Variability search in M 31 using Principal Component Analysis and the Hubble Source Catalog
主成分分析（PCA）在天文学中得到了广泛的应用，但还没有完全用于变率搜索。本研究的目的是探讨使用主成分分析作为一种方法在大型光度数据集中搜索变星的有效性。我们应用主成分分析的光变指数计算的18152颗恒星的光变曲线在三个领域中的M31从哈勃源目录中提取。将数据投影到主成分中可用作恒星变率检测和分类工具，能够区分RR型天琴座恒星、长周期变星和非变星。这个投影恢复了超过90%的已知变星，并发现了38颗以前未知的变星（大约多出30%），除了一个不确定变星类型的物体外，所有都是LPV。我们的结论是，这种方法确实可以成功地识别候选变星。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The ZTF Source Classification Project: II. Periodicity and variability processing metrics
目前这一代的全天巡天正在迅速扩大我们研究可变和瞬态源的能力。这些调查，具有各种灵敏度，节奏和视野，探测许多时间尺度和震级范围。来自Zwicky瞬态设施（ZTF）的数据提供了一个机会，可以找到从几分钟到几个月的时间尺度上的变量。在本文中，我们提出的代码库，ztfperiodic，和计算指标采用的目录的基础上ZTF的第二次数据发布。我们描述了公开可用的，图形处理单元优化的周期发现算法，并强调现有的和未来的图形处理单元集群的好处。我们展示了如何生成指标作为输入到这个规模的目录是可能的未来ZTF数据发布。未来还需要进一步的工作来获得来自Vera C. Rubin Observatory's Legacy Survey of Space and Time的相关文章
2020-09-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
The IACOB project: CVIII. Hunting for spectroscopic binaries in the O and B supergiant domain.The threat of pulsational variability
本研究利用IACOB项目的高分辨率光谱，估算银河系OB超巨星的分光双星比例，设定径向速度阈值以区分脉动变星与双星，发现该比例较O型矮星显著下降，强调内禀变异性表征的重要性。
2024-05-18 astro-ph.SR
The IACOB project. V. Spectroscopic parameters of the O-type stars in the modern grid of standards for spectral classification
IACOB和OWN巡天是两个雄心勃勃的互补观测项目，它们提供了一个大型的银河系大质量O型星光学高分辨率光谱的多历元光谱数据库。作为研究IACOB/OWN项目调查的（超过350个）O星完整样本的第一步，我们对现代光谱分类O型标准网格中包含的128颗星的子样本进行了定量光谱分析。我们使用半自动化的工具来确定一组光谱参数，可以从O型恒星的光谱。我们还受益于多历元的调查进行光谱变异性研究的样本，占光谱二进制和变异的主要风诊断线。我们提供了一个一般性的概述，这个参考样本的恒星和风参数，并更新配方的SPT\，-\，Teff/log g校准银河系O型恒星。我们评估我们的半自动化分析策略与$\sim$ 40星从文献中，并找到一个很好的协议。合成光谱与最佳拟合模型和观测光谱之间的协议是好的，大多数目标，但46星风诊断线，不能再现我们的网格球对称unclumped模型的一个特定的行为。这些都是潜在的感兴趣的目标，更详细的调查cloudspartum风和/或存在额外的拱星组件。最后，我们的变异性研究已导致检测到27%的恒星的光谱双星的签名和另外30%的光球线的小振幅径向速度变化。此外，31%的被调查恒星的风诊断线的变化。
2018-06-06 astro-ph.SR
RACE-OC Project: Rotation and variability in the open cluster M11 (NGC6705)
