研中心/欧洲空间飞行任务COROT将监测位于选定区域的小行星地震目标，以探测恒星内部。因此，必须寻找合适的候选目标，以优化飞行任务的科学回报。然而，为了能够在恒星上使用星震工具，必须事先知道它们的物理参数。在这项工作中，我们详细的过程中，建立一个光度数据库的所有恒星亮度比V=8.0等的COROT的视野和选择合适的三角洲Scuti和伽马道尔型恒星的任务的过程。
2003-12-22 astro-ph
Photometric Variability Among the Brightest Asymptotic Giant Branch Stars Near the Center of M32
利用双子座北星ALTAIR+NIRI获得的0.1角秒角分辨率的深K'像，研究了M32中心区域最亮的渐近巨星支（AGB）恒星的光度变化。通过与Davidge等（2000，ApJ，545，L89）讨论的K波段亮度数据的比较，我们得出结论：（1）M32中心附近至少60%的明亮AGB星是光度变化的，（2）光度变化的幅度与银河核球中的长周期变星相似。我们没有找到证据，人口的大振幅变量，如在银河系隆起的IRAS检测。这里讨论的技术可能会被证明是有用的进行初步侦察的光度变化之间的AGB恒星的球状体中的室女星系团和超越，所需的长曝光时间可能会限制观测到只有几个时代。
2004-04-23 astro-ph
Results of the ROTOR-program. II. The long-term photometric variability of weak-line T Tauri stars
金牛座T星在所有时间尺度上都表现出可变性，其起源仍然存在争议。在WTTS上，变化是相当简单的，归因于长期存在的、无处不在的冷点。我们调查的长期变化的WTTS，在某些情况下延长到20年，它的统计特征，并讨论其影响，我们了解这些恒星。我们已经获得了一个独特的，均匀的光度测量数据库WTTS延长到20年。它包含了48个WTTS的9000多个UBV R观测数据。所有的数据都是在Mount Maidanak天文台（乌兹别克斯坦）收集的，它们构成了有史以来最长的精确WTTS测光均匀记录。得到了48颗恒星中35颗的自转周期。现在可以分析5到20个季节的分阶段光变曲线。光曲线的形状，幅度和颜色变化，获得了这个样品和各种行为表现，讨论和解释。我们的主要结论是，大多数WTTS具有非常稳定的长期变化与相对较小的变化幅度或平均光水平。观察到的长期变化反映了冷点分布的调制。测光周期在许多年内都是稳定的，最小光的相位也可以稳定几年。从长远来看，光斑特性确实会以微妙的方式发生变化，导致光变曲线的形状和振幅的长期变化。
2008-01-23 astro-ph
Photometric variability of young brown dwarfs in the sigma Orionis open cluster
我们已经进行了多历元，时间序列差分I-波段测光的大样本的对象在东南地区的年轻（~3百万年），附近（~350 pc）的猎户座疏散星团。在两年的时间里，在四个晚上对~1000弧分的磁场进行了监测。使用这个数据集，我们已经研究了28个褐矮星星团候选者的光度变化，其质量范围从恒星-亚恒星边界到行星质量域。我们已经发现，大约50%的样本显示光度变化的时间尺度从不到一个小时到几天和几年。I波段光变曲线的振幅范围从小于0.01到~0.4等。观测到K_s带的近红外过量、强的H α发射和大幅度的光度变化之间的相关性。我们简要地讨论了这些结果如何可能适合不同的情况下提出的解释冷和超冷矮星的变化（即磁点，由尘埃云，周围的吸积盘和双星）。此外，我们还测定了三个质量在60 M_Jup左右的天体的暂定自转周期为3 ~ 40 h，其中一个天体的自转速度为14+/-4 km/s。
2004-06-15 astro-ph
Photometric variability of the unique magnetic white dwarf GD356
GD 356是一颗磁性白矮星（B = 13 MG），在发射中独特地显示出弱分辨的H α和H β塞曼三重态。因此，GD 356可能是唯一已知的具有某种色球层的白矮星，尽管不能排除来自星际介质的吸积或更奇特的机制。在此，我们报告了在GD 356中检测到低振幅（+/-~0.2%）近正弦光度（V带）变化，周期为0.0803天（~115分钟）。我们将其解释为恒星的自转周期。我们用一个覆盖10%恒星表面的暗斑（与星点类比）来模拟变化。这个点似乎也是塞曼辐射的位置，需要存在逆温。我们发现，现场是从来没有完全可见或模糊，极地和赤道点产生良好的拟合数据时，分别在高和低倾角。
