A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. IV. uvbyCa Observations of Metal-Weak Candidates from the Northern HK Survey
本文对Beers等人的北半球HK巡天中的521颗贫金属候选星进行了uvbyCa系统的CCD测光。红化校正，恒星的光度分类，和推导的基础上Stromgren指数M1和香港的金属丰度的描述和介绍，以及初步的光谱估计的丰度。一些[Fe/H]小于或等于-2.50的极贫金属星被确认。
2000-03-08 astro-ph
Ages of A-type Vega-like stars from uvby$β$ Photometry
利用Strömgren \emph{uvby$β}测光数据和理论演化轨迹估算了一个A型类织女星样本的年龄。我们发现这些A星中有13%在文献中被报道为类织女星，并且这一子集的年龄从非常年轻（5千万年）到年老（1亿年），与场A星相比没有明显的年龄差异。我们清楚地表明，类织女星恒星的红外光度分数随着年龄的增加而降低。
2000-10-04 astro-ph
$uvby-H_β$ CCD photometry and membership segregation of the open cluster NGC2682 (M67)
通过对星系团NGC 2682（M67）的深入天体测量和测光研究，我们能够精确地确定它的基本参数。作为一个古老而丰富的星团，M67是分析银盘演化的重要对象。M67是很好的研究，但缺乏广泛和深入的斯特劳格伦测光研究，使我们的结果值得。疏散星团M67中最亮的恒星在我们对NGC 1817和NGC 2548的研究中被用作uvby-Hbeta标准星，覆盖范围的扩大以及观测量的增加使得我们能够获得迄今为止公布的该星团最好的斯特龙格伦数据集。我们讨论了我们的CCD uvby-Hbeta中间带测光的结果，覆盖面积约50'x50'下降到V 19。此外，一个完整的成员分离的基础上天体测量和光度标准。对一个选定的恒星样本进行光度分析，得出红化值E（b-y）= 0.03 \pm 0.03，距离模数V_0-M_V= 9.7 \pm 0.2，[Fe/H]= 0.01 \pm 0.14。通过等时线拟合，我们发现log t= 9.6 \pm 0.1（4.2 \pm 0.2 Gyr）。在V= 16，（b-y）= 0.4附近的一个大约60颗恒星的星团可以被解释为一个前激变变星的星群（如果是成员），或者是一个位于星团两倍距离的G型恒星流（如果不是成员）。
2007-04-22 astro-ph
Empirically Constrained Color-Temperature Relations. II. uvby
根据MARCS模型大气和冷矮星、巨星的SSG合成光谱，导出了Stromgren紫外光度系统的一个新的理论色指数网格。在较温暖的温度下，这个网格已经补充了来自最近库鲁茨大气模型的合成紫外线颜色，而没有过冲。我们的变换似乎再现了观察到的极端贫金属的关闭和巨星的颜色（即，[Fe/H]<-2）。然而，由于在合成色计算中所作的一些假设，我们对冷星的色温关系不能提供一个合适的匹配到[Fe/H]>-2的星团和场星的紫外测光。为了克服这个问题，在中间和高金属丰度的理论指数已被校正使用一组颜色校准的基础上，具有准确的IRFM温度估计和光谱[Fe/H]值的场星。令人鼓舞的是，采用本研究中导出的转换的等时线能够相当好地再现一些疏散星团和球状星团（包括M92，M67，毕星团和47 Tuc）的观测到的CMD（包括u-v，v-b和b-y颜色）。此外，我们对这些数据的解释与VandenBerg & Clem（2003，AJ，126，778）从对相同集群的BV（RI）c观测的考虑中给出的解释非常相似，如果不是相同的话。在目前的调查中，我们还分析了所观察到的Stromgren测光的经典人口II亚矮星，比较我们的“最终”（b-y）-Teff的关系与经验得出的一些最近的研究，并在一定程度上详细检查的依赖性的m1指数[Fe/H]。
2003-11-19 astro-ph
Extended Stromgren Photoelectric Photometry in NGC 752
介绍了老疏散星团NGC 752中7颗巨星和21颗主序星的扩展Stromgren系统（uvbyCa）光电测光。通过对转折星hk数据的分析，给出了星团平均金属丰度的一个新的确定方法。从10个单星成员中，[Fe/H] = -0.06 +/- 0.03，其中引用的误差是平均值的标准误差，毕宿星团的丰度设定为[Fe/H] =+0.12。如果把所有20颗在hk金属丰度刻度范围内的恒星都包括在内，这个结果是不变的。导出的[Fe/H]是在良好的协议与过去的估计使用适当归零的M1数据，转换的中等色散光谱，最近的高色散光谱。