自转和磁活动在G或更晚光谱类型的主序星中密切相关。磁场活动的存在和水平取决于恒星的自转，而自转本身又受到磁场的强度和拓扑结构的强烈影响。疏散星团是研究旋转/活动/年龄关系的特别有用的目标。疏散星团M11是RACE-OC项目（疏散星团中的自转和活动演化）的一部分，该项目旨在探索疏散星团中不同年龄的晚型成员的自转和磁活动的演化。2004年6月用LOAO 1米望远镜对疏散星团M11进行了测光观测。星系团成员的自转周期由光度数据时间序列的傅立叶分析确定。我们进一步研究了表面活性之间的关系，其特征在于由光变曲线振幅，和旋转。我们在M11 FoV中共发现了75个周期性变量，其中38个是候选簇成员。具体来说，在星系团成员中，我们发现了6个早期型变星、2个食双星和30个真正的单一周期性晚期型变星。考虑到几乎同时代的2亿年M34星团中16颗G型成员的自转周期，我们可以从46颗年龄约为2亿~ 2亿3千万年的单G星的更多样本中确定自转周期分布，并确定中值自转周期P=4.8d。与较年轻的M35星团（约1.5亿年）和较老的M37星团（约5.5亿年）的比较表明，G星的旋转速度比较年轻的M35恒星慢，比较老的M37恒星快。测量的中值旋转周期的变化是一致的主序斑点星的旋转制动的情况下，因为他们的年龄。
2009-12-21 astro-ph.SR
Physical variability of the magnetic field of some stars
在大多数恒星中，纵向磁场的表观变化是由旋转引起的，旋转定量地改变了磁场配置在视线上的投影。这是一个纯粹的几何效应，与场的可能的内在变化无关。在某些恒星中，我们观察到磁相位曲线随时间的变化，这意味着磁场的参数发生了变化。这种变化在某些天体中发生的时间尺度为几年，比理论预测的快几个数量级。这些变化意味着需要改进磁场演化理论。我们展示了一些恒星的旋转相位曲线的变化。
2016-11-21 astro-ph.SR
FIESTA II. Disentangling stellar and instrumental variability from exoplanetary Doppler shifts in Fourier domain
太阳系外行星的径向速度（RV）检测受到恒星光谱变化的挑战，可以模仿行星的存在，仪器的不稳定性可以进一步模糊检测。恒星和仪器的变化都可能使谱线轮廓发生扭曲，并被误解为明显的RV位移。我们提出了一种改进的FourIEr \textit{phase}光谱分析（FIESTA a.k.a. $\mathitϕ$ ESTA）来将由于线变形而引起的视在速度偏移与真实多普勒偏移分离。$\mathitϕ$ ESTA将恒星光谱的交叉关联函数（CCF）投影到截断的傅立叶基函数上。使用来自每个傅立叶模式的幅度和相位信息，我们可以跟踪不同CCF宽度尺度下的线变化，以鲁棒地识别和减轻RV污染的多个来源。例如，在我们对HARPS-N三年太阳资料的研究中，$\mathitϕ$ ESTA揭示了太阳自转效应、由于太阳磁周期、仪器不稳定性和视太阳自转速率变化而引起的长期趋势。对$\mathitϕ$ ESTA指标应用多元线性回归模型，我们将加权均方根噪声从1.89 m/s降低到0.98 m/s。此外，我们在$\mathitϕ$ ESTA指标中观察到$\sim$ 3天的滞后，与先前关于BIS和FWHM的研究结果相似。
2022-07-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
RACE-OC Project: Rotation and variability in young stellar associations within 100 pc
我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关活动特性。我们的注意力集中在6个年龄在800万年到7000万年之间的100 pc以内的年轻松散星协上：长蛇座TW（~ 800万年），β Picture（~ 1000万年），Tucana/Horologium，Columba，Carina（~ 3000万年）和AB Doradus（~ 7000万年）。从文献中关于英仙座阿尔法星和昴星团的额外数据也被考虑。对全天自动巡天获得的光度时间序列应用Lomb-Scargle周期图技术，确定了由于光球磁活动（即星点）而显示旋转调制的恒星的旋转周期。根据V光变曲线的振幅，导出了磁活动水平。我们首次探测到了93颗恒星的自转调制并测量了它们的自转周期，证实了文献中已知的41颗恒星的自转周期。对于另外10颗恒星，我们修改了其他作者的周期测定。样本增加了从文献中检索到的21颗额外恒星的周期。通过这种方法，我们第一次确定了~8，10，3000万年的最大自转周期集合，并使已知的AB Dor周期成员的数量增加了150%。我们发现，在0.6 - 1.2太阳质量范围内，自转周期分布的最显著变化是900万年到3000万年之间的上旋和7000万年到11000万年之间的下旋。3000万年和7000万年之间的变化是相当可疑的，尽管中位数时期表明一个显着的自旋。
2010-04-12 astro-ph.SR
DASCH Discovery of Large Amplitude ~10-100 Year Variability in K Giants
