Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
Near-infrared photometry and spectroscopy of the low Galactic latitude globular cluster 2MASS-GC03
本文利用Las Campanas天文台Clay望远镜MMIRS和Via Lactea巡天（VVV）数据中的VISTA变星，对投射在银盘上的球状星团2 MASS-GC 03进行了深近红外测光和光谱学研究。最可能的集群成员候选人确定近红外测光。在10个光谱跟踪的候选者中，有5个具有团成员的性质，由此计算出<[Fe/H]> = -0.9 +-0.2，径向速度v_r > = -78 +-12km/s。估计距离10.8kpc的可能是3个RRLy成员。考虑到该星团目前距离银河系中心4.2千秒差距，该星团估计的11.3 +-1.2 Gyr的长生存时间加强了其球状星团性质的情况。这个星系团在银河系中心的方向上有一点伸长。
2016-07-18 astro-ph.SR
Asteroseismology of hybrid pulsators made possible: simultaneous MOST space photometry and ground-based spectroscopy of Gamma Peg
我们已经获得了高精度的空间测光和明亮的混合Beta Cep/SPB闪烁器Gamma Peg的径向速度。频率分析揭示了存在6个g模式的高径向顺序连同8个低阶β Cep振荡在这两个数据集。模式识别表明，所有的脉动有球度l = 0 - 2。一个8.5太阳质量模型再现了观测到的脉动频率，所有理论预测的模式被检测到。我们建议，与以前的作者相反，Gamma Peg是一颗恒星;声称的轨道变化是由于g模式脉动。Gamma Peg是第一个混合脉动器，已检测并识别出足够多的高阶g模式和低阶p模式以及混合模式，可用于深入地震建模。
2009-05-08 astro-ph.SR
Pulse Timing Discovery of a Three-Day Companion to the Hot Subdwarf BPM 36430
炽热的亚矮星B是核心燃烧氦的天体，可能是被一颗双星伴星剥离了外壳。利用凌日系外行星巡天卫星的高速测光技术，我们发现热亚矮星BPM 36430是一个混合sdBV_rs振荡器，表现出几个低振幅的g模和一个强的p模脉动。后者在其脉冲到达时间上显示出明显的周期性变化。符合这种相位振荡意味着BPM 36430每3.1 d绕大约10光秒的质心运行一次。使用CHIRON阶梯光栅摄谱仪的CTIO 1.5米望远镜，我们确认反射运动通过检测径向速度变化与半振幅，周期和相位与脉冲定时一致。我们的结论是，一个白矮星伴星的最小质量为0.42 Msun的轨道BPM 36430。我们的研究仅仅是第二次从脉冲计时中探测到围绕脉动热亚矮星或白矮星运行的伴星，并用径向速度进行了确认。
2022-09-20 astro-ph.SR
Spectroscopy and Multi-color Photometry of U Scorpii at the Earliest Stage of 2010 Outburst
我们在2010年爆发的最早阶段对经常性新星U Scorpii进行了光谱和多色光度观测。0.37在发现爆发后的10天内，我们可以在光谱上看到宽而突出的巴耳末系、He I、N II、N III、O I和Mg II的发射线。H $α$谱线的半高宽（FWHM）给出了约6200 km/s的膨胀速度。这条线也伴随着蓝移吸收线（所谓的天鹅座P剖面）。1.37在发现后10天，H $α$线显示出与前一天相反的几乎平顶的轮廓。从我们的多色测光，我们可以看到它的快速下降（每天一个星等）的亮度在每个颜色带。
2012-01-07 astro-ph.SR
K2 photometry and HERMES spectroscopy of the blue supergiant rho Leo: rotational wind modulation and low-frequency waves
本文用晕测光法计算了B1Iab超巨星rho Leo（HD 91316）80 d长的不间断高节奏K2光变曲线。该光变曲线揭示了$f_{\rmrot}=0.0373$ d $^{-1}$及其谐波的主频。该主频率对应于26.8d的旋转周期，并且受到幅度和相位调制。K2测光还揭示了多周期低频变异性（$<1.5 $ d $^{-1}$），并与1800天期间组装的低节奏高分辨率光谱完全一致。光谱揭示旋转调制的动态非球面风的振幅约为20公里秒$^{-1}$的H $α$线，以及光球速度变化的几公里秒$^{-1}$在0.2至0.6 d $^{-1}$的范围内的频率在Si III 4567线。考虑到大的宏观湍流需要解释的谱线加宽的恒星，我们解释检测到的光球速度，由于超惯性低度大尺度重力波占主导地位的切向振幅和讨论为什么$ρ$狮子座是一个很好的目标，研究如何观察到的光球变化传播到风中。
2018-02-13 astro-ph.SR
A search for rapidly pulsating hot subdwarf stars in the GALEX survey
本文利用gPhoton模块从GALEX紫外数据中搜寻热亚矮B型星的短周期p模式脉动，在四个已知目标中测得紫外脉动参数，并通过光学后续测光确认LAMOST J082517.99+113106.3为新发现的sdBVr变星。
2017-08-02 astro-ph.SR
Detection of gravity modes in the massive binary V380 Cyg from Kepler spacebased photometry and high-resolution spectroscopy
我们报告的低振幅引力模式振荡的大质量双星V380天鹅座，从180天的开普勒自定义孔径空间测光和5个月的高分辨率高信噪比光谱的发现。新数据的质量是前所未有的，并且可以改善这颗联星的轨道和基本参数。从光度数据中减去轨道解，并导致检测到周期性固有变异性，其频率有些是轨道频率的倍数，有些则不是。光谱解缠允许检测线轮廓变化的主要。随着我们发现的内在变化解释为重力模式振荡，V380天鹅座成为一个重要的实验室，为未来的地震调谐的近核物理在大质量的B型恒星。
2012-05-02 astro-ph.SR
Kepler photometry and optical spectroscopy of the ZZ Lep central star of the Planetary Nebula NGC 6826: rotational and wind variability
我们提出了三年的长节奏和一年多的短节奏测光的中心恒星的行星状星云NGC 6826获得的开普勒航天器，时间符合光谱。光变曲线在几个小时的时间尺度上主要由不相干的变化，但包含1.23799 d的低振幅周期性。这个信号的时间振幅和形状变化最好用旋转调制来解释，并且与二进制解释不一致。我们认为，我们没有观察到恒星脉动的限制，我们的数据，并表明，一个双中心恒星的轨道周期小于7天只能逃脱我们的检测在低轨道倾角的情况下。结合光度和光谱的证据，我们的理由，每小时的变化是由于一个变量的恒星风，是全球性的。NGC 6826和其他ZZ Leporis恒星风变的物理原因可能与大质量热恒星风变的机制有关。
2013-01-14 astro-ph.SR
Spectroscopy from Photometry Using Sparsity. The SDSS Case Study
我们探讨中分辨率恒星光谱是否可以重建光度观测，利用光谱的高度可压缩性。我们制定的频谱重建作为一个最小二乘问题的稀疏约束。在我们使用斯隆数字巡天数据的测试案例中，只有三个宽带滤波器用作输入。我们证明，重建使用三个主成分是可行的，这些过滤器，导致相对于原始频谱小于5%的差异。我们分析了观测星等的不确定性的影响，发现可用的高光度精度在重建中引起非常小的误差。这一过程可能有助于提取纯粹的光谱量，如整体金属丰度，对于数亿颗恒星，只有光度信息可用，使用标准技术应用于重建光谱。