2003-12-11 astro-ph
Photometric Variability of the Gravitational Lens 0142-100 (UM 673)
我们提出了一个光度CCD监测的引力透镜系统UM 673，发生在1995年至2000年的结果。总共在29个测光夜期间，使用尺寸在0.6米至1.3米范围内的光学望远镜在R波段观测到了双重成像类星体。我们探测到UM 673系统总光的显著变化，也就是说，在两张类星体图像加上透镜星系的光中。相对于引力透镜系统在1986年发现时的星等，UM 673比它亮0.3等。此外，我们1996年12月的测量显示，在1995年11月至1997年10月期间，该系统变得更加明亮，与其发现值相差0.5等。根据2000年3.5个月的观测，我们还给出了位于透镜附近的7颗场星的R星等和V-R色。
2001-07-17 astro-ph
Variability in the extreme helium star LSS 5121
本文报道了热极氦星LSS 5121的光度和光谱研究。我们发现光度变化，但没有明显的周期在其周期图。这与之前基于谱线变化的假设一致，即LSS 5121是一个类似于其他热极氦星的非径向扩散体。
2001-03-15 astro-ph
Near-Infrared Photometric Variability of Stars Toward the Chamaeleon I Molecular Cloud
我们提出了一个0.72 × 6平方度的J，H和K_s光度监测活动的结果。Chamaeleon I恒星形成区的中心区域。在4个月的时间间隔内，使用2 MASS南方望远镜在15个不同的夜晚获得了数据。在34，539个亮度超过测光完整性极限（J=16.0，H=15.2，K_s=14.8）的光源中，有95个在一个或多个波段表现出近红外变化。这些变星可以分为两类：一类是与变色龙I星协相关的明亮的红色天体，另一类是分散在整个6度巡天范围内的暗淡的蓝色变星，它们可能是与现在的变色龙I分子云无关的场星或较老的主序前恒星。根据J-H-H-K_s色图中的光变和/或近红外过量辐射，确定了Chamaeleon I的10个新候选成员，其中包括8个褐矮星候选成员。我们还提供了一个天体测量和J，H和K_s测光的纲要，以前确定的成员和候选成员的Chamaeleon I。
2002-04-25 astro-ph
Infrared Photometric Variability of GX13+1 and GX17+2
本文介绍了1997年7月和8月用洛厄尔天文台1.8米帕金斯望远镜上的OSIRIS红外测光系统对银河核球X射线双星GX 13 +1和GX 17 +2的观测结果。GX 13 +1在K波段的变化幅度明显超过0.6等。我们的光变曲线表明，调制的时间尺度为~20天，这与以前提出的轨道周期的系统。GX 17 +2的IR对应物在K波段也是可变的，在几天到几周的时间尺度上超过0.8个星等，扩展了Naylor，Charles和Longmore（1991）首次发现的可变性。我们讨论了我们的数据对Deutsch等人（1999）将“A星”鉴定为GX 17 +2的真正IR对应物的意义。在我们对恒星A和前景恒星NP Ser的混合物的光度测量中观察到的变化意味着GX 17 +2在K波段的内在变化约为4等。
2002-01-23 astro-ph
Near-Infrared Photometric Variability of Stars Toward the Orion A Molecular Cloud
我们对南方2 MASS望远镜在以猎户座星云团为中心的0.84 x 6 deg^2区域内获得的J、H和K时间序列测光结果进行了分析。这些数据用于建立猎户座前主序星在1-36天，2个月和2年的时间尺度上的近红外变化特性。总共确认了1235颗变星，其中约93%与猎户座A分子云有关。随着时间的推移，变星表现出各种各样的光度变化，包括周期性波动、非周期性的日间波动、日食、一个月内亮度的缓慢漂移、无色变率、褪色时变红的恒星和褪色时变蓝的恒星。我们研究旋转调制的冷和热的恒星斑点，从内部拱星盘变模糊，和质量吸积率和其他属性的变化，在拱星盘的变异性的可能来源。冷点可以解释56-77%的恒星的变化特征，而光度波动的性质与至少23%的恒星的热点或消光变化更一致，并且与我们样本中1%的盘质量吸积率或内盘半径的变化更一致。然而，观测的细节和这些模型预测的变异性细节之间的差异表明，这里没有考虑的另一种变异性机制可能是有效的，或者观察到的变异性代表了这些现象中的几种的净结果。对恒星计数数据的分析表明，ONC是一个更大的恒星表面密度增强区域的一部分，该区域覆盖了一个0.4 x 2.4 deg^2（3.4 x 20 pc^2）的区域，包含2700颗亮于K=14的恒星。（节略本）