2005-12-15 astro-ph
The usage of Stromgren photometry in studies of Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies - Application to Draco: a new catalogue of Draco members and a study of the metallicity distribution function and radial gradients
在本文中，我们证明如何斯特龙格伦紫外光度法可以有效地用于：1。识别出矮球状星系中的红巨星分支星。2.推导出相同恒星与年龄无关的金属丰度，并量化相关误差。在以天龙座矮球状星系为中心的11 x 22弧分视场中，使用拉帕尔马的艾萨克·牛顿望远镜获得了斯特龙格伦紫外光度学。Draco dSph星系的成员是用区分红巨星和矮星的表面重力敏感的c_1指数确定的。因此，使我们能够区分（红巨星分支）成员的矮球状星系的前景矮星在我们的星系。该方法通过比较我们的成员名单与文献中的径向速度和自行车的基础上的成员分类进行评估。金属丰度敏感的m_1指数被用来获得个人和年龄无关的Draco dSph星系的成员的金属丰度。推导出的金属丰度进行了比较，基于高分辨率光谱学的研究和协议是非常好的。我们目前的169名成员的红巨星分支的天龙座矮球状星系（迄今为止最大的样本）的金属丰度。Draco dSph星系的金属丰度分布函数显示平均值[Fe/H] = -1.74 dex，扩散为0.24 dex。红巨星分支上恒星的金属丰度和颜色之间的相关性与占主导地位的古老和同时代的人口是一致的。有可能是一个空间人口梯度的领域与最富金属的恒星更集中的金属比贫星。
2006-11-29 astro-ph
The RR Lyrae Period-Luminosity-(Pseudo-)Color and Period-Color-(Pseudo-)Color Relations in the Strömgren Photometric System: Theoretical Calibration
本文提出了在多波段紫外-Stroemgren测光系统中RR型天琴座周期-光度-颜色和周期-颜色-颜色关系的理论定标。我们的理论工作是基于四个不同的金属丰度的合成水平分支（HB）的计算，充分考虑到进化的影响，在金属丰度和HB形态的范围很广。虽然我们的结果表明，在Stroemgren系统中不存在“纯粹的”周期-光度和周期-颜色关系，这是由于当使用uvby带通时，演化效应带来的大的散射，但它们也表明，通过将Stroemgren伪色[C_0 =（u-v）_0 -（v-b）_0]项加入这些方程中，这种散射几乎可以完全考虑在内，从而导致紧密的周期-亮度-{ \em伪}-颜色（PLpsC）和周期-颜色-{ \em伪}-颜色（PCpsC）关系。我们提供了后者的形式分析适合，使他们可以应用高精度，即使在现场明星。考虑到C_0对星际红化的敏感性很小，我们的PLpsC和PCpsC关系式对于推导高精度的距离和红化值是特别有用的。在这个意义上，我们进行了第一次应用我们的关系到现场RR天琴座恒星，发现的证据表明，恒星RR天琴座，SU Dra，SS狮子座-但不是SV Hya -有点过亮（量从0.05到0.20等y，因此V）相对于其他RR天琴座恒星的平均值相似的金属丰度。
2008-02-16 astro-ph
Mapping the interface between the Local and Loop I bubbles using Stromgren photometry
太阳位于一个非常不规则的低密度区域内，称为局部气泡。在局部气泡附近，有一个更大的空洞，称为Loop I。在X射线和HI中观察到的环状特征已被提出作为约70 pc的气泡相互作用区的轮廓。我们的目标是利用Stromgren uvbyHβ数据确定局部气泡和Loop I气泡之间的界面，并讨论环的存在。我们利用测光数据总表中的uvbyHβ数据，覆盖了银河系坐标250 \degr <= 1 <= 50 \degr和-60 \degr <= b <= 60 \degr定义的区域，得到了E（b-y）色余和距离。最终的样本由4346颗恒星组成，距离太阳500 pc。预期的E（b-y）~ 0.070 - 0.100等的转变，对应于环的柱密度，发生在环的西部d = 110 +/- 20 pc，而在环的东部，在d = 280 +/- 50 pc之前并不清楚。在银道面附近，西边的E（b-y）>= 0.100等，东边的E（b-y）= 120 - 180等，可以清楚地确定暗云的存在。在环的最南端，红化程度仍然很低，通常E（b-y）= 0.020，除了朝向门萨星座，在d = 200 +/- 20 pc处观察到可能的转变。在最北部，颜色过剩随着距离的增加而逐渐增加，只有在d=120 +/-15 pc之后，0.020 <= E（b-y）<= 0.040 mag才成为主导。如果光环真的存在，那么颜色的过度分布表明它是非…