在这里，我们提出了三个不寻常的长期变量的发现，在哈佛大学（DASCH）的数字访问天空世纪项目中发现的，其光变曲线在~10-100年的时间尺度上的~1个星等的变化。它们都被光谱鉴定为K2 III巨星，可能在厚盘中。它们的光变曲线与之前已知类型的变星的测量结果不匹配，也与红巨星的理论模型不匹配，而是提出了一种新的尘埃形成机制，或者是第一次直接观察到“短”时间尺度演化驱动的变星。红巨星支（RGB）隆起附近的锂闪光和渐近巨星支（AGB）下部的氦壳层点火以及K2 III厚盘星的长期监测需要更多的理论工作。
2010-01-15 astro-ph.SR
Variability monitoring of OB stars during the Mons campaign
我们展示了在Mons项目框架内进行的为期3个月的活动的初步结果，其中时间分辨的Halpha观测用于研究许多OB星的风和星周特性。
2010-09-23 astro-ph.SR
YSOVAR: mid-infrared variability of young stellar objects and their disks in the cluster IRAS 20050+2720
我们提出了一个年轻的恒星天体在集群IRAS 20050+2720，在3.6和4.5微米的斯皮策太空望远镜进行的时间变化研究，这项研究是年轻的恒星天体可变性项目（YSOVAR）的一部分。我们收集了超过40天的181个星团成员的光变曲线。我们发现一个高的可变性分数之间的嵌入式集群成员的CA。70%，而没有可检测到的磁盘的年轻恒星显示变化较少（在约。50%的病例）和较低的振幅。我们检测周期变化的33个来源的周期主要在2-6天的范围内。实际上，所有嵌入式周期源在其周期性之上显示额外的可变性。此外，我们分析的斜率的轨道，我们的源跨越的颜色星等图（CMD）。我们发现，具有长的可变性时间尺度的源往往显示CMD斜率，至少部分地受吸积过程的影响，而具有短的可变性时间尺度的源往往显示吸积主导的斜率。我们发现一个试探性的趋势，X射线检测到的集群成员比X射线未检测到的成员在更长的时间尺度上变化。
2015-07-15 astro-ph.SR
The Brown dwarf Atmosphere Monitoring (BAM) Project I: The largest near-IR monitoring survey of L- & T-dwarfs
利用3.5米新技术望远镜上的SofI，我们对跨越L0和T8光谱范围的69颗褐矮星的无偏样本进行了广泛的近红外监测调查，每种光谱类型至少有一个例子。在JS波段对每个目标进行2-4小时的观测，数据的中位光度精度约为0.7%。共有14颗褐矮星被确定为变量，其最小到最大振幅在观察期间从1.7%到10.8%不等。所有变量均满足统计学显著性阈值，基于与中值参考星光曲线的比较，p值<5%。大约一半的变量显示出类似于2 M2139的正弦振幅变化，其余变量显示出类似于SIMP 0136的短时间尺度演变光曲线。L/T转换已被建议是一个区域的更高程度的变化，如果斑片云存在，本次调查的目的是测试斑片云模型与光度监测的L/T转换和非过渡棕矮星。考虑到被识别为可变的目标具有相同的统计阈值，测量的L7 - T4过渡区的13^{+10}{-4}%的变异频率与早期光谱类型的变异频率是不可区分的（32^{+11}-8}%），后期谱型（13^{+10}-4}%），或所有非过渡区褐矮星的组合（21^{+7}-5}%）。变量不集中在过渡，在一个特定的颜色，或与二进制。我们注意到，在先前监测的可变性系统中，只有约60%的系统保持可变性状态（可变或恒定），其余的系统处于切换状态。这14个变星包括9个新发现的变星，它们将为后续多波长监测提供重要系统，以进一步研究褐矮星大气物理。
2014-06-07 astro-ph.SR
Ground-based photometric survey to search for the pulsational variability in Bp, Ap, and Am stars
本文分析了在奈尼塔-开普巡天计划下观测到的一颗Bp星和四颗新的Ap星的光电数据的时间序列。该项目始于大约20年前，旨在寻找新的快速振荡的Ap星。对这些恒星的时间序列的频率分析在多个夜晚获得，没有发现任何脉动变化。此外，我们还对两颗脉动Am星HD 13038和HD 13079进行了时间序列差分CCD测光分析，发现了一些新周期的证据。为了扩大和加强正在进行的调查工作，我们建议建立一个由印度、南非和比利时天文学家组成的三国合作。
2019-11-05 astro-ph.SR
Variable Point Sources in Sloan Digital Sky Survey Stripe 82. I. Project Description and Initial Catalog (0 h < R.A. < 4 h)