2001-02-26 astro-ph
Short term variability in Be stars and binaries in the Magellanic Clouds
我们用ESO/VLT的多目标光谱仪GIRAFFE观测了麦哲伦星云中的大样本B & Be星，分别为176颗和344颗。我们在不同的设置在不同的时期获得光谱。它使我们能够发现几个光谱双星与短期和中期。通过与CAMO数据库坐标的互相关，我们在样本中找到了350颗恒星的光变曲线。其中19颗（14颗新发现）是光度双星（5颗在大麦哲伦星云，14颗在小麦哲伦星云）。在这19个光度联星中，6个也是光谱联星（5个在大麦哲伦星云，1个在小麦哲伦星云），另外2个是Be星（2个在小麦哲伦星云）。所有这些双星的轨道周期都已确定。在我们的样本中，134颗Be星被观测到，对于这些恒星，我们寻找短期光度变化。我们在SMC的Be星中发现了13个光度变化幅度小于0.1等的短期天体（P $<$ 2.5d）。这种短期的变化往往叠加到长期的变化。
2006-02-07 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability. I. Statistical relations for photometric and photocentric variability
局域箱流体动力学模型大气提供了空间依赖性的统计信息，以及恒星的出射辐射场的时间演化。在这里，我们认为晚型恒星大气的辐射输出的时间变化主要与对流（颗粒）表面流。我们推导出的关系，用于评估颗粒化引起的，磁盘集成，从而可观察到的恒星亮度和位置的光心从辐射强度从本地模型的波动。除了它们在流体动力学恒星大气中的应用，这些公式提供了一些更广泛的洞察所考虑的波动的性质。亮度波动的比例成反比的对流细胞（统计独立辐射表面元素）的数量的平方根存在于恒星表面和增加更明显的边缘变暗。恒星的光心位置的波动不依赖于细胞的数量，在很大程度上是不敏感的边缘暗化的程度。它们的大小只是典型晶胞的一小部分，在极端巨星的情况下，可能成为高精度天体测量的限制因素。时间亮度和位置波动在统计上是不相关的，但在幅度上密切相关。
2005-09-15 astro-ph
Spectroscopic and photometric variability of the O9.5Vp star HD93521
本文研究了O9.5Vp星HD 93521的谱线轮廓变率和光度变率，以确定该星的非径向脉动性质。傅里叶技术用于表征几个光谱时间序列中He I 5876、6678和H-α线的调制，并搜索光度时间序列中的变化。我们的光谱数据证实存在两个周期的1.75和2.89小时。线的轮廓，特别是那些受发射翅膀，也表现出调制较长的时间尺度上，但这些是时代依赖性和变化从线到线。与以前的说法不同，我们在我们的数据中没有发现明确的旋转周期特征，也没有第三个脉动周期（对应于2.66天$^{-1}$的频率）。HD 93521很可能表现出非径向脉动，周期分别为1.75小时和2.89小时，具有$l \simeq 8 \pm 1$和$l \simeq 4 \pm 1$。在这两个周期的第一谐波中没有发现显著的信号。2.89小时模式在所有时期和所有调查的线路中都可以看到，而1.75小时模式的可见性明显取决于时期。虽然检测到了光的变化，但它们与这些周期性的联系并不简单。
2008-06-23 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 Ensemble Photometric Variability of ~25000 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey
使用超过25000光谱确认的类星体从斯隆数字巡天的样本，我们展示了类星体的变化在休息帧光学/紫外制度取决于休息帧时滞，光度，休息波长，红移，无线电和X射线发射的存在下，和存在广泛的吸收线系统。变异性的时间依赖性（结构函数）很好地拟合了从几天到几年的时间尺度上的单一幂律。变化幅度与静止波长存在反相关性，并且类星体在所有红移处越亮，系统性地越蓝。类星体的光变与其光度之间存在着很强的反相关性。光变幅度与红移也存在显著的正相关关系，表明类星体群体的演化或光变机制。我们将所有这些关系参数化。具有RASS X射线探测器的类星体比没有的类星体更易变（在光学/紫外波长），射电强的类星体比射电弱的类星体更易变。我们没有发现有和没有宽吸收线槽的类星体的变异性有显着差异。涉及多个离散事件或引力微透镜的模型本身不太可能解释这些数据。所谓的吸积盘不稳定性模型是有希望的，但需要更多的定量预测。
2003-10-13 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
Photometric variability in the old open cluster M 67. II. General Survey
我们使用差分CCD测光搜索的变化，在BVI的990颗恒星投射在和周围的老疏散星团M 67。在以前的论文中，我们报告了22个星团成员的结果，这些成员是X射线源的光学对应物;这项研究的重点是我们观测的其他恒星。采用了各种采样率，允许研究从\sim 0.3小时到\sim 20天的时间尺度上的可变性。在研究的最亮的光源中，可以检测到小到σ约10 mmag的变化（> 3 σ置信度）;对于观察到的典型恒星，可以检测到σ约20 mmag水平的变化。这项研究对于12.5 < B < 18.5，12.5 < V < 18.5和12 < I < 18的恒星在距离星团中心约10弧分的半径内是无偏的。此外，在星团中的一些小区域中还监测到了10 < BVI < 12.5的恒星。我们目前的测光研究的所有990个来源，并报告的变化特性，发现这些恒星的变量在统计上显着的水平。在这些变量中，我们强调了几个值得进一步研究的来源，包括位于星团双星序列上的恒星、巨星分支上的恒星、蓝离散星和新发现的W UMa系统。
2001-12-07 astro-ph
BVI Photometric Variability Survey of M3
我们对球状星团M3进行了三波段（BVI）光变巡天。这是第一次使用现代图像减法技术对星团进行三波段调查。1998年在F.L.的1.2米望远镜上进行了9个晚上的观测。亚利桑那州的惠普尔天文台。本文给出了M3场中180颗变星的测光结果，其中12颗是新发现的。新的发现包括六个SX Phe型变星，它们都位于色星等图的蓝色离散区，两个新的第一泛音RR天琴座，一个候选的多模RR天琴座，一个分离的食双星和两个未分类的变星。我们还提供了我们观察到的168个先前已知变量中的52个的修订期。变星的星表和测光表可通过匿名FTP访问www.example.com
2004-11-03 astro-ph
Nereid Has Complex Large-Amplitude Photometric Variability (Due to Chaotic Rotation)
我们报告224光度测量的Nereid，一个小的外卫星海王星。我们的测光涵盖了从1987年到1997年的64个夜晚，主要是在V波段;我们还在U，B，R和I波段进行了20次测量。(1)海卫二显示出大幅度的亮度变化，总幅度为1.83等，时间尺度从几小时到大约一年不等。(2)变化幅度和时间尺度每年都有很大变化。(3)Nereid的可变性是由高对比度的旋转调制引起的。(4)振幅和时间尺度的变化表明，海卫二旋转角动量矢量的方向和大小不是恒定的。(5)这样的变化被预测为在每一次近点通过期间的混沌旋转所引起，前提是海瑞伊德的非球形度超过1%，并且旋转缓慢。预测值与观测值的吻合可以作为海卫二混沌旋转的有力证据。然而，夜间的变化不能很容易地解释混沌旋转。(6)海卫二的颜色是U-V=0.84+-0.05，B-V=0.71+-0.04，V-R=0.44+-0.03，V-I=0.72+-0.05，V-K=1.6。(7)涅瑞伊德可能是海王星的一颗内卫星，被踢到了它现在的轨道上，或者是一个被捕获的柯伊伯带天体或半人马座，后者的可能性是最好的。
2000-05-03 astro-ph
Photometric Periodicities of Be/X-ray Pulsars in the Small Magellanic Cloud
本文分析了小麦哲伦云中7 Be/X射线脉冲星系统的长期光度变化。我们发现各种类型的变化是存在的，包括：长期的不规则变化，周期性的轨道爆发，由于恒星之间的相互作用（几周到几个月），低振幅准周期变化的赤道盘（天），和非径向脉动的Be主星（小时）。这是第一次在Be/X射线双星中发现非径向脉动，尽管它们以前在一些单Be星中被发现。