2010-06-28 astro-ph.SR
Characterization of Low-mass, Wide-separation Substellar Companions to Stars in Upper Scorpius: Near-infrared Photometry and Spectroscopy
我们提出了新的0.9-2.45 $μ$ m光谱（$R \sim 1000$）和$Y$、$J$、$H$、$K_s$、$L^\prime$测光，在北双子座获得，三颗低质量褐矮星伴星在天蝎座OB上星协年轻恒星周围的宽轨道上：HIP 78530 B、[PGZ 2001] J161031.9-191305 B和GSC 06214-00210 B。我们使用这些数据来评估同伴的光谱类型，温度，表面重力和质量，以及BT-Settl和Drift-Phoenix大气模型再现年轻亚恒星物体光谱特征的能力。为了完整起见，我们还分析了上天蝎座行星质量伴星1 RXS J160929.1-210524 b的档案光谱学和光度学。通过与模型谱的比较，我们发现这些伴子的有效温度依次为2700、2500、2300和1700 K。这些温度与我们推断的光谱类型一致，分别为M7 $β$、M9 $γ$、M9 $γ$和L4 $γ$。从大气模型光谱估计的辐射热光度调整到我们的测光，并使用在5-10百万年的演化模型，我们估计的质量分别为21-25，28-70，14-17和7-12 $M_{\rm Jup}$。J1610-1913 B的亮度明显高于其推测的温度，这解释了其更高的质量估计。基于BT-Settl和Drift-Phoenix大气模型的合成光谱通常与我们观察到的光谱很好地吻合，尽管我们的分析突出了一些问题。例如，各个近红外波段…
2015-03-26 astro-ph.SR
Optical Dual-Band Photometry and Spectroscopy of the WZ Sge-Type Dwarf Nova EZ Lyn during the 2010 Superoutburst
我们进行了光学同步双波段（SDSS $g'$ -和$i'$ -波段）测光和低分辨率光谱的WZ Sge型矮新星EZ Lyn在其2010年的超级爆发。双波段测光显示，在主要的超级爆发和随后的再增亮阶段，$g'-i'$的颜色变红，亮度下降，而在缓慢的最后下降阶段，颜色变得更蓝，亮度进一步下降。通过黑体函数拟合我们的光度测量结果，我们估计了盘半径比（盘半径与双星分离的比率），并将其与V455 And进行了比较，V455 And是WZ Sge型天体，在2007年的超级爆发中没有显示任何再亮。对比显示：（1）EZ Lyn的盘半径比V455 And减小得慢，（2）EZ Lyn的盘半径比在主超爆发结束时大于V455 And。这些结果支持质量库模型的再亮机制。在超爆发平台期和随后的再增亮阶段，检测到H $α$和H $β$线。H $α$线显示双峰轮廓，由此我们估计了盘半径比。与光度测量结果的比较表明，H $α$盘比光度测量的大，这表明光学薄的气体比光学厚的气体盘更向外扩展，这可能是导致再亮现象的原因。主超爆发期间的时间序列双波段测光显示，早期超峰期间的颜色变化表现出与V455 And大致相同的行为，而普通超峰期间的颜色变化与亮度呈现出明显的负相关关系，与V455 And中所见的相反。
2014-10-21 astro-ph.SR
Long-term EXOTIME photometry and follow-up spectroscopy of the sdB pulsator HS 0702+6043
脉动亚矮星B（sdB）以短周期p模或长周期g模振荡。HS 0702 +6043（DW Lyn）是少数几个同时显示两种类型特征的天体之一，因此被归类为混合型彗星。它是我们EXOTIME计划的目标之一，在极端水平分支物体周围寻找行星同伴。除了在星震学中探测恒星瞬时内部结构的标准练习外，从O-C图中测得的脉动频率变化可以与理论上的演化时标进行比较。根据迄今为止可用的测光数据，我们能够推导出一个高分辨率的频谱，并报告我们的努力，以构建一个多季节的O-C图。此外，我们已经收集了时间分辨光谱数据，以约束恒星参数和导出模式参数以及径向和旋转速度。
2009-01-28 astro-ph.SR
Photometric detection of internal gravity waves in upper main-sequence stars. II. Combined TESS photometry and high-resolution spectroscopy
上下文大质量恒星被预测激发内部重力波（IGW）的湍流核心对流和湍流压力波动在其近地表层。这些IGW在传输恒星内部的角动量和化学物质方面非常有效，但它们在很大程度上不受观测约束。目标。我们的目标是在赫兹-罗素图中的大量O型和早期B型恒星上对IGWs进行光度检测，并解释大质量恒星光球中随机变化的无处不在的检测。方法.我们结合了高精度的时间序列测光从美国宇航局过境系外行星调查卫星与高分辨率地面光谱的70颗恒星的光谱类型O和B探测IGWs的光度特征和参数之间的关系，如光谱质量，光度和宏观湍流。结果一个恒星的位置之间的关系被发现在光谱赫兹-罗素图和随机光度变化的大质量恒星的光变曲线的振幅和频率。此外，随机变率的性质与大质量恒星的谱线中的宏观湍流速度展宽具有统计相关性。结论.常见的合奏形态的随机低频变化检测空间测光和宏观湍流的关系是强有力的证据IGWs在大质量的恒星，因为这些类型的波是独特的，在提供主导的切向速度场所需的解释所观察到的光谱。
2020-06-08 astro-ph.SR
New Photometry and Spectroscopy of DW Cnc
我们提出了新的观测的灾难性变量DW Cancri，系统从低状态恢复后。我们进行了功率谱分析，揭示了我们的光度数据中的38分钟自旋周期的清晰信号。我们的光谱功率谱搜索与低态之前进行的研究一致，显示了轨道和自旋调制。我们还进行了多普勒断层扫描研究，表现出光盘结构和增强的发射区域，可能与热点组件。通过小波变换分析，我们还发现了70分钟的自旋轨道拍周期的证据。我们将这些结果解释为系统部分恢复的迹象。尽管如此，DW Cnc还没有显示出2004年报道的所有原始光度调制，在经历低状态之前。也就是说，这些信号是38分钟的自旋周期，86分钟的轨道周期，70分钟的拍频周期之间的后面的调制，和一个未解决的110分钟的周期。尽管我们的测光显示了自旋周期调制和108分钟的长周期，但它缺乏拍频和轨道周期信号。因此，我们建议进一步观察DW Cancri，以阐明引起低状态之前观察到的签名的机制是否需要更多的时间来重新激活。
2021-12-07 astro-ph.SR
Comparison of Atmospheric Parameters Determined from Spectroscopy and Photometry for DA White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个比较分析的大气参数与所谓的光度和光谱技术。使用了斯隆数字巡天（SDSS）的1360 DA白矮星的光度和光谱数据，以及维拉诺瓦白矮星目录的光谱数据。我们首先测试校准的ugriz测光系统使用模型大气拟合观测数据。我们的光度分析表明，Ugriz光度似乎很好地校准时，SDSS到AB_95零点校正。同一数据集的光谱分析表明，所谓的高对数g的问题可以通过应用已公布的校正函数，考虑到三维流体动力学效应来解决。然而，SDSS和白矮星目录光谱之间的比较也表明，SDSS光谱仍然遭受一个小的校准问题。然后，我们比较从两个拟合技术获得的大气参数，并表明光度温度系统低于从光谱数据获得的。这种系统偏移可能与模型大气中使用的氢气管线剖面有关。最后，我们提出的分析结果，旨在测量表面重力只使用光度数据。
2014-10-20 astro-ph.SR
The near-core rotation of HD 112429: a gamma Doradus star with TESS photometry and legacy spectroscopy