我们报告的第一个研究结果的可变点源确定使用多色时间序列测光从斯隆数字巡天（SDSS）条纹82在近10年的跨度（1998-2007年）。我们建立了一个光变曲线目录的221，842点源的R. A。0-4 h条纹82的一半，限制为r = 22.0，在ugriz波段至少有10个探测，颜色误差< 0.2 mag.这些物体然后按颜色分类，并通过将它们与现有的SDSS感兴趣物体目录交叉匹配。我们使用非均匀系综差分测光技术，大大提高了我们的灵敏度变化。稳健的变量识别方法用于提取该数据集中的6520个候选变量，导致在0.05 mag变异性水平下的总体变量分数为~2.9%。对周期变星的搜索结果是确定了30个食/椭球双星候选者，55个RR天琴座和16个盾牌座δ变星。我们还确定了2704个与SDSS类星体目录（Schneider et al. 2007）相匹配的可变类星体，以及另外2403个通过非恒星颜色和可变性确定的类星体候选者。最后，一个样本的11,328点源，似乎是不变的，在我们的灵敏度的极限也进行了讨论。（节录）
2009-12-07 astro-ph.SR
Identification and classification of TESS variable stars
研究通过整合光谱型、Gaia DR3视差、有效温度和投影自转速度，对逾12万颗Kepler、K2与TESS恒星进行目视变光分类，并提供光变曲线、周期图示例及配套星表。
2023-08-15 astro-ph.SR
Separating planetary reflex Doppler shifts from stellar variability in the wavelength domain
恒星的磁场活动会使太阳型恒星的光球线轮廓产生随时间变化的扭曲。这导致了高精度径向速度测量中的系统误差，限制了发现和测量轨道周期超过几十天的低质量系外行星质量的努力。我们提出了一种新的数据驱动的方法分离多普勒频移的动力学起源的视速度变化所产生的变化引起的恒星光谱。我们表明，用于测量径向速度的交叉关联函数的自相关函数（ACF）是有效的平移不变。通过将径向速度投影到由观测标识符标记的子空间上，并由ACF的主分量的振幅系数跨越，我们可以隔离和减去由恒星磁活动引起的速度扰动。我们测试的方法上的一个5年的时间序列的853每天15分钟的观测太阳光谱的HARPS-N仪器和太阳望远镜饲料的3.58米国家伽利略望远镜。去除活动信号后，日心太阳速度残差被发现是高斯和几乎不相关的。我们将振幅为$K=40$ cm s $^{-1}$的合成低质量行星信号注入到太阳观测中。投影到ACF子空间的正交补有效地将这些信号与太阳活动信号隔离。他们的半振幅恢复的精度为$\sim~6.6$厘米秒$^{-1}$，打开了大门，多普勒探测和表征的地球质量的行星周围观测良好，明亮的主序星在广泛的轨道周期。
2021-05-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Long-term variability of T Tauri stars using WASP
我们提出了一个参考研究的长期光学变化的年轻恒星使用的数据从WASP项目。我们的主要样本是一组经过充分研究的经典金牛T星（CTTS），主要位于金牛座-御夫座。WASP光变曲线涵盖长达7年的时间尺度，通常包含10000-30000个数据点。我们使用时间依赖性标准差“合并σ”将变异性量化为时间尺度的函数。我们发现，绝大多数CTTS具有低水平的变化与西格玛<0.3mag占主导地位的几个星期的时间尺度，与旋转调制一致。因此，对大多数年轻恒星来说，一个月以上的监测足以限制十年时间尺度上的总变化量。在我们的样本中，具有强光变（sigma>0.3mag）的恒星比例为21%，在无偏差的对照样本中为21%。一个甚至更小的部分（13%在我们的样本中，6%在对照组）显示的证据，增加变异幅度作为一个函数的时间尺度从几个星期到几个月或几年。长期变化的存在与3- 5 μ的光谱斜率相关，这是内部盘几何形状的指标，并与U-B带斜率相关，这是吸积诊断。这表明CTTS的长期变化主要是由内盘和吸积区的过程驱动的。其中四颗恒星的长期变化周期为20- 60天，明显长于自转周期，并且在数月至数年内保持稳定。一种可能的解释是圆盘和恒星磁场之间相互作用的周期性变化。
2016-11-09 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars II. Physical taxonomy of photometric variability observed by the Kepler spacecraft