2008-05-16 astro-ph
Stromgren Photometry of Globular Clusters: The Distance and Age of M13, Evidence For Two Populations of Horizontal-Branch Stars
本文介绍了球状星团M13（NGC 6205）在Stromgren uby-Beta系统中的深CCD测光，确定了前景红化E（b-y）= 0.015等。通过对依巴谷贫金属次矮星主序的拟合，我们得到（m-M）_0=14.38 +-0.10，这意味着在[Fe/H]=-1.61和[Alpha/Fe]=0.3的条件下，年龄接近12 Gyr。与距离无关的（（b-y）_0，c_0）图表明，M13与金属丰度相近的贫金属场次矮星在± 1Gyr范围内是一致的。此外，我们还发现，在任意给定的（b-y）_0颜色下，M13红巨星分支（RGB）星的c_0指数都有很大的扩展。我们怀疑，这种散射，它至少延伸到RGB的基础一样微弱，最有可能是由于恒星到恒星的CNO元素的大气丰度的变化。我们还注意到，在M13的HB上存在着两个看似独立的恒星星族。在其他可能性中，它可能是由于在前体红巨星中发生深度混合的程度不同而产生的。
1998-06-04 astro-ph
Globular Cluster Ages and Stromgren CCD Photometry
Stromgren紫外CCD测光法可以用多种方法来约束球状星团的绝对和相对年龄。红化校正的（v-y，c1）图提供了一种方法来推导年龄是完全独立的距离。同样化学组成的星团的非常精确的微分年龄也可以从这种双色图中确定，或者从测量次巨星和水平分支在$u-y, u$平面上的星等差Δ u中确定（这两个特征都是平坦的，并且定义明确，甚至对于像M13这样在（B-V，V）图上有极蓝色HB的星团也是如此）。根据高质量的测光结果，我们发现：（1）M92的年龄为15 Gyr，（2）M3和M13的年龄相差< 1 Gyr，（3）NGC 288、NGC 362和NGC 1851的年龄在1.5 Gyr以内。这些结果有力地表明，年龄不可能是唯一的"第二参数“。最后，我们认为，在我们迄今为止研究的所有贫金属星团中，观测到的巨大分支星之间的c1变化可能是由于恒星与恒星之间的C和N丰度变化，并可能表明大多数（如果不是全部的话）球状星团至少在这些元素中具有“原始”变化。
1999-09-23 astro-ph
An empirical temperature calibration for the Delta a photometric system. II. The A-type and mid F-type star
有了Delta a测光系统，就有可能以高精度研究非常遥远的银河系，甚至河外星系团。这可以用经典的色星等图和适当的等时线来完成。本文提出的新校准是一个强大的扩展。对于疏散星团，红化对于通过等时线拟合的估计是直接的，并且为了计算无红化的温度敏感的指数（g1-y）0是需要的。作为最后一步，校准可以应用于单个恒星。由于没有先验的红自由光度参数可用于调查的光谱范围内，我们已经应用了去红校准的Stromgren uvbybeta系统，并比较它们与银河系的消光模型。正如从明亮恒星的样本中所预期的那样，几乎所有物体的消光都可以忽略不计。下一步，将Stromgren uvbybeta、Geneva 7色和Johnson UBV系统中已经建立的校准应用于282颗正常恒星的样本，以推导出平均有效温度与单个（g1-y）0值的三次多项式拟合，整个样本Δ T（eff）的平均误差为134 K，这个值比论文I中热恒星的值要低。没有发现旋转速度对校准精度的统计学显著影响。
2006-07-25 astro-ph
uvbyCaHbeta CCD Photometry of Clusters. V. The Metal-Deficient Open Cluster NGC 2243