TESS太空任务为我们提供了对整个天空70%以上的明亮恒星的高精度光度观测，使我们能够重新访问和识别知名恒星。我们的目标是使用现有的地基光谱学和TESS光度学对剑鱼座伽马星HD 112429进行星震分析，并评估测量近核旋转速率和浮力旅行时间所需的条件。我们收集并减少了这颗恒星的五个短节奏TESS测光部门，以及来自六个中高分辨率地面光谱仪的672个遗留观测数据。我们确定的恒星脉动频率从两个数据集使用迭代预白化，做渐近g模式建模的明星和调查相应的谱线轮廓的变化，使用像素的方法。我们验证的脉动频率从TESS数据高达$S/N \geq 5.6$，确认最近的文献报道，经典的标准$S/N \geq 4$不足以为空基观测。我们确定的脉动作为双偶极子g模式和r模式的脉动，并测量近核心的旋转速率为$1.536(3) d^{-1}$和浮力旅行时间$Π_0$的4190（50）秒。这些结果与观察到的谱线轮廓的变化，这是定性评估使用新开发的玩具模型。我们建立了一组条件，必须满足渐近asteroseisic分析的g模式的反射器。在HD 112429的情况下，空间测光的两个TESS扇区就足够了。虽然一个详细的asteroseismic建模分析是不可行的g-模式的光变曲线只有短或稀疏的空间测光，我们发现，这是可能的，以确定全球asteroseismic量为这些恒星的一个子集。（略）
2022-03-21 astro-ph.SR
Large-scale variability in macroturbulence driven by pulsations in the rapidly rotating massive star Zeta Oph from high-cadence ESPRESSO spectroscopy and TESS photometry
Newcastle University（纽卡斯尔大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
本研究结合TESS测光和ESPRESSO高分辨率光谱分析快速旋转大质量恒星Zeta Oph，发现脉动可导致宏观湍流速度产生高达88 km/s的峰间离散，并揭示了较暗恒星光谱估计中可能存在的潜在偏差。
2025-09-11 astro-ph.SR
CoRoT photometry and high-resolution spectroscopy of the interacting eclipsing binary AU Mon
对非常精确的CoRoT空间测光、过去的约翰逊V光电测光和高分辨率埃歇尔光谱的分析导致确定了AU Mon两个组成部分的改进和一致的基本恒星性质。我们推导出新的，准确的星历的轨道运动（与11.113天）和长期的，整体的亮度变化（与416.9天）的强相互作用的Be + G半分离的二进制。结果表明，这种长期的变化必须是由于一些可变的环双星材料的总光衰减。基于G型次级充满其罗氏瓣并同步旋转的假设，我们推导出了二进制质量比$M_{\rm G}/M_{\rm B}$ = 0.17 \p 0.03。利用这个质量比的值以及G星的径向速度，我们得到了一个一致的光变曲线模型，并改进了恒星质量、半径、光度和有效温度的估计。我们证明了观测到的B型原色谱线可能不是光球源。我们还发现在高质量的残留CoRoT光变曲线中可见快速和周期性的光变化。AU Mon是通过与已知的表现出长期周期性光变化的双星进行比较来透视的。
2009-09-08 astro-ph.SR
Time resolved spectroscopy and photometry of three little known bright cataclysmic variables: LS IV -08$^{\rm o}$ 3, HQ Monocerotis and ST Chamaeleontis
作为一个项目的一部分，以更好地描述相对明亮，但迄今为止很少研究激变变量在南半球，我们已经获得了光谱和光度数据的新星类变量LS IV-08 $^{\rm o}$ 3和HQ Mon，和Z凸轮型矮新星ST查。所有系统的光谱与其各自类型的预期一致。我们利用多普勒层析成像技术，根据H $α$的发射，推导了LS IV-08 $^{\rm o}$ 3的改进轨道星历，并绘制了它的吸积盘。我们发现，排放有两个组成部分的起源，产生于外部的吸积盘，并可能在照明面的第二颗星。LS IV-08 $^{\rm o}$ 3的光变曲线显示出低水平的闪烁和轨道周期调制的指示。HQ Mon的光谱表明轨道周期为$\approx$ 5.15小时，这与以前的（不确定的）估计不一致。光变曲线显示了UX Uma型新星类系统的典型低尺度闪烁，叠加在较长时间尺度的变化上。在一个晚上，观察到周期为$\approx$ 41分钟的调制，至少4小时可见。但是，它不会在其他夜晚重复。ST Cha的光谱轨道周期为$\approx$ 5.5小时。根据历史摄影测光，先前怀疑的6.8小时（或9.6小时）的周期与光谱周期不一致。此外，我们表明，我们的新的以及以前的测光不包含引用的光度周期的证据。
2016-08-25 astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of massive stars observed during K2 Campaign 8
我们在本文中报告了2016年1月至3月开普勒/K2任务第8阶段观测到的8颗大质量恒星的光谱和光度分析。在巴西的OPD/LNA获得了这些恒星的光谱数据，并使用SME确定了它们的恒星参数。通过CLEANEST和PERIOD 04算法进行光变曲线的定期分析。我们的恒星的质量，光度和半径是使用CESAM+POSC网格估计的。我们的三颗恒星显示出明显的周期性。K2 ID 220679442和K2 ID 220532854的周期与恒星自转有关。K2 ID 220532854有着显著的硅线（Si II 4128-4131），这是一种特殊的Ap型主序星。然而，在我们的光谱分析中，这个物体被发现是一颗进化的发光巨星。K2 ID 220466722被发现是一颗盾牌座$δ$变星，并有40个独立的频率被确定。在这项工作中分析的其余恒星的光变曲线中没有发现明显的周期性，除了仪器的。
2019-09-26 astro-ph.SR
Spectroscopy and Photometry of Cataclysmic Variable Candidates from the Catalina Real Time Survey
卡塔利娜实时调查（CRTS）已经发现了500多个灾难性变量（CV）候选者，其中大多数是以前未知的。我们在这里报告36个较亮天体的后续光谱学。几乎所有的光谱都是最低光照下CV的典型光谱。其中一个天体似乎是耀斑星，而另一个天体的光谱与CV一致，但有趣的是，它位于一个小星云的中心。我们测量了其中八个CV的轨道周期，并根据其二级恒星的光谱估计了两个CV的距离。除了光谱，我们还获得了37个物体的重叠样本的直接成像，我们给出了它们的大小和颜色。我们大多数新的轨道周期都比所谓的周期间隔短，大约2到3小时。通过考虑卡塔利娜天体和其他星表（如斯隆数字巡天）之间的交叉识别，我们认为大量的灾难性变量仍然未编目。通过将CRTS样本与CRTS无法恢复的先前已知CV列表进行比较，我们发现CRTS偏向于大爆发振幅（因此轨道周期较短）。我们推测这是调查节奏的结果。
2012-07-12 astro-ph.SR
Gravity-mode period spacings as seismic diagnostic for a sample of gamma Doradus stars from Kepler space photometry and high-resolution ground-based spectroscopy