内容：目的：开普勒数据的三个已知的Be星重新访问，以建立其脉动的性质和评估额外的，非脉动的变化的属性。这三颗程序星分别是一颗不活跃的Be星、一颗活跃的持续爆发的Be星和一颗从非爆发阶段过渡到爆发阶段的Be星，为提取Be星生命周期各阶段的性质提供了一个很好的样本。方法：[略]结果：Be星的短期光度变化必须分解为恒星部分和星周部分。恒星部分总体上与非Be恒星中看到的没有什么不同。然而，一些观察到的现象可能是由于共振模式耦合，一种通常不被认为是B型恒星的机制。短期的星周变率表现为爆发期间一组定义相对明确、寿命较短的频率（称为Štefl频率），以及功率谱中的大幅起伏，这表明在时间尺度上的非周期变率类似于典型的低阶$g$模式脉动频率，而不是真正的周期性。结论：从恒星脉动的角度来看，Be星是快速旋转的SPB星，也就是说，它们以低阶$g$模式脉动，即使快速旋转可以将观测到的频率投射到传统的高阶$p$模式区域，大约4 c/d。然而，当存在拱星盘时，Be星的功率谱被周期性或周期性和非周期性的拱星现象所复杂化，甚至可能主导功率谱。
2016-08-09 astro-ph.SR
The Identification of 93 Day Periodic Photometric Variability for YSO YLW 16A
年轻恒星天体的周期性变化为活跃的动力学机制提供了间接证据。恒星黑子、吸积、恒星伴星和盘状遮蔽都可能导致YSO的光度变化。作为一个正在进行的研究的一部分，罗夫星形成区，我们报告的发现92.6天的周期变化的I类YSO YLW 16A，观察了三年。一个SED模型是适合可用的光度数据的对象。我们提出了一个三重系统，其中一个周期为93天的内联星被一个扭曲的环联星盘所食。次级的性质是不受约束的，可能是恒星或亚恒星。我们报告发现了一个第三同伴在一个预计的分离约40 AU，可以解释环二磁盘翘曲。这个光变曲线和模型与我们在以前的工作中为WL 4提出的模型相似。了解这些系统可能会导致对恒星演化和行星形成的性质的见解，并为未来的理论建模和YSO的近红外和中红外天气调查提供有价值的基准。
2013-04-08 astro-ph.SR
MDia and POTS - The Munich Difference Imaging Analysis for the pre-OmegaTranS Project
我们描述了慕尼黑差分成像分析管道，我们开发和实施的Astro-WISE包的框架中，自动测量高精度的光变曲线的大量恒星物体使用的差分成像方法。该软件与探测时间变率的程序相结合，可用于用凌日法搜寻行星系统或双星，以及搜寻不同类型的变星。作为第一个科学应用程序，我们讨论的数据减少和分析与Astro-WISE的前OmegaTransS数据集，我们收集在一个密集的恒星场的监测活动与宽视场成像仪在ESO 2.2米望远镜。
2011-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Two-Component Variability of the Semi-Regular Pulsating Star U Delphini
分析了半规则脉动变星U Del的光度变化。从国际AFOEV数据库中，选择时间间隔JD 2451602-55378中的6231个亮度值。对于周期图分析，我们使用了三角多项式拟合。利用最小方差准则的近似在参数的观察，最佳的程度是s=1。最大值的初始历元为T0= JD 2453340（3），周期P=1198（4）d。平均亮度最大值为6.624（5），最小值为7.124（5），即振幅为0.499（5）m。除了这种缓慢的变化外，还有一个周期为119.45（6）d，振幅为0.303（5）m的较快振荡，最大值为2453215.1（5）。这些结果是Chinarova和Andronov（2000）星表分析后的时间间隔内的平均值。还有滤波器半宽Δ t=0.5P的“运行正弦”方法。局部平均亮度变化范围为6.58- 7.41 m，半振幅变化范围为0.01 - 0.46 m。相位也是可变的-通常为0.5的全振幅。在JD 2452589附近，在慢波的下降分支期间发生了一个完整周期的相位跳跃。在其他周期中未观察到该效应。平均亮度与短周期振荡幅度之间没有显著的相关性，尽管振幅有显著的变化，但周期性的贡献在统计上并不显著。这项研究是在国际项目“经度间天文学”（Andronov等人，2010年）和国家项目“乌克兰虚拟天文台”（Vavilova等人，2012年）。
2012-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of variability of TW Hya as observed by MOST and ASAS in 2009