2005-06-29 astro-ph
Hydrodynamical simulations of convection-related stellar micro-variability
我们使用了一系列的COBOLD流体动力学模型的气氛，涵盖恒星的对象，从白矮星红巨星，以获得理论估计的光度和光心恒星的变化，波长积分光在整个赫兹斯普朗-罗素图。我们验证了我们的模型对太阳测量SOHO/VIRGO仪器。在我们的一组模型中，我们发现了一个系统的光度增加，以及光心的变化-这原来是密切相关的-与减少表面重力。估计的光心变率的绝对水平不会影响GAIA任务预期达到的天体测量精度水平-除了附近的巨星。超巨星的情况仍有待调查。鉴于加拿大MOST卫星对南河三p-模的光度测量未探测的争论，我们注意到我们得到了一个因子ca。太阳和南河三的颗粒背景噪音之间的振幅为3。这一陈述指的是第5节中讨论的时间功率谱的特定表示。
2004-09-29 astro-ph
The Faint Sky Variability Survey I: Goals and data reduction process
暗天变率巡天的目的是寻找亮度在16<V<24之间、时间尺度在几十分钟到几年之间的光度和/或天体测量可变天体，光度精度从最亮的3毫等到最暗天体的0.2等不等。位于银河系中高纬度的一个约23平方度的区域，已经被位于拉帕尔马的2.5米艾萨克牛顿望远镜上的宽视场相机覆盖。在这里，我们描述的主要目标的微弱的天空变化调查和数据处理过程。
2002-10-18 astro-ph
Binary central stars of PN discovered through photometric variability. I. What we know and what we would like to find out
如果一个伴星与渐近巨星分支顶端的一个主星相互作用，那么轴对称行星状星云的形成就比较容易。为了确定双星对行星状星云形成和成形的影响，我们需要确定行星状星云双星的中心恒星比例和周期分布。根据对约100颗中心恒星的光度变化的测量，短周期双星的比例为10-15%，这些光度变化表明了辐射效应、椭球变化或食。这种调查技术被认为是对长周期的双星有偏见，这一事实被用来解释为什么这次调查发现的所有双星的周期都小于3天。在本文中，我们评估的知识，因为辐射效应发现的双星中心的状态。我们确定，对于平均参数，这种技术应该偏向于超过1-2周的周期，因此令人惊讶的是，没有发现周期超过3天的二进制文件。更令人困惑的是，12个受辐射的双星中有9个的周期小于一天，这一事实与后共同包络预测完全不一致。我们认为，无论是所有常见的信封模型往往高估后共同信封期间或这种二元调查可能遭受额外的，未量化的偏见。如果后一种假设是正确的，那么目前已知的短周期双星分数就受到了严重的质疑。我们还介绍了一个新的调查二进制相关的变异性，这将使我们能够更好地量化偏差，并确定一个独立的值为短周期的二进制分数。
2008-04-15 astro-ph
Characterization of extrasolar terrestrial planets from diurnal photometric variability
探测围绕附近恒星运行的大质量行星几乎已经成为常规，但目前的技术还无法探测质量与地球相当的类地行星。目前正在规划未来的空间观测站，以探测类地行星。在恒星的宜居带中运行的类地行星--行星表面条件与液态水的存在相适应--引起了极大的兴趣，因为它们可能具有与地球相似的全球环境，甚至是生命的港湾。当行星旋转时，被这样的行星散射的光会在强度和颜色上发生变化;产生的光曲线将包含有关行星属性的信息。在这里，我们报告了一个模型，预测的功能，应该是可辨别的低精度测光获得的光变曲线。对于类似地球的太阳系外行星，我们预计每天的通量变化高达百分之几百，这敏感地取决于冰和云的覆盖。地表或气候的质的变化会导致预测的光变曲线发生显著变化。这项工作表明，气象变化和自转周期的类地行星可以从光度观测。其他性质如表面的组成（例如，海洋与陆地比例）、气候指标（例如冰和云覆盖），甚至可能是类似地球的植物生命的特征都可能受到限制，甚至可能通过进一步的研究来唯一确定。
2001-09-04 astro-ph
A Search for Rapid Photometric Variability in Symbiotic Binaries