剑鱼座γ星（Gamma Doradus stars）是光谱类型为A或F的引力模双折射星。这种模式探测恒星内部深处，提供了它们结构的详细指纹。为期四年的高精度太空开普勒光度测量伽玛多尔星已经成为可能，使我们能够以前所未有的细节研究这些恒星。我们选择，分析，并表征了67个伽玛多尔星的样本，我们有开普勒观测可用。对于样品中的所有目标，我们组装了高分辨率光谱，以确认它们的F型性质。我们发现了14个双星，其中4个单线双星，5个双线双星，2个三重系统和3个没有检测到径向速度变化的双星。我们尽可能地估计了轨道参数。对于单星和单线双星，基本参数值是从光谱学确定的。我们在光度数据中搜索周期间隔模式，并确定了样本中50颗恒星的诊断，其中46颗是单星或单线双星。我们发现了一个很强的光谱vsini和周期间隔值之间的相关性，确认旋转的影响，伽玛道尔型脉动理论预测。我们还发现了占主导地位的g-模式的频率，最长的脉动周期检测到的一系列的Escherde模式，vsini，和日志Teff之间的关系。
2015-04-08 astro-ph.SR
Multi-band photometry and spectroscopy of an all-sky sample of bright white dwarfs
即将发射的NASA凌日系外行星勘测卫星（TESS）将获得分布在整个天空中的大量明亮白矮星样本的天基不间断光变曲线，为小行星地震研究和寻找凌日系外行星提供非常丰富的资源。来自行星碎片。我们已经编制了一个全天目录的紫外线，光学和红外测光以及自行，我们建议作为一个重要的工具，初步识别和表征的潜在目标。我们目前的数据为1864已知的白矮星和305个高概率白矮星候选人比17马格明亮。我们描述了135颗恒星，其中82个是白矮星和25个是热亚矮星的光谱后续行动。新确认的恒星包括六颗脉动白矮星候选者（ZZ Cetis）和九颗白矮星双星，以及一颗很酷的主序星。我们确定一个恒星的光谱距离只有25 pc的太阳。大约在TESS发射的时候，我们预计这个样本中的所有白矮星都将有欧空局盖亚任务明年测量的三角视差。
2017-08-30 astro-ph.SR
Properties of the open cluster Tombaugh 1 from high resolution spectroscopy and uvbyCaH$β$ photometry
疏散星团是加深我们对银河系盘的结构和演化以及恒星演化细节等各种问题的认识的关键，因为星团的性质适用于它的所有成员。然而，疏散星团的数量与高分辨率光谱学和/或精密光度学的详细分析，对这些对象的研究施加了严重的限制。为了扩大疏散星团的数量与定义明确的化学丰度和基本参数，我们调查研究不足，anticenter疏散星团汤博1。利用精确的uvbyCaH $β$测光和高分辨率光谱，我们得到了该星团的性质，并首次提出了详细的丰度分析的10个潜在的星团星。使用从星团中心的径向位置和多个颜色指数，我们已经分离出一个样本的未演化的可能，单星成员汤博1。$m_1$和$hk$的加权光度金属丰度为[Fe/H] = -0.10 $\pm$ 0.02，而与Eschera-Regina Strömgren等时线的匹配导致年龄为0.95 $\pm$ 0.10 Gyr，表观模量为$(m-M)$ = 13.10 $\pm$ 0.10。径向速度确定了6颗巨星为可能的星团成员，并推导出了星团和场星的Fe，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Y，Ba，Ce和Nd的元素丰度。汤博1似乎是一个典型的内部薄盘，中等年龄的疏散星团，金属丰度略低于太阳，位于太阳圈之外，除了重的s过程元素外，太阳元素的丰度比是太阳元素的两倍。它的金属丰度是一致的，在9.5和12千秒差距之间的银河系区域的金属丰度梯度陡峭。我们的研究还表明，造…
2015-10-27 astro-ph.SR
BRITE photometry and STELLA spectroscopy of bright stars in Auriga: Rotation, pulsation, orbits, and eclipses
连续测光与多达三个BRITE卫星获得了12个目标，并进行了定期搜索。使用了与STELLA同步的高分辨率光谱学，通过与模板光谱的互相关获得径向速度，并通过与模型光谱的比较确定天体物理参数。卡佩拉红光曲线被发现是恒定的超过176天的均方根为1毫微克，但蓝光曲线显示的周期为10.1 $\pm$ 0.6天，我们解释为旋转周期的G0组件。F0超巨星$\varepsilon$ Aur的BRITE光变曲线表明其主脉动周期为152 d，而恒星径向速度则显示出明显的68 d周期。用BRITE覆盖了$ζ$ Aur双星系统的日食入口，并导出了日食开始的精确时间。$η$ Aur是一颗慢脉动B星，主周期为1.29 d，是迄今为止发现的最亮的慢脉动B星之一。由光度学和光谱学方法分别测得磁性Ap星$θ$ Aur的自转周期为3.6189 d和3.6177 d，在误差范围内可能相同。光度旋转周期也被确认为Ap型恒星$τ$ Aur为2.463 d，太阳型恒星$κ^1$ Cet为9.065 d，B7 HgMn巨星$β$ Tau为2.74 d。本文导出了食SB2双星$β$ Aur、食27年的SB1 $\varepsilon$ Aur和RS CVn双星HR 1099的修正轨道解。$ν$ Aur和$ι$ Aur这两颗恒星被认为是长期的、低振幅的RV和亮度变星，但只能提取出$ν$ Aur的基于20年周期和0.7离心率的临时轨道…
2020-10-20 astro-ph.SR
Study of Chemically Peculiar Stars-I : High-resolution Spectroscopy and K2 Photometry of Am Stars in the Region of M44
利用高分辨光谱和K ~ 2空间光度学方法对疏散星团M44区域内的五颗特殊恒星进行了研究。对高精度测光K2数据的分析表明，HD 73045和HD 76310中的光变化本质上是旋转的，并且是由斑点或云状同向旋转结构引起的，这些结构是不稳定和短暂的。时间分辨的径向速度测量，结合K2光度测定，证实HD 73045不显示任何周期性的变化时间尺度短于1.3天，在文献中以前的报告相反。除了这些新的旋转变量，我们还发现了一个新的心跳系统HD 73619，在那里没有看到脉动信号。光谱和分光偏振分析表明，HD 73619属于特殊的Am类，考虑到我们研究的200 G检测限，具有弱或无磁场。HD 76310的最小二乘反卷积（LSD）轮廓显示其光谱中的复杂结构，表明该恒星要么是双星系统的一部分，要么被云壳包围。在Hertzsprung-Russell图中，所有研究的恒星都是从主序星演化而来，位于$δ$ Scuti不稳定带。目前的工作是相关的CP星，如不均匀性（包括斑点）在没有磁场和心跳系统的脉动变化的起源的进一步详细的研究。
2021-10-27 astro-ph.SR
Asteroseismology of RRab variable star EZ Cnc from K2 photometry and LAMOST spectroscopy
EZ Cnc，或EPIC 212182292，是一颗位于K2 Campaign 16的非Blazhko RRab变星。它的大气参数（$T_{\rm eff}$，$\log{g}$，[M/H]）和径向速度是从55个高质量的LAMOST中分辨率光谱测量的。脉动的基频由K2光变曲线导出为$f=1.8323(17)$ d $^{-1}$。由K2光变曲线和LAMOST径向速度曲线的傅立叶分解分别确定了振幅比$R_{21} = 0.5115(15), 0.490(8)$、$R_{31} = 0.3249(20), 0.279(7)$和傅立叶相位差$φ_{21}=2.7550(20), 2.764(16)$、$φ_{31}=5.7194(25), 5.719(31)$。通过对参数的约束，在EPIC 212182292的一个非定常湍流对流模式调查中得到了四个最佳模式。EPIC 212182292的参数分别推导为$M=0.48\pm0.03$ M $_{\odot}$、$L = 42\pm2$ L $_{\odot}$、$T_{\rm eff}=6846\pm50$ K、$\log{g}=2.79\pm0.01$ dex和$Z = 0.006\pm0.002$。精确测定EPIC 212180092等RRab变星的周期-光度关系有助于更好地理解天琴座RR变星的周期-光度关系。