作为我们之前2007年和2008年研究的延续，介绍了MOST卫星和ASAS项目在2009年获得的40天内对金牛座T星TW Hya的新光度观测，时间分辨率为0.2天。对MOST-ASAS组合数据的小波分析提供了一幅丰富的连贯、间歇、可变周期振荡的图像，与2008年数据中发现的类似。周期（1.3 - 10天）和系统的周期缩短的时间尺度上的星期内可以解释的模型内的磁旋转控制的吸积过程中的内吸积盘周围的恒星。在这个模型中，并根据假设的等离子体包裹的可见性引起的振荡，观察到的最短周期的振荡周期可能表明恒星旋转周期为1.3或2.6 d，与磁盘同步在4.5或7.1太阳半径，分别。
2010-09-06 astro-ph.SR
The IACOB project: III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars
我们的目标是为O型和B型星的宏观湍流谱线增宽提供新的经验线索，以评估其物理起源。我们使用的光谱类型在O 4-B 9（所有光度类）范围内的~430颗恒星的高分辨率光谱。我们的特征线加宽足够的诊断金属线使用组合FT和GOF技术。我们使用自动化工具结合FASTWIND模型的巨大网格对整个样品进行定量光谱分析。我们还将定量信息线的不对称性，我们的观测描述的线轮廓的特点，并提出了一个比较的形状和类型的线轮廓的变化，发现在一个小样本的O型星和B超巨星仍然不确定的脉动性质和B主序星与可变的线轮廓。我们提出了一个均匀的和统计上显着的概述（单快照）线加宽性能的恒星在整个O和B星域。我们发现经验证据的存在，各种类型的非旋转增宽剂在大质量恒星的领域。尽管从实际的观点来看，所有这些都可以被引用和量化为宏观湍流加宽，但它们的物理起源可能是不同的。与早到晚B型矮星/巨星在线轮廓形状和变率方面表现出的混合情况不同，整个O型和B型超巨星域（或者粗略地说，M_ZAMS > 15 M_sol的恒星）完全由具有显著非旋转增宽分量和非常相似轮廓（包括变率类型）的恒星所主导。我们提供了一些例子，说明这个观测数据集可以用来评估的情况下，旨在解释存在的大质量恒星的非旋转加宽的来源。
2016-08-19 astro-ph.SR
Rotational characteristics of five photometrically variable stars
Masaryk University（马萨里克大学）；Institute of Physics, Faculty of Science, Pavol Jozef Šafárik University（帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学理学院物理研究所）
研究通过光谱和光变数据探讨高温恒星的光变是否由表面温度斑的旋转调制引起，发现光谱频率低于光变频率，提示可能由旋转引起亮度变化，其中两颗恒星显示复杂变异性，可能为脉动。
2026-04-29 astro-ph.SR
The Brown-dwarf Atmosphere Monitoring (BAM) Project II: Multi-epoch monitoring of extremely cool brown dwarfs
随着WISE任务发现Y矮星，褐矮星的数量现在扩展到温度与太阳系行星相当的物体。为了研究这些新发现的褐矮星的大气，我们进行了一项试点研究，监测三个晚期T矮星（T6.5，T8和T8.5）和一个Y矮星（Y0）的初始样本在多个时期的红外光度变化。在J波段成像的情况下，每个目标被观察到每个历元1.0小时至4.5小时的时间，这覆盖了预期旋转周期的很大一部分。这些测量代表了对这些目标的第一次光度监测。对于四个目标中的三个（2M1047、Ross 458C和WISE 0458），进行了多时期监测，时期之间的时间跨度从几小时到约2年不等。在第一个历元期间，T8.5目标WISE 0458表现出13%的显著最小到最大幅度的变化，而约2年后拍摄的第二个历元光变曲线没有注意到3%上限的任何变化。WISE 0458的有效温度约为600 K，是迄今为止公布的最冷的变褐矮星，结合其高和可变的振幅，使其成为详细跟踪的迷人目标。剩下的三个目标没有显示出显著的变化，光度精度在0.8%和20.0%之间，取决于目标亮度。将新结果与之前对光谱类型为T5或更高的褐矮星的多历元观测相结合，目前确定的变量在色图上的位置与包含云不透明度而不是无云大气的理论模型更好地匹配。这一初步结果需要进一步研究，以确定晚T矮星之间的变化与它们在色图上的位置之间是否存在明确的联系。
2015-02-04 astro-ph.SR
Detection of photometric variability in the very low-mass binary VHS J1256-1257AB using TESS and Spitzer