我们报告我们的调查快速（时间尺度分钟）光度变化共生双星。这些双星正成为研究白矮星吸积的一个越来越重要的地方，因为它们是Ia型超新星的候选祖先。与大多数激变变星不同的是，共生体中的白矮星通常是由风吸积而成，其速度大于或等于每年10^{-9}个太阳质量。为了阐明共生双星与其它白矮星吸积体的区别，以及寻找共生白矮星的磁性，我们用差示光度法研究了35颗主要的北方共生双星。我们的研究是迄今为止最全面的共生双星快速变化的研究。我们发现了Sokoloski & Bildsten（1999）报道的一个磁吸积体Z And。在四个系统（EG And，BX Mon，CM Aql和BF Cyg）中，首次看到了低水平（大约10 mmag）闪烁的一些证据。然而，这些发现是微不足道的。对于25个系统，我们把严格的上限（秩序的mmag）的非周期性和周期性的变化，突出了共生和灾变变量之间的主要区别。剩下的五个对象包括在我们的样本（2经常性新星RS Oph和T CrB，加上CH Cyg，O Ceti和MWC 560）有以前的大振幅光闪烁的检测，我们提出了我们的广泛的意见，这些系统在一个单独的文件。我们讨论了我们的研究结果的影响“标准”图片风喂吸积，并推测在大多数共生体，光从准稳定的核燃烧表面上的白矮星隐藏的波动排放吸积的可能性。
2001-04-02 astro-ph
Blobs in Wolf-Rayet Winds: Random Photometric and Polarimetric Variability
一些孤立的沃尔夫-拉叶星的光通量和偏振呈现随机变化。我们假设这种变化是由密度增强的区域（即斑点）在其包络中的存在引起的。为了研究这类区域的物理特性，我们用蒙特卡罗程序模拟了恒星辐射，处理了非均匀电子散射包层中的辐射转移。我们能够处理在增强密度的区域以及在信封本身的多重散射。还考虑了风中的源和结构的有限尺寸。这里提出的大多数结果是基于一个单一的斑点模型的参数研究。在更有限的程度上考虑由于包络中的多个斑点引起的影响。我们的模拟表明，密度增强必须有一个大的几何截面，以产生所观察到的旋光度变化。大小必须是一个恒星半径的数量级，并且斑点必须位于信封的底部附近。这些大小是相同的推断从沃尔夫-拉叶星的光学发射线的子峰的宽度。其他早期型恒星的偏振波动与沃尔夫-拉叶星相似，也可以解释为clupermatic风。虽然这种结构的起源仍然不清楚，但相同的机制可能在不同类型的热恒星包层中产生这种不均匀性。
2000-03-23 astro-ph
A Study of Stellar Photometric Variability Within the Central 4 pc of the Galactic Center with Infrared Image Subtraction
利用近红外（H和K）光度计的图像相减法，我们给出了一个包含110颗距离Sgr A ~1'以内的变星的星表。2000- 2002年在H波段获得了133个夜晚的图像，2001- 2002年在K波段获得了134个夜晚的图像，典型的FWHM为1.4“。我们将目录与其他近红外，X射线和无线电（即，微波激射器）数据，我们讨论一些更有趣的对象。该目录包括14个周期源，几个已知的长周期变量和三个新的LPV候选者。我们将IRS 10* 与OH、SiO和H2O脉泽和明亮的X射线点源联系起来，分析表明IRS 10* 是一颗AGB星，有一颗吸积伴星。在大约90个新发现的来源中，有一个可能是激变变星，一个可能是边缘接触的84天周期食双星，还有一个可能是41天周期的脉动变星。
2007-08-06 astro-ph
Near-Infrared Photometric Monitoring of a Pre-Main-Sequence Object KH 15D
对年轻星团NGC 2264中的一个神秘变星KH 15 D进行了广泛的光度监测。同时和准确的近红外（JHKS波段）测光2003年12月和2005年3月之间，涵盖了大部分的可变阶段。红外线变化的特点是大幅度和持久的日食，在光学观察。变化周期为48.3 +/- 0.2天，最大光度变化幅度为~4.2等，食时为~0.5个相位单位。这些都是一致的，最近的周期，振幅和持续时间在光学。日食期间J-H颜色（~0.16等）的变蓝，这是之前提出的，已得到明确证实; H-KS上类似的变蓝不太清楚，但可能存在于类似的水平。JHKs光变曲线的整体形状与光学曲线非常相似，包括一个公平的时间对称性和在日食期间不太稳定的通量，在零相位附近有一个轻微的驼峰。在近红外波长观测到的KH 15 D的大部分这些变化特征可以用最近的模型来解释，该模型采用倾斜的旋进盘和前主序星双星周围的外散射区域的日食。
2005-09-14 astro-ph