2021-06-16 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars V. Space photometry and ground-based spectroscopy of $γ$ Cas
上下文Be星是物理上的复杂系统，继续挑战理论，以了解其快速旋转，复杂的变化和递减盘。$γ$ Cassiopeiae（$γ$ Cas）就是这样一颗恒星，但由于其无法解释的硬热X射线发射而更加令人好奇。目的。我们的目标是检查光学可变性的$γ$ Cas，从而阐明其令人费解的行为。方法.分析了2006年至2017年的321个存档H $α$光谱，以寻找与伴星203.5天轨道相对应的频率。从2003年到2011年的SMEI卫星和2015年到2019年的BRITE纳米卫星星座的空间测光进行了研究，时间范围从几个小时到几天。结果从H $α$线发射的结构独立测量确认了伴星的轨道周期为203.5天。在H $α$发射线上的振幅分布中的强烈的蓝/红不对称性可能暗示在递减盘中的螺旋结构。利用空间测光，在21世纪初的数据中确认了已知的0.82 d $^{-1}$的频率。2015年至2019年的数据中出现了更高频率的2.48 d $^{-1}$，也可能出现在21世纪初。在1.25 d $^{-1}$的第三个频率建议存在于SMEI和BRITE数据。对这三种快速变化的唯一解释似乎是非径向脉动。两个较高的频率与旋转不相容。
2020-02-11 astro-ph.SR
Photometry and Spectroscopy of the Symbiotic Binary V1413 Aquilae during the 2024 Eclipse
本研究分析了共生双星 V1413 Aquilae 2024年食的光谱与光度数据，发现热分量为延展天体，测定了轨道倾角与各辐射源的光度贡献，并揭示了低电离发射线在食期间的变化，为未来建模提供了关键数据。
2025-04-02 astro-ph.SR
GG Carinae: orbital parameters and accretion indicators from phase-resolved spectroscopy and photometry
B[\，e\，]超巨星是一种罕见且不寻常的大质量和发光恒星，其特征是不透明的星周包层。船底座GG是一颗联星，其主要组成部分是B[\，e\，]超巨星，其变异性仍然无法令人满意地解释。利用ASAS、OMC和ASAS-SN的光度数据以及Global Jet Watch和FEROS的光谱数据研究可见光发射线，我们重点研究了该系统在其$\sim$ 31天轨道周期的变化，并限制了主星的恒星参数。有一个光度最小的每个轨道周期，在发射线光谱，我们发现径向速度变化的幅度和线物种的初始能量之间的相关性。的光谱行为是一致的发射线形成的主要的风，与线物种之间的变化幅度所造成的能量较低的线形成在较大的半径平均。通过模拟大气的主要，我们能够模拟的径向速度变化的风线，以限制的轨道的二进制。我们发现这颗双星甚至比以前认为的（$e=0.5\pm0.03$）更加古怪。利用这个轨道解，该系统是最明亮的近星点和最暗淡的apastron，在轨道周期的光度变化的形状可以很好地描述由主星的风的次级的可变吸积。我们认为，GG船底座的进化历史可能需要重新评估的二元背景下。
2020-11-27 astro-ph.SR
Revision of the Detached Eclipsing System IR Cas from TESS Observations, Ground-Based Photometry and Spectroscopy
Pavol Jozef Šafárik University（帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学）；Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院）；Czech Academy of Sciences（捷克科学院）
利用苔丝观测、地基测光及光谱分析，结合光变曲线和径向速度建模得出IR Cas系统轨道和物理参数，发现主星为约1.32和1.05太阳质量的主序星，还研究了光变不对称及可能的第三体。
2026-07-02 astro-ph.SR
Detection of a large sample of Gamma Dor stars from Kepler space photometry and high-resolution ground-based spectroscopy
太空任务MOST、CoRoT和开普勒提供了大量高质量的光度数据，适合研究众多的脉动恒星。我们的最终目标是探测和分析Gamma Dor型脉动星的扩展样本，目的是寻找主序星中重力模式的非均匀周期间隔和旋转分裂的观测证据，这些恒星通常是太阳质量的两倍。我们采用了自动监督光度分类方法，选择69个Gamma Doradus候选星的样本。我们使用了一种先进的方法来提取开普勒光变曲线的像素数据信息，使用自定义掩模。对于36颗恒星，我们使用安装在墨卡托望远镜上的HERMES光谱仪获得了高分辨率光谱。我们发现，所有的恒星的光谱估计Teff和logg可落入该地区的HR图的伽玛多尔和三角洲Sct不稳定带重叠。在700 K的有效温度下，恒星集群在一个窗口，logg测量表明亮度类IV-V。从开普勒测光，我们确定了45个伽马Dor类型的闪烁，14个伽马Dor/三角洲Sct的混合，和10颗恒星被归类为“可能伽马Dor/三角洲Sct混合闪烁”。根据变化类型的光度和光谱分类的结果是完全一致的。我们发现一个清晰的光谱推导vsini和独立的脉动模式的频率之间的相关性，并表明它与恒星的旋转调制无关，但与恒星的脉动。我们的样本和频率的测定提供了一个很好的起点，地震建模缓慢到适度旋转的伽玛多尔星。
2013-05-29 astro-ph.SR
High-precision K2/TESS Photometry and HERMES Spectroscopy of Four Bright Field Stars
Mbarara University of Science and Technology（姆巴拉拉科技大学）；Kyambogo University（坎博戈大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚班达观测科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天文研究所）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
利用K2和TESS空间测光及HERMES高分辨率光谱，重新分析了四颗明亮场星的光变和化学性质，揭示了低振幅光变的多样性，并识别出一颗新的γ Doradus g模式脉动候选星。
2026-05-24 astro-ph.SR
A search for pulsations in the HgMn star HD 45975 with CoRoT photometry and ground-based spectroscopy
HgMn恒星中是否存在脉动仍然存在争议。为了首次对这类化学性质特殊的天体的脉动进行明确的观测探测，CoRoT卫星对明亮的恒星HD 45975进行了近两个月的监测。光变曲线的独立分析提供了单周期变化的证据，频率为0.7572 c/d，峰-峰振幅约为2800 ppm。与CoRoT观测重叠的多站点地面光谱观测显示该恒星是一颗长周期单线双星。此外，除了汞的显著例外，它们在表现出强过量的化学物种的线矩中揭示了与光度测定中相同的周期性（例如，Mn和Y）。相比之下，其他元素的线条没有显示出显著的变化。正如在其他HgMn恒星中发现的那样，这种变化的模式包括一个吸收凸块，它在整个谱线上向红移动。我们认为，光度和光谱的变化是更一致的解释旋转调制点在恒星表面。在这个框架下，HD 45975中不太可能存在产生~50 ppm水平以上光度变化的脉动。这提供了强有力的约束激励/阻尼的脉动模式，在这HgMn星。