本文报道了缺金属疏散星团NGC 2243的中带uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制为可能的星团单个成员，在星团关闭处生成100颗恒星的样本。平均E（b-y）= 0.039（0.003 s.e.m.）或E（B-V）= 0.055（0.004 s.e.m.），其中误差仅指内部误差。利用这种红化，[Fe/H]由m_1和hk两者导出，使用b-y和Hbeta作为温度指数。四种方法之间的一致性非常好，最终加权平均值为[Fe/H] = -0.57（0.03 s.e.m.）对于星团，在毕宿星团的[Fe/H] =+0.12的尺度上。结合光度和光谱数据，确定了27个可能的星团成员，并用于描绘红巨星分支和V = 13.70处的一个明确的星团，同时消除了V = 14.1处的所谓第二个星团。适当的[Fe/H]等时线之间的插值导致表观模量（m-M）= 13.15 +/- 0.1和年龄为3.8 +/- 0.2 Gyr。通过与星系距离几乎是NGC 2243两倍的星系团Berkeley 29进行微分CMD比较，Berkeley 29至少与NGC 2243一样年轻和富含金属。
2004-10-21 astro-ph
The uvbyHbeta Metallicity Calibration for G and K Dwarfs
本文研究了较冷矮星（Teff ~ 6500 ~ 5000 K）的紫外测光系统初级指数与金属丰度的关系。用于分析的数据库由Valenti和Fischer（2005）金属丰度表上1801颗恒星的选定高色散光谱丰度的复合目录和超过35，000颗恒星的高精度uvbyHbeta测光的合并目录之间的重叠组成。虽然F矮星的[Fe/H]最好由m_1估算，但正如预期的那样，对c_1有适度的依赖性，对于较热的G矮星，模式相反，c_1成为主导指标。对于较冷的G矮星和K星，c_1的优势继续存在，但是出现了一个不连续性，使得在（b-y）= 0.50和0.58之间且[Fe/H] >= +0.25的恒星具有将它们分类为亚巨星的m_1和c_1指数，证实了基于小得多的样本的早期结果。对m_1和c_1的敏感性的逆转部分地可追溯到（b-y）指数的金属丰度敏感性。此外，（b-y）在太阳金属丰度以上的恒星中以非线性的方式变大，导致一些标准的本征色关系高估了超富金属恒星的红化。基于使用合成光谱指数的成功测试和观测结果之间的经验趋势，在[Fe/H] >=-1.0的情况下，金属丰度校准与Hbeta而不是（b-y）相关，在整个感兴趣的温度范围内，在残差之间产生从0.061 dex到0.085 dex的分散。新的校准有一个额外的优点，即比以前的校准对红化误差的敏感性要低得多。
2007-07-30 astro-ph
HD 172189: An eclipsing and spectroscopic binary with a Delta Sct-ttype pulsating component in an open cluster
我们提出了一个研究的基础上收集的HD 172189，一个新的食双星系统的Delta Sct型脉动组件，属于疏散星团IC 4756的2500多紫外线测量。这个天体的最大兴趣在于三个重要特征共存：星系团成员，双星和脉动。它的二进制和一个组件的三角洲SCT型脉动检测过程中的几个斯特龙格伦测光活动。对所有食外UVBY数据的频率分析揭示了19.5974 c/d的明显频率，以及在18-20 c/d范围内存在其他高值。我们还对双星参数进行了第一次评估，并确定了轨道周期的值为5.702 d。HD 172189的另一个潜在兴趣在于它在COROT任务视场中的位置，因此，这颗恒星是成为星震学目标的绝佳候选者。
2005-06-03 astro-ph
uvbyHbeta CCD Photometry of Clusters. IV. Solving the Riddle of NGC 3680
本文介绍了疏散星团NGC 3680的uvbyCaH β系统的CCD测光。仅使用CMD和光度指数将数据限制在可能的星团成员上，定义了一个在星团关闭处的34颗恒星的样本，这意味着E（b-y）=0.042（0.002）或E（B-V）= 0.058（0.003），其中误差（s.e.m）仅指内部误差。在这种红化的情况下，[Fe/H]是使用b-y和Hbeta作为温度指数从m1和hk导出的。这四种方法之间的一致性非常好，最终得到星系团的[Fe/H] = -0.14（0.03），消除了过去uvby分析与红巨星广泛结果之间的明显差异，其原因已被追溯到原始m1指数中的明显零点偏移。利用从各种研究中得到的均匀化和合并的V，b-y数据转换成B-V，将星系团CMD与NGC 752，IC 4651和Girardi et al.（2002）的核心对流过冲等时线进行了比较。通过内插到适当的金属丰度，发现NGC 752、IC 4651和NGC 3680的E（B-V）、（m-M）和年龄分别为（0.03，8.30，1.55 Gyr）、（0.10，10.20，1.7 Gyr）和（0.06，10.20，1.85 Gyr）。修正后的年龄和金属丰度序列以及巨星的颜色分布提供了证据，证明NGC 3680中定义明显团块的巨星主要是第一升巨星，如其Li丰度所示，而NGC 752中的团块星，在（B-V）中蓝0.1等，是He核心燃烧的恒…