Photometric Variability and Astrometric Stability of the Radio Continuum Nucleus in the Seyfert Galaxy NGC 5548
从1988年11月到1998年6月，NRAO VLA和VLBA被用来监测塞弗特星系NGC 5548中对应于光学宽线区（BLR）的射电连续谱。在21个历元上进行了测光和天体测量观测。射电核看起来是分辨的，因此比较仅限于10-60天和3-4年的观测，并以匹配的分辨率1210 mas = 640 pc（9个VLA观测），500 mas = 260 pc（9个VLA观测）或2.3 mas = 1.2 pc（3个VLBA观测）获得。在8.4 GHz处，核的光度变化分别为VLA观测值的$33\pm5$ %和$52\pm5$ %，分别相隔41天和4.1年。41天的变化在4.9 GHz时较温和（$19\pm5$ %），并在4.9至8.4 GHz范围内呈现倒置频谱（$α\sim +0.3\pm0.1$、$S\propto ν^{+α}$）。该核在8.4 GHz处是天体测量稳定的，在相隔4.1年的VLA观测之间的精度为28 mas = 15 pc，在相隔3.1年的VLBA观测之间的精度为1.8 mas = 0.95 pc。这种光度变化和天体测量的稳定性与黑洞是BLR的最终能量来源是一致的，但对于将BLR视为致密超新星遗迹的星团模型来说是有问题的，对于NGC 5548，需要在有效半径$r_e =$ 42 mas = 22 pc内每1.7年发生一次新的超新星事件。在8.4 GHz的分辨率为660 mas …
1999-10-22 astro-ph
Photometric Stellar Variability in the Galactic Center
我们报告了在过去10年中利用散斑成像技术对银河系中心5“x5”进行的衍射限制、光度变化研究的结果。M.凯克10米望远镜。在我们的极限星等mK < 16等的图像从一个单一的夜晚的数据，我们发现了至少15个K[2.2微米]波段的变星的131监测恒星。在我们的样本中，唯一的周期源是以前确定的变量IRS 16 SW，我们测量的轨道周期为19.448 +- 0.002天。与最近的结果相反，我们在IRS 16 SW上的数据显示了一个不对称的相位光变曲线，下降时间比上升时间陡得多，这可能是由于恒星在轨道上的接近引起的潮汐变形。我们还确定了一个可能的风碰撞二进制（IRS 29 N）的基础上，它的光度变化在几年的时间尺度，这可能是由于情节尘埃生产。在我们的样本中，4个LBV候选者中没有一个显示出光度的特征性大幅增加或减少，然而，我们的时间基线太短，无法排除它们是LBV。在剩下的变星中，大部分是早型星，三颗可能是由于视线消光变化而变的。对于我们视野中心的7颗OB星，它们具有明确的三维轨道，我们没有看到耀斑或它们的光变暗的证据，这限制了超大质量黑洞Sgr A* 周围存在冷的、几何上薄的不活跃吸积盘的可能性。
2007-01-04 astro-ph
Near-Infrared Variability in the 2MASS Calibration Fields: A Search for Planetary Transit Candidates
在2MASS任务的四年期间，2MASS光度校准观测在35个“校准场”中覆盖约6平方度的天空，每个校准场在标称光度条件下采样562至3692次。我们编制了一个目录的变量从校准的观测，以寻找M矮星的太阳系外行星过境。我们提出了我们的方法来测量周期性和非周期性通量变化。从7554个源的表观KS星等在5.6和16.1之间，我们确定了247个变量，包括河外变量和23个周期变量。我们已经发现了三个M矮食系统，包括两个凌日系外行星的候选者。
2007-09-08 astro-ph
Multi-color Near Infra-red Intra-day and Short Term Variability of the Blazar S5 0716+714
在本文中，我们报告的BL Lacertae对象S5 0716+714的近红外（NIR）光度变化的研究结果。2007年4月2日至9日，我们在韩国宝贤山光学天文台（BOAO）的1.8米望远镜上进行了7个晚上的近红外测光观测，该望远镜配备了KASINICS（韩国天文和空间科学研究所近红外相机系统）和J，H和Ks过滤器。我们搜索了BL Lac天体的日内变化、短期变化和颜色变化。在我们的观察运行中，我们没有在J、H和Ks通带中检测到任何真正的日内变化。在J、H、Ks通带中分别检测到约32.6%、20.5%和18.2%的显著短期变化，在（J-H）颜色中检测到约11.9%的显著短期变化。