2013-11-18 astro-ph.SR
Diagnostics of Stellar Modelling from Spectroscopy and Photometry of Globular Clusters
我们对球状星团的光谱和光度观测与恒星模型进行了一系列的比较，以检验它们的预测能力。中到高分辨率的光谱调查锂的数据，使我们能够调查第一次挖掘和额外的混合在两个集群以及分离的金属丰度。丰度在第一次疏浚是令人满意的再现，但有初步证据表明，模型高估的光度，在最低的金属丰度系统的表面组成的第一次变化。我们的模型也开始额外的混合在光度太高，表现出显着的差异，在低金属丰度的观察。我们模拟的丰度变化在额外的混合作为一个温盐过程，并确定通常的扩散形式，这种机制不能同时重现碳和锂的观测。哈勃太空望远镜测光提供了大量球状星团的关闭和碰撞星等，并提供了更好地测试恒星模型作为金属丰度函数的机会。我们直接比较预测的主序列关断和碰撞幅度以及与距离无关的参数$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$。我们需要15个陀螺等时线来匹配一些集群中的主序关断幅度，而不能匹配低金属丰度系统中的凸起。距离模数、金属丰度标度和热辐射校正的变化可能会影响直接比较，但$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$也被模型低估，只能通过改变输入物理来改善。需要在对流包层底部的过冲，其效率取决于金属丰度，以重现经验确定的$ΔM_V ~^{\rm{MSTO}}_{\rm{bump}}$值。
2015-04-07 astro-ph.SR
Binary-induced magnetic activity? Time-series echelle spectroscopy and photometry of HD123351 = CZ CVn
我们首次详细研究了明亮活跃的K 0 IV-III恒星HD 123351。这颗恒星是一颗单线分光双星，周期为147.8919+-0.0003天，离心率为e=0.8086+-0.0001。轨道解的均方根值仅为47米/秒，使其成为有史以来获得的活动双星系统的最精确轨道。根据长期测光的结果，自转周期被限制为58.32 ± 0.01天。这表明HD 123351是一个非常异步的旋转器，旋转速度比预期的伪同步值慢五倍。在我们12年的观测中，两个斑点区域一直存在。四年的Halalpha，钙H&K和氦D3监测确定了相同的主要周期的测光，但动态光谱也表明，有一个间歇性的依赖于轨道周期，特别是钙二H&K在2008年。一对塞曼敏感/不敏感铁谱线的谱线轮廓反转产生542 ± 72 G的平均表面磁通密度。2008年的时间序列受到恒星自转和轨道运动的调制，因此在近星点期间，磁通量一般较弱，色球层发射与磁通量反相变化。我们还确定了一个广泛的和不对称的锂线的配置文件，并测量的丰度log n（Li）= 1.70+-0.05。恒星在H-R图中的位置显示质量为1.2+-0.1 Msun，年龄为6-7 Gyr。我们解释的反相关系的磁通量与色球排放的证据，有两个磁场存在于同一时间，一个本地化的表面磁场与斑点和一个全球性的领域是面向（低质量）的二次组件。
2011-08-23 astro-ph.SR
Multicolor photometry and spectroscopy of the yellow supergiant with dust envelope HD 179821=V1427 Aquilae
我们介绍了半规则变星V1427 Aql=HD 179821的UBVJHKLM测光（2009-2017）和低分辨率光谱（2016-2017）的结果，V1427 Aql=HD 179821是一颗具有气尘包络的黄色超巨星。这颗恒星显示出低振幅（ΔV<0.2等）的半周期亮度变化叠加在长期趋势上。光变曲线的形状和时间尺度随着周期的变化而变化。有脉动的温度变化特征，也观察到没有显着颜色变化的亮度振荡。2009-2011年间隔的UBV数据通过两个周期分量的叠加得到很好的再现，其中P=170 d和P=141 d（或P=217 d -P=141 d的一年别名）。2011年后，变化变得不那么规律，时间尺度增加并超过250天。2009-2016年，V、J、K的年平均亮度单调增加，而U和B的年平均亮度减少。年平均U-B，B-V和J-K颜色增加，恒星变得更红。恒星光球层随光度增加而冷却和膨胀，可以解释亮度和颜色的长期变化趋势。根据我们的光度数据，我们假设光球温度在2008-2016年期间下降了约400 K，半径增加了约24%，光度增加了约19%。2016-2017年获得的λ4000-9000 nm波长范围内的低分辨率光谱表明，与1994-2008年间隔相比，V1427 Aql的光谱发生了显着变化，即BaII和近红外CaII三重态吸收变得更强，而OI λ7771- 4三重态共混物已经减弱，这表明在形成缺陷的区…
2018-04-19 astro-ph.SR
Multiwavelength Photometry and Hubble Space Telescope Spectroscopy of the Old Nova V842 Centaurus
我们目前的老新星V842岑（新星岑1986年）的地面光学和近红外测光观测和哈勃空间望远镜COS光谱观测。对光学光变曲线的分析揭示了在56.5 +/-0.3 s处的峰值，振幅为8.9 +/- 4.2 mma，这与Woudt等人早些时候探测到的V842 Cen中磁性白矮星的旋转一致，然而，我们从COS时间标签光谱创建的UV光曲线并没有显示出这种周期性。我们对HST COS光谱的合成光谱分析排除了热白矮星光球作为FUV通量的来源。COS光谱的最佳拟合模型是一个完整的光学厚吸积盘，没有磁性截断，低磁盘倾角，低吸积率和距离小于一半的公布的距离，确定的基础上，星际钠D线strengths.Truncated截断半径为3Rwd和5 Rwd截断吸积盘与COS数据产生不满意的协议。对于一颗爆炸后仅24年的经典新星来说，吸积率出乎意料地低，当时的吸积率预计很高，白矮星应该仍然很热，特别是如果发生辐射的施主恒星。我们的低吸积率是一致的低吸积率来自X射线和地面光学数据。
2013-05-20 astro-ph.SR
Phase resolved spectroscopy and Kepler photometry of the ultracompact AM CVn binary SDSS J190817.07+394036.4
本文介绍了超紧AMCVn型双星SDSS J190817.07+394036.4的{ \it Kepler}卫星测光和相位分辨光谱。平均光谱揭示了各种不同种类的弱金属线，包括硅，硫和镁以及许多线的氮，旁边的中性氦的强吸收线。相位折叠光谱和多普勒断层图像显示He I 4471吸收线核心发射的S波周期为$P_{\rm orb}=1085.7\pm2.8$ sec，确定这是系统的轨道周期。Si II、Mg II和一些He I谱线的芯部显示出吸收中的S波，与发射中的S波相比具有$170\pm15^\circ$的相位偏移。N II、Si III和一些氦谱线根本不显示任何相位变化。光谱轨道周期与在三年{ \it Kepler}光变曲线中检测到的周期为$P_{\rm orb}=1085.108(9)$ \，sec非常一致。由{ \it Kepler}获得的Q6至Q17短节奏数据的傅立叶分析揭示了大量高于噪声水平的频率，其中大多数显示出频率和振幅的大变化。在O-C分析中，我们测量了一些最强变化的$\vert\dot{P}\vert\sim1.0\,$ x $\,10^{-8}\,$ s\，s $^{-1}$，并将轨道周期的极限设定为$\vert\dot{P}\vert<10^{-10}$ s\，s $^{-1}$。相位折叠光变曲线在轨道周期上的形状指示了亮斑的运动。构建了系统模型，以观察径向速度曲线…
2015-07-14 astro-ph.SR