2003-10-31 astro-ph
On the nature of HD 207331: a new Delta Scuti variable
在测试安装在墨西哥圣佩德罗马蒂尔天文台1.5米望远镜上的斯特罗姆格伦分光光度计时，观测到了一些A型星，其中一颗HD 207331，显示出光度变化的明显迹象。不久之后获得的CCD测光数据证实了其可变性。为了更准确地测定它的脉动行为，我们进行了三夜的紫外差分光电测光。作为光变曲线周期分析的结果，我们发现了一个21.1 c/d的主脉动模，振幅为6 mmag。这强烈暗示HD 207331是一颗新的盾牌座δ型脉动恒星。
2008-11-04 astro-ph
On the anomaly of Balmer line profiles of A-type stars. Fundamental binary systems
在先前的工作中，Gardiner等人（1999）发现了从巴耳末线获得的Teff与测光和A型恒星基本值之间存在差异的证据。本文利用具有Teff和log g两个基本值的双星系统中恒星的巴耳末线剖面对这一异常现象进行了研究。本文还对Smalley & Dworetsky（1995）给出的二元系统的基本参数作了修正。通过拟合Halpha和Hbeta线轮廓获得的Teff进行比较的基本值和那些从紫外光度法获得的。我们发现Gardiner等人（1999）发现的恒星在7000 K < Teff < 9000 K范围内的差异不再明显。
2002-09-12 astro-ph
Chemically peculiar stars and their temperature calibration
由于化学奇特星的反常颜色，用光度法测定其有效温度是一项复杂的工作。正常恒星的标准校准会导致错误的结果，在大多数情况下，需要进行校正。为了指定适当的校正，从文献中收集了不同分组的176个对象的直接温度测定。这比以前的研究样本大得多，因此可以进行更准确的调查，主要是基于平均温度。对于三种主要的测光系统（UBV，Geneva，Stromgren uvbybeta），给出了确定有效温度的方法，并与以前的结果进行了比较。根据汇编的数据，我们提供的证据表明，他（CP4）对象也需要相当大的校正，没有注意到在以前的调查，由于其数量少。此外，示出了一个新的关系的测热校正和标准校准的能力，以推断星际红化的磁性CP星。
2008-09-30 astro-ph
Determining the Physical Properties of the B Stars II. Calibration of Synthetic Photometry
我们提出了一个新的校准光学（UBV，Stromgren，uvby-beta，和日内瓦）和近红外（约翰逊RIJHK和2MASS）测光的B和早期A星来自Kurucz（1991）阿特拉斯模型大气。我们的恒星样本包括45颗正常的、邻近的B星和早期的A星，它们具有高质量、低分辨率的IUE光谱和精确的依巴谷星群。校准是独特的，因为它只依赖于紫外光谱能量分布，V过滤器的绝对通量校准和依巴谷距离，以确定适当的模型大气程序的明星。然后，这些模型被用来校准合成测光。我们比较我们的结果与以前的，公认的结果，并提供了一个彻底的讨论的随机误差和系统的影响校准。特别是，我们证明了vsini的影响来自拟合模型大气的表面重力。最后，我们讨论了我们的一些预期的应用程序，这种新的校准。
2004-12-20 astro-ph
Reddening distribution across the center of the globular cluster Omega Centauri
我们提出了新的中波段紫外Stromgren和宽波段VI测光的中心区域的球状星团欧米茄Cen。从这个光度学中，我们得到了相对于另外两个球状星团（M13和NGC 288）的微分红化估计，使用的是与金属性无关的无红化温度指数[c]=（u-v）-（v-b）- 0.2（b-y），对于热水平支（HB）星（T_e> 8,500 K）。我们估计这些热HB星使用光学和近红外颜色的颜色过剩，并发现星团内的核心区域几乎是两个因素的消光变化。特别是，与红度较低的天体相比，红度较高的天体的最大密度似乎沿着赤经轴移动。这些发现使研究半人马座欧米茄恒星形成历史的光度测量工作复杂化。
2005-10-12 astro-ph
Nonradial pulsation of the $δ$ Scuti star UV Trianguli