目的：我们研究了M7.5等质量双星VHS J1256- 1257 AB的光度特性，它与晚L矮星VHS J1256-1257 b相结合，形成了目前已知的少数几个年轻的超冷矮星三重系统之一。方法：我们分析了两分钟的TESS和两秒钟的Spitzer档案数据，总持续时间分别约为25天和36小时。数据的典型精密度为：TESS的$\pm$ 1.5%，Spitzer的$\pm$ 0.1%（1分钟内）。结果如下：光学和红外线曲线周期性地呈现准正弦调制的时期，随后是随机变化的时期，这类似于由彼此干涉的相似频率的两个波产生的拍频图案。我们对TESS数据的二波模型表明VHS J1256- 1257 AB的分量以$2.0782\pm0.0004$ h和$2.1342\pm0.0003$ h的周期旋转，这也得到了Spitzer观测的支持。因此，同样明亮的VHS J1256- 1257 A和B的通量在相位和反相位状态之间交替，解释了在它们的组合光中观察到的光度变化。VHS J1256- 1257 AB的投影光谱速度与通过结合测量的旋转周期和预期半径获得的速度非常相似，这表明VHS J1256- 1257 A和B的自旋轴可能倾斜近90度，正如之前报道的VHS J1256-1257 b。
2021-07-01 astro-ph.SR
A Model for (Quasi-)Periodic Multi-wavelength Photometric Variability in Young Stellar Objects
我们提出的辐射传输模型的旋转年轻恒星物体（YSO）的热点在其大气中，内部磁盘扭曲和其他3-D的影响，在附近的拱星环境。我们的模型是基于磁吸积理论所预期的几何形状，即在磁盘中向内移动的物质沿着磁场线流向恒星，并在撞击时产生恒星热点。由于恒星和磁层的旋转，圆盘被反方向照射。我们将我们的模型光变曲线与Spitzer YSOVAR项目的数据（Morales-Calderon et al. 2014，Cody et al. 2014）进行比较，以确定这些过程是否可以解释在年轻恒星中观察到的光学和中红外波长的变化。我们专注于这些变量表现出“北斗”的行为，可能是周期性的，准周期性的，或非周期性的。我们发现，恒星热点的大小和温度影响光学和近红外线曲线，而形状和垂直程度的内部磁盘扭曲影响中红外光曲线的变化。具有非均匀分形密度结构的星盘分布产生更多的随机光变曲线。我们的结论是，磁吸积理论是一致的某些方面的多波长光度变化所表现出的低质量的YSO。更详细的个别来源的建模可以用来更好地确定恒星热点和内部磁盘的几何形状的特定来源。
2016-07-01 astro-ph.SR
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - I. On the dipolar magnetic field hypothesis
OB星表现出与风结构相关的各种类型的光谱变化，包括明显无处不在的离散吸收分量（DAC）。这些被认为是由磁场或非径向脉动（NRP）引起的。在本文中，我们评估大规模的，偶极磁场和DAC现象之间的可能关系，通过调查的磁性样本的13个OB明星表现出良好的记录DAC行为。使用高精度的光谱偏振数据中获得的大质量恒星（MiMeS）项目的磁性的一部分，我们没有发现任何这些恒星的表面偶极磁场的证据。使用贝叶斯推断，我们计算上限的领域的强度，并使用这些限制，以评估两个潜在的机制，该领域可能会影响风外流：磁风约束和当地光球亮度增强。在我们得到的限制内，这两种机制都不能提供一个系统的过程，能够在我们样本的所有恒星中产生DAC。因此，这意味着偶极场不太可能是所有大质量恒星中这些结构的原因，这意味着必须有其他机制发挥作用。
2014-07-24 astro-ph.SR
Red supergiant stars in the Large Magellanic Cloud. II. Infrared properties and mid-infrared variability
利用2 MASS、Spitzer和WISE共12个波段的近红外和中红外叠加数据，以及ALLWISE和NEOWISE-R项目收集的$\sim$ 6.6 a的MIR时间序列数据，分析了大麦哲伦云中RSG的红外特性和中红外变率特征。从文献中汇编了773个RSG候选者，并使用CMD、SED和MIR变异性进行验证。在$IRAC1-IRAC2$ / $IRAC2-IRAC3$图中约有15\%的有效靶可能显示PAH发射。我们表明，任意reddeningQ参数相关的IRAC 4，S9 W，WISE 3，WISE 4，和MIPS 24波段可以构建基于精确测量的MIR星际消光定律。我们还讨论了几个异常点，其中一个异常点可能是爆发前的RSG星，也可能是基于MIR光谱和测光的演化晚期的x-AGB星。在具有WISE 1和WISE 2波段时间序列数据的最终样本中有744个识别的RSG。结果表明，随着亮度的增加，MIR的变化率增大。在MIR变率、MLR和暖尘埃或连续体之间存在相对紧密的相关性，其中MIR变率对于具有$K_S-WISE3>1.0~mag$和$WISE4<6.5~mag$的目标是明显的，而其余目标显示出小得多的MIR变率。MIR变异性也与MLR相关，其中变异性较大的靶标也显示较大的MLR，近似上限为$-6.1~M_\odot/yr^{-1}$。由于WISE 4波段的通量随着光度和光度的简并而呈指数增…