Kepler sheds new and unprecedented light on the variability of a blue supergiant: gravity waves in the O9.5Iab star HD 188209
恒星演化模型对于演化的大质量恒星是最不确定的。基于高精度不间断空间测光的星震学已成为检验恒星演化理论成果的一种新方法，最近已应用于许多恒星，但尚未应用于大质量演化超巨星，我们的目标是从开普勒空间测光和长期高分辨率光谱学中探测、分析和解释O9.5Iab恒星HD 188209的光球和风变。我们利用1460d期间名义任务获得的开普勒散射光测光结果来推断这颗O型超巨星的光度变化。此外，我们组装和分析了高分辨率的高信噪比光谱与四个摄谱仪在一些1800d解释恒星的时间光谱变化。从散射光空间测光得到的蓝超巨星的变化与地面光谱学中发现的变化完全一致。我们发现显着的低频变异，始终检测到所有谱线的HD 188209。光球变率传播到风中，在那里它具有相似的频率，但振幅略高。来自长期测光和光谱学的频谱的形态指向一个频谱的行波与频率值的范围内预期的一个演变的O型星。对流驱动的内部重力波在恒星内部激发提供了最合理的解释检测到的变化。
2017-03-04 astro-ph.SR
FR Cnc Revisited: Photometry, Polarimetry and Spectroscopy
在这里，我们提出的研究FR Cnc，一个年轻的，活跃的和斑点的明星。对2002-2008年ASAS-3（The All Sky Automated Survey）卫星资料进行了分析，并将自转周期修正为0.826518 d。在2005年，光度变化的幅度突然下降，而平均亮度保持不变，这被解释为快速重新分布的斑点。对FR Cnc附近的166颗恒星进行了BVRc和Ic宽波段光度定标。Terskol天文台的测光显示了两个增亮事件，其中一个与2006年11月23日的耀斑发生在同一阶段。偏振BVR观测表明可能存在一个补充源的偏振。我们在2004-2008年期间用光谱法监测FR Cnc。我们得出结论，RV的变化不能用FR Cnc的二进制性质来解释。我们确定FR Cnc的光谱类型为K7 V。计算的银河系空间速度分量（U，V，W）表明，FR Cnc属于年轻的盘人口，也可能属于IC 2391移动群。根据LiI 6707.8测量，我们估计FR Cnc的年龄在10-120百万年之间。多普勒断层扫描应用于创建FR Cnc的星点图像。我们优化了轴倾角、等效宽度和v sin i的反卷积剖面的拟合优度，发现v sin i=46.2 km s^-1，i=55 °。FR Cnc的星点分布也令人感兴趣，因为它是最新成像的光谱类型之一。在FR Cnc上未检测到极点。
2011-11-30 astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of the new symbiotic star 2SXPS J173508.4-292958
我们介绍并讨论了2020年4月至8月对2SXPS J173508.4-292958进行的光度和光谱监测的结果。这个X射线源位于银河系中心的前景，在2020年期间在X射线中变亮，促使我们进行后续的光学观测。我们发现这颗恒星包含一颗K4 III巨星，它有一个适度但高度可变的H α发射，由一个约470 km/s宽的分量组成，叠加了一个狭窄的吸收，相对于巨星被一个正速度抵消。K4 III没有探测到轨道运动，显示出稳定在-12（+/-1）km/s的日心径向速度。在2SXPS J173508.4-292958的三次单独访视中，未观察到B波段超过0.005 mag的闪烁。虽然在2016年至2018年光度稳定，但在2019年，这颗恒星发展出有限的光度变化，在2020年采取了正弦调制的形式，周期为38天，振幅为0.12等。我们认为，这种变化不能归因于罗奇叶填充的K4 III星。没有相关性之间的光度变化和H α的排放量，后者可能直接来自周围的吸积伴星的吸积盘。虽然在中红外波段没有探测到尘埃的辐射，但U波段可能存在过量辐射，这是由吸积盘的直接辐射造成的。我们认为2SXPS J173508.4-292958是一颗新的共生星，属于只吸收型变星（AO-SySt）。
2020-12-21 astro-ph.SR
TESS photometry and CAOS spectroscopy of six eclipsing binaries with Am components
本文结合 TESS 测光与 CAOS 高分辨率光谱，精确测定了六颗含 Am 型子星食双星的轨道参数、大气参数、化学丰度、质量、半径和温度，并证实其中四颗系统由 Am 星组成，同时发现 Am 星的年龄分布支持其可作为恒星族群年龄示踪体。
2024-02-26 astro-ph.SR
Identification of 12 High Mass X-Ray Binaries detected by INTEGRAL through NIR photometry and spectroscopy
自从它开始观测天空以来，INTEGRAL卫星已经揭示了我们银河系中新类型的高质量X射线双星。这些观测结果对这种罕见的短命天体的形成和演化提出了重要的问题。我们在这里提出新的意见，使我们能够揭示或限制的性质，15个新的整数来源。在之前的光学和近红外的光度和光谱观测活动之后，ESO在2008年和2010年在NTT上使用EMMI和SOFI对INTEGRAL源的样本进行了光学/近红外的新光谱和光度测量。通过这些观测，以及对它们光谱中具体特征的精确探测，可以识别这种高能物体。我们的研究结果表明：其中6个是Be高质量X射线双星（BeHMXB），6个是超巨星高质量X射线双星（sgHMXB），3个尚未确定，需要更高分辨率的数据才能完全揭示。
2013-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparisons of Different Fitting Methods for the Physical Parameters of A Star Cluster Sample of M33 with Spectroscopy and Photometry
星团是研究星系形成和演化的良好示踪剂。我们比较了不同的拟合方法，通过使用光谱（或结合光度学）来确定物理参数。我们选择了M33中的17个星团的样本，这是以前缺乏光谱观测的。低分辨率光谱是用中国国家天文台兴隆2.16米反射镜拍摄的。拟合中使用的光度测定包括来自SAGE调查的$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$波段，以及已发布的$UBVRI$和$ugriz$光度测定。我们首先用{ \sc ULySS}（Vazdekis et al. and { \sc pegase-hr}）SSP模型和Bruzual \& Charlot（2003）（BC 03）恒星星族综合模型进行全谱拟合，得到了年龄和金属丰度。BC 0 3和{ \sc ULySS}模型的拟合结果也与前人的工作一致。然后在光谱拟合中加入SAGE $\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$光度法。结果似乎变得更好，特别是对于Padova 2000+Chabrier IMF集。最后，我们添加更多的光度数据，$UBVRI$和$ugriz$，在拟合，我们发现，结果并没有显着改善。因此，我们得出结论，光度学对于改善拟合结果是有用的，特别是对于蓝色带（$λ<4000$），例如，$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$带。最后，我们讨论了星团的“紫外过剩”现象，通过对$GALEX$ FUV、NUV测光结果…
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopy, MOST Photometry, and Interferometry of MWC 314: Is it an LBV or an interacting binary?