2008-09-19 astro-ph
Discovery of Extremely Large-Amplitude Quasi-Periodic Photometric Variability in WC9-Type Wolf-Rayet Binary, WR 104
我们发现，沃尔夫-拉叶（WR）+OB星的二进制，WR 104，著名的相关的“尘埃风车星云”最近空间解决了红外干涉，表现出强烈的准周期光学变化与全振幅为2.7马格。这样一个大振幅，连续的变化是前所未有的WR星。光学准周期（~241 d）与干涉周期（243.5+/-3 d）几乎完全一致。显着的协议，在光学变率与轨道周期的优势周期支持强烈变化的尘埃遮蔽是物理相关的二进制的运动，而不是零星的尘埃形成的插曲。考虑到低轨道倾角（11+/-7度）和从干涉仪观测推断的近圆形轨道，强烈可变的视线消光表明，高度结构化的消光可以通过在双星旋转轴方向上喷射尘埃形成。另一个可行的解释是，激波阵面的三维结构本身就是遮蔽体。根据几何形状的不同，尘埃激波阵面附近的结合阶段的二进制可以完全掩盖内部WR-星风和OB星，这可以解释的幅度的光学衰落和过去观察到显着的光谱变化。
2002-05-30 astro-ph
Photometric variability of a young, low-mass brown dwarf
我们报告的差分I-波段和J-波段测光的S猎户座45，一个冷（M8.5），年轻（1- 800万年）的棕矮星的猎户座σ星系团的质量估计约为20倍的木星质量。我们检测到的变化（振幅范围从34至81毫微克），并观察到在2.5-3.6小时的光学和近红外线曲线的调制。然而，最新的光学数据集在46.4+/-1.5分钟的非常短的周期内呈现调制，这仍然是一个谜。2.5-3.6 h调制的起源是分析在各种情况下：不均匀的功能（尘埃云或磁致暗点）与物体的表面共同旋转，以及存在一个看不见的非常低质量的同伴，是稳步转移质量的主要。由于非常年轻的年龄的对象和它的持续强烈的H α发射，吸积盘的可能存在进行了讨论。如果几个小时的周期与旋转有关，我们的结果表明，sigma Orionis低质量棕矮星的旋转速度比更大质量的星团棕矮星快，其速度与理论推断的质量和半径一致，这意味着所有这些物体都经历了类似的角动量演化。
2003-06-19 astro-ph
Observation of R-Band Variability of L Dwarfs
首次报道了L型矮星在$R$波段的光度变化。在观测到的三个L1矮星（2 MASS 1300+19，2 MASS 1439+19和2 MASS 1658+70）中，我们在2 MASS 1300+19和2 MASS 1439+19中检测到了R带的变化。该天体的振幅变化范围为0.01 - 0.02等。天体2 MASS 1658+70在$R$和$I$波段都是不变的。然而，还需要更多的观测来推断其变异性。没有周期性行为的变化被发现从两个L1矮星是可变的。所有三个L1矮星的$H_α$活动都可以忽略不计或没有。在缺乏足够强的磁场存在的直接证据的情况下，在光学偏振的检测有利于尘埃在大气中的L矮星的存在。我们认为，观测到的$R$波段光度变化最有可能是由于大气尘埃活动。
2004-12-16 astro-ph
Variability of the HeI5876 A line in early type chemically peculiar stars
化学性质特殊的恒星呈现出光谱和光度的变化，只有一个周期。在斜转子模型中，元素在恒星表面的非均匀分布是观测到的变化的根源。对于氦弱星，光度和氦谱线等效宽度的变化是异相的。为了了解氦在CP星中的行为，我们获得了光谱范围为B_3-A_1的16颗化学特殊星样品的HeI 5876 A线的时间分辨光谱。HeI 5876 A线太弱，无法在HD 24155、HD 41269和HD 220825的光谱中测量。在HD 22920、HD 24587、HD 36589、HD 49606和HD 209515等恒星中，所选He线的等效宽度没有变化。HeI 5876 A谱线的等效宽度变化与HD 43819、HD 171247和HD 176582的光度变化同相。相反，HD 28843、HD 182255和HD 223640的相位不同。HD 26571和HD 177003之间没有明确的关系。
1998-10-28 astro-ph