我们提出了为期三年的光度学研究的结果$δ$盾牌星UV三角。我们的数据集包括9378差分测量约翰逊V连同一些数据收集到Strömgren { \em uvby $β$ }系统。UV Tri至少是双周期变量。两个最佳拟合频率，$f_1$ =9.3298 d $^{-1}$和$f_2$ =10.8513 d $^{-1}$，仍然不是代表恒星光变化的完整脉动频率。第三个频率可能存在于恒星中。在光变曲线中观察到几个“异常周期”。它们看起来是真实的，但是非周期性的。我们推导出的颜色指数和物理参数的变量，并得出结论，这是一个人口I $δ$ Sct星与正常的金属丰度（[Me/H]=0.0 $\pm$ n0.1 dex）在其主序列阶段的早期演化阶段之前的转折点。最后，我们将观测到的振荡频率与理论模型进行了比较。UV Tri的两种脉动模式可能是非径向的重力模式。
2002-05-24 astro-ph
Single and Composite Hot Subdwarf Stars in the Light of 2MASS Photometry
利用两微米全天巡天（2MASS）第二次增量数据发布目录，我们已经检索了数百个热次矮星（sdO和sdB星）的近红外星等从“光谱识别的热次矮星目录”（基尔肯尼，赫伯，钻1988年，1992年）。这个样本量大大超过了以前对热亚矮星的研究。检查2MASS测光单独或结合视觉测光（约翰逊BV或Stromgren uvby）在文献中，我们表明，它是可能的，以确定热亚矮星，表现出红色的红外颜色，可以归因于存在一个未解决的晚期类型的同伴。利用这个大的样本，我们第一次尝试定义一个近似体积有限的热次矮星样本。我们讨论的考虑因素，偏见，并在定义这样的样本的困难。我们发现，在基尔肯尼等人的热次矮星中，在幅值受限的样本中，约40%具有与未分辨的晚期类型伴星的存在相一致的颜色。在星等有限的样本中，双星被过度代表。在近似体积有限的样品中，复合色二进制的分数约为30%。
2003-05-27 astro-ph
An empirical temperature calibration for the Delta a photometric system. I. The B-type stars
我们建立了一个经验有效的温度校准的主序，光度V至III B型星的三角洲测光系统，最初开发的检测磁性化学特有的对象的上主序（早期B型早期F型）在5200 A。然而，该系统提供的指数（g1-y）与（B-V）和（b-y）显示出极好的相关性，并且可以用作有效温度的指标。这是一个非常精确的色星等图的补充，y或V对（g1-y），它可以用来，例如，确定一个疏散星团的红化，距离和年龄。这使得Delta a光度系统成为更详细地研究赫兹-罗素图（HRD）的绝佳工具。使用无红化参数和Stromgren uvbybeta、Geneva 7色和Johnson UBV系统内已建立的校准，推导出平均有效温度与个体（g1-y）0值的三次多项式拟合。为此目的，从文献以及新的观测数据，产生了225个合适的明亮的正常B型物体。该样本的误差统计平均值为238 K，这对于将来研究遥远星系疏散星团以及河外聚集体的HRD是足够的。
2005-09-02 astro-ph
The pulsating hot subdwarf Balloon 090100001: results of the 2005 multisite campaign
我们提出的脉动sdB星气球090100001上的多站点测光活动的结果。这颗恒星是两颗已知的混合热亚矮星之一，具有长周期和短周期振荡。该活动涉及八台望远镜，其中三台获得UBVR数据，四台获得B波段数据，一台获得Stromgren紫外比测光。该活动覆盖了48个夜晚，提供了0.36microHz的时间分辨率，B滤波器数据的检测阈值约为0.2mmag。Balloon 090100001在所有已知的脉动亚矮星B星中具有最丰富的脉动频谱，我们的分析检测到114个频率，包括97个独立频率和17个组合频率。在2.8mHz区域中最强的模式（f_1）最可能是径向的，而在该区域中的其余模式形成两个几乎对称的多重态：三重态和五重态，分别归因于旋转分裂的\ell =1和2模式。我们发现，在2004年和2005年的观测活动之间，分裂的两个多胞胎明显增加，平均达15%。观测到的分裂意味着Bal09的旋转速率取决于恒星纬度，并且在赤道上最快。我们使用一个小网格的模型来约束主模式（f_1），它最有可能代表径向基本脉动。p模频率的组似乎位于连续的径向泛音附近，直到第三个。尽管观察到大量的g模式频率，我们未能确定它们，最有可能是因为模式捕获的渐近行为的中断。然而，在地震分析方面，观测到的频率没有得到充分利用，未来应该用更大的热亚矮星可靠演化模型网格来进行地震分析。
2008-10-22 astro-ph