MWC 314是一颗明亮的候选亮蓝变星，位于一个相当接近的双星系统中，轨道周期为60.753 $\pm$ 0.003 d。我们观察了MWC 314与光学光谱学，宽带地面和空间为基础的测光，以及与长基线，近红外干涉测量相结合。我们已经修订了单线光谱轨道，并探讨了光度变化。轨道光变曲线显示两个极小值，每个轨道可以部分地解释在近星点附近发生的主要潮汐扭曲。在系统中的发射线往往是双峰和固定在其运动学，指示环双星盘。我们发现，恒星风或环双星盘是部分解决的K \prime波段的CHARA阵列的最长基线。通过这种分析，我们提供了一个简单的定性模型，试图解释观察结果。从罗氏瓣溢出和近星点潮汐同步的假设，我们估计组件的质量为M1 $\approx 5$ M $_\odot$和M2 $\approx 15$ M $_\odot$，这表明质量的LBV是非常低的。除了轨道调制外，我们还发现了MOST卫星的两种脉动模式。这些模式很容易被低质量贫氢恒星支持，但不容易被具有LBV参数的恒星支持。这些结果的结合提供了证据，表明主星可能从来都不是一个正常的LBV，而是双星相互作用的产物。因此，这个系统提供了许多观测技术研究质量转移和双星演化的机会。
2015-10-01 astro-ph.SR
Life after eruption - IV. Spectroscopy of 13 old novae
我们提供了13个后新星系统的数据。这包括通过UBVR测光法恢复五颗新星X Cir，V2104 Oph，V363 Sgr，V928 Sgr和V1274 Sgr及其光谱确认。我们为这些物体提供精确的坐标和查找图表。额外的第一次或改进的光谱数据V356 Aql，V500 Aql，V604 Aql，V1370 Aql，MT岑，V693铬A，V697斯科和MU Ser。调查的行为，一些容易获得的参数产量（有限）的吸积状态和系统倾斜度的信息。我们预测，X Cir和V697 Sco很可能通过时间序列测光揭示它们的轨道周期，并且对V356 Aql，V500 Aql，V1370 Aql和X Cir的长期测光监测有很好的机会发现这些系统中的爆发行为。
2014-05-27 astro-ph.SR
The semicentennial binary system PSR J2032+4127 at periastron: X-ray photometry, optical spectroscopy and SPH modelling
X射线测光和光谱介绍了2017年11月高偏心、~50年双星系统PSR J2032+4127的近星通过。这个系统由一颗143毫秒的脉冲星组成，它围绕着一颗大质量的OB星MT 91-213运行。数据显示，当脉冲星风与恒星风相撞时，遭遇过程中发生了戏剧性的变化。X射线通量在接近近星点时上升，然后在近星点附近的几天内经历了一个大的下降，然后在接下来的几周内逐渐下降。的光学光谱显示一个稳定的下降H？接近近星点时的线强度（从-15 A到-7 A的等效宽度）意味着OB星的拱星盘被接近的中子星截断。光滑粒子流体动力学（SPH）建模在这里使用的背景下观察到的行为和预测的几何配置的脉冲星的轨道的拱星盘的系统建模。
2019-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early-phase photometry and spectroscopy of transitional Type Ia SN 2012ht: Direct constraint on the rise time
我们报告了附近Ia型超新星（SN Ia）2012 ht在$B$带极大值后$-15.8$天到$+49.1$天的光度和光谱观测。光变曲线的衰减率为$Δm_{15}$（$B$）$=1.39~\pm~0.05$ mag，介于正常和亚发光Ia型超新星之间，与“过渡型”Ia型超新星2004 eo相似。谱线轮廓也与SN 2004 eo非常相似。我们能够在非常早期的阶段观测到SN 2012 ht，当时它仍在上升，比峰值时暗了大约3个星等。上升到$B$波段最大值的时间估计为$17.6 \pm 0.5$天，爆发时间为MJD $56277.98 \pm 0.13$。SN 2012 ht是第一个不使用光变曲线模板直接测量上升时间的过渡型Ia型超新星，也是第五个Ia型超新星。这个上升时间与其他四个SN的上升时间一致，在测量误差范围内，甚至包括SN 2013 dy的极早探测。光变曲线的上升部分可以用二次函数拟合，并且没有显示出由于喷出物与伴星相互作用而产生的激波加热分量。上升时间明显长于亚亮超新星如SN 1991 bg的上升时间，这表明过渡型超新星Ia的前身和/或爆炸机制更类似于正常的超新星Ia，而不是亚亮的超新星Ia。
2014-01-22 astro-ph.SR
Estimating Magnetic Filling Factors From Simultaneous Spectroscopy and Photometry: Disentangling Spots, Plage, and Network
最先进的径向速度（RV）系外行星搜索受到恒星磁活动影响的限制。磁活动点、谱斑和网络区域对观测到的谱线有不同的影响，因此对恒星的视RV也有不同的影响。因此，区分这些活动区域的相对覆盖范围或填充因子对于区分活动驱动的RV特征和行星轨道引起的多普勒频移是必要的。在这项工作中，我们开发了一种技术来估计功能特定的磁性填充因子恒星目标，仅使用光谱和光度观测。我们展示了线性和神经网络实现我们的技术，从太阳望远镜在HARPS-N，香港项目在山的观测。威尔逊天文台和SORCE上的总辐照度监测器。然后，我们将每种技术的结果与太阳动力学天文台（SDO）的直接观测结果进行比较。这两种实现都产生与观测值高度相关的填充因子估计值。使用这些填充因子模拟太阳RV再现了由于亮度不均匀性而抑制对流蓝移和旋转不平衡的预期贡献。该技术的两种实现方式都将总体活性驱动RMS RV从1.64 m/s降低到1.02 m/s，对应于RMS变化的1.28 m/s降低。该技术提供了一个额外的0.41米/秒的RMS变化相比，传统的活动指标减少。
2021-10-14 astro-ph.SR
Optical photometry and spectroscopy of the 1987A-like supernova 2009mw
本文介绍了类1987A超新星（SN）2009mw的光学光度和光谱观测结果。我们的$BVRI$和$g'r'i'z'$测光涵盖了167天的演化，包括上升到光变曲线最大值，并在线性尾部阶段开始后结束。我们比较了SN 2009mw与同子群其它SNe的观测性质，发现它与几个天体有相似之处。通过流体动力学模型估算了原始体和SN的物理参数，得出爆炸能量为$1$ foe，SN前质量为$19\,{\rm M_{\odot}}$，原始体半径为$30\,{\rm R_{\odot}}$，$^{56}$ Ni质量为$0.062\,{\rm M_{\odot}}$。这些数值表明SN 2009 mw的前身是一颗蓝超巨星，类似于SN 1987 A的前身。我们研究了SN 2009mw的宿主环境，发现它来自一个具有轻微亚太阳金属性的种群。
2016-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploiting tidal asteroseismology in binary populations from combined space photometry and time-resolved high-resolution spectroscopy
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）
本文提出利用空间光度学和高分辨率光谱学结合，研究双星系统中受潮汐扰动的脉动星群，以改进双星震颤建模技术并约束基本恒星物理。
2025-12-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of SN 2015bh in the galaxy NGC 2770
我们提出了中等分辨率光谱学和光谱光度学的光学瞬态PSN J 09093496 +3307204（SN 2015 bh）在星系NGC 2770，这已经转移到超新星阶段。这些观察是在2015年2月至2016年5月期间进行的。在SN冒名顶替者阶段（2015 a）和超新星阶段（2015 b），除了巴尔末辐射外，在光谱中还可以看到强的Fe II辐射;因此，这些光谱类似于威廉姆斯Fe II型经典新星的光谱。这颗恒星位于一个黑暗星云的边缘附近，被明显吸收（Av = 1.14 +/-0.15等）。考虑到这种吸收，我们确定了2015 a阶段的最大绝对星等Mv = -15.0 +/-0.3等，2015 b阶段的Mv = -18.14 +/-0.30等。2015 b相的光变曲线与SN IIL相似。这颗超新星的前身是一颗明亮的蓝变星（LBV），具有强大的Hα辐射。我们考虑了几个假设的超新星爆炸后的光学瞬态与LBV。一个演化的大质量恒星的核心坍缩中断了它与双星系统中大质量伴星（一颗失败的发光红新星）合并的过程的假设被选为这一事件的首选假设。
2016-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