2018-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. I. Variable red giant stars in the central square kiloparsec
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。其主要目的是识别处于演化最后阶段的恒星，这些恒星的光度与其诞生质量的关系比数量更多但光度持续增加的低演化巨星更直接。最广泛的数据集是在K波段用UIST仪器获得的中央4 'x 4'（1平方千秒差距）的数据集-这包含了核星团和内盘。这些数据是在2003-2007年期间拍摄的，并得到了J和H波段图像的补充。在这一区域中，有18，398颗恒星被测光，其中812颗是变星，大部分是渐近巨星分支（AGB）恒星。我们的数据与变星和碳星的光学目录相匹配，并与斯皮策太空望远镜的中红外测光相匹配。在这第一个系列的文件中，我们提出的方法的变化调查和测光表-这是公开提供的中心德Donnees天文学斯特拉斯堡（CDS）-并讨论了变星的属性。大多数尘埃AGB星以前没有被确定在光学变率调查，我们的调查也是更完整的这些类型的恒星比斯皮策调查。
2010-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VVV Infrared Variability Catalog (VIVA-I)
多亏了Via Lactea（VVV）ESO公众调查中的VISTA变量，现在可以探索这些地区的大量物体。本文讨论了VVVDR 4中所有具有10个以上观测值的VVV点源的变异性分析，使用一种新的方法。总共有288，378，769个光源的近红外光变曲线使用时间序列分析新视角项目开发的方法进行了分析。因此，我们提出了一个完整的样本有44998752变星候选者（VVV-CVSC），其中包括准确的个人坐标，近红外星等（ZYJHKs），距离A（Ks），变化指数，周期，振幅，以及其他参数来评估科学。不幸的是，具有高度完整的样本的副作用也是具有高水平的非变量污染（非变量与变量的污染比略高于10：1）。为了解决这个问题，我们还提供了一些标志和参数，社区可以使用它们来减少变量候选的数量，而不会严重降低样本的完整性。特别是，我们将339，601个来源与Simbad和AAVSO数据库交叉识别，这些数据库为我们提供了其他波长的这些对象的信息。该子样本构成了一个独特的资源，用于研究已知源的相应近红外可变性，以及评估与X射线和伽马射线源相关的红外可变性。另一方面，我们样本中其他99.5%的来源构成了许多潜在的新物体，具有银河平面和凸出部严重拥挤和变红区域的变异信息。目前的研究结果还提供了一个重要的可查询资源进行变异性分析，并表征正在进行的和未来的调查，如TESS和LSST。
2020-05-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Investigation of the bi-drifting subpulses of radio pulsar B1839-04 utilising the open-source data-analysis project PSRSALSA
PSRSALSA开放源脉冲星数据分析项目的实用性和多功能性通过对射电脉冲星B1839-04的分析得以证明。本研究的重点是双漂移的现象，子脉冲的漂移方向是系统的不同，在不同的脉冲轮廓组件的效果。双漂移在脉冲星群中极为罕见。PSRSALSA中的各种工具，包括那些允许在子脉冲调制，其通量分布和偏振特性的周期性量化，被利用来获得PSR B1839-04的无线电特性的全面图片。特别地，利用子脉冲调制的波动谱中的二次谐波，令人信服地证明了双漂移的存在。双漂移确认与一个完全独立的方法，允许确定的平均调制周期。极化测量用于获得小于35度的磁倾角的鲁棒约束。两种不同的发射模式被发现的操作，与周期性的子脉冲调制只存在于较弱的模式。尽管调制周期的可变性和由模式改变引起的中断，但负责双漂移的调制模式在数年的时间尺度上被严格锁相，使得可变性在不同分量中是相同的。锁相意味着单个物理原点负责两个漂移方向。锁相是很难解释的许多模型，包括那些在文献中专门提出来解释双漂移，因此，他们被证明是不可信的。有人认为，在循环小束的框架内，双漂移可能会发生，如果循环严重扭曲，可能是由磁场中的扭曲。
2016-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
