Photometric variability in a warm, strongly magnetic DQ white dwarf, SDSS J103655.39+652252.2
我们在DQ白矮星SDSS J103655.39+652252.2（SDSS J1036+6522）中发现了光度变化。时间序列测光显示在1115.64751（67）s的周期处具有0.442% +/- 0.024%的振幅的相干单周期调制;没有观察到振幅>~ 0.13%的其他周期调制。这种调制的周期、幅度和相位在16个月内误差不变。SDSS J1036+6522的光谱显示了碳线的磁分裂，我们使用Paschen-Back形式主义来开发碳和氦混合大气的模型大气网格。我们的模型虽然依赖于几个过于简单的假设，但仍然用一组自洽的参数匹配了恒星的主要光谱和光度特性：Teff~ 15，500 K，log g ~9，log（C/He）=-1.0，平均磁场强度为3.0 +/- 0.2 MG。温度和丰度强烈表明，SDSS J1036+6522是一个热的，碳为主的DQ和冷的，氦为主的DQ之间的过渡对象。SDSS J1036+6522的变率具有与变热碳-大气白矮星（DQVs）相似的特征，但它的温度要低得多。SDSS J1036+6522的脉冲轮廓几乎是正弦的，与已知的磁性DQV的显著不对称的脉冲形状形成对比。如果SDSS J1036+6522中的变异性是由于与其他DQV相同的机制引起的，则脉冲形状不是DQV中不存在强磁场的明确诊断。目前尚不清楚SDSS J1036+6522和其他热DQV中变异性的根本原因是否相…
2013-04-10 astro-ph.SR
Characterisation of Sloan Digital Sky Survey Stellar Photometry
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）的数据档案中的恒星的光度特性，主要目的是了解整个数据集的光度校准。证实了对SDSS标准星进行的点源光度定标是全面严密的。我们还证实，光度合成的SDSS分光光度数据给出了宽波段通量，同意与宽波段光度误差不超过0.04 mag和小倾斜沿宽范围的颜色，验证的SDSS 2.5米望远镜系统的响应函数的特点。我们在SDSS测光系统中定位恒星，因此可以根据颜色信息将恒星大致分为光谱类。我们展示了金属丰度和表面重力如何影响颜色，以及SDSS总目录中所包含的恒星在颜色空间中绘制，显示出与金属丰度和表面重力变化的预期相匹配的分布。在SDSS总星表中的恒星、SDSS标准星和Gunn & Stryker的分光光度计恒星这三个样本之间，颜色-颜色图是完全一致的，特别是当考虑到样本的差异（主要是金属丰度）时。我们表明，G-R -逆温度关系是紧密的，可以作为一个很好的估计恒星的有效温度在相当宽的范围内的有效温度。我们还确认SDSS测光系统中G2 V恒星的颜色与太阳非常匹配。
2010-08-03 astro-ph.SR
Constraining the Galactic structure parameters with the XSTPS-GAC and SDSS photometric surveys
本文利用银河系南极中心测光巡天（XSTPS-GAC）和斯隆数字巡天（SDSS）的测光资料，计算了银河系平滑分量的整体结构参数。这些数据覆盖了近11，000度的$^2$天空区域和整个银河系纬度范围，使我们能够构建一个具有全球代表性的银河系模型。银河晕星的数密度分布符合幂律衰减的扁球体。最佳拟合分别产生轴比和幂律指数$κ=0.65$和$p=2.79$。然后用银河系模型拟合了三个矮星样本的$r$波段差分星计数.马尔可夫链蒙特卡罗分析产生的最佳拟合模型具有薄和厚盘刻度高度和长度为$H_{1}=$ 322\，pc和$L_{1}=$ 2343\，pc，$H_{2}=$ 794\，pc和$L_{2}=$ 3638\，pc，局部厚盘与薄盘密度比为$f_2=$ 11\，per\，cent，扁圆晕与薄盘的局部密度比为$f_h=$ 0.16\，per\，测得的恒星数分布与上述大部分天空区域的模型非常一致，显示出许多统计上显著的大尺度超密度，包括一些以前已知的子结构，例如室女座超密度和所谓的“北近结构”，以及在150 \degr $< l < $ 240 \degr ~和$-1$ 5 \degr $< b < $ $-$ 5 \degr之间的新特征，估计距离在1.0和1.5\，kpc之间。银河系在反中心的南北不对称性甚至比以前认为的还要强。
2016-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Blueprint for the Milky Way's Stellar Populations. II. Improved Isochrone Calibration in the SDSS and Pan-STARRS Photometric Systems
我们改进的识别和隔离的基础上更新的一组经验校准的恒星等时线在斯隆数字巡天（SDSS）和泛STARRS 1（PS1）测光系统的银河晕中的单个恒星星族。沿着银河本初子午线（$l=0^{\circ}$和$180^{\circ}$），其中自行和从盖亚DR 2的弛豫可以用来计算在银河系的静止框架中的恒星的旋转速度，我们使用所观察到的双色星等序列的恒星具有大的横向运动，这是由于在贫金属晕和厚盘与晕状运动学，分别的恒星群。盖亚序列直接约束模型颜色的颜色-星等关系，并有助于改进我们以前使用银河系星团的校准。基于这些更新的恒星等时线，我们证实了早期的结果存在的不同群体的恒星在金属丰度与旋转速度平面，并发现，分布的最贫金属（[Fe/H] $<-2$）的恒星在我们的样本可以使用两个单独的组分别在逆行和逆行轨道。在距银道面千秒差距的$4$ - $6$处，我们发现在近距离轨道上有近似相等比例的飞溅盘、富金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-1.6$）和贫金属晕（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.5$）。盖亚-香肠-土卫二、金属弱的厚盘和逆行晕结构（$\langle {\rm [Fe/H]} \rangle\sim-2.2$）大约构成了这些距离上其余恒星星族的$10\%$。
2020-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Matched photometric catalogs of GALEX UV sources with Gaia DR2 and SDSS DR14 databases (GUVmatch)
我们将GUVcat_AIS（Bianchi et al.2017）中的紫外（UV）源与具有相似深度和宽天空覆盖范围的光学数据库进行了匹配。GUVcat_AIS具有GALEX远紫外（FUV，λ_eff ~ 1528 λ）和近紫外（NUV，λ_eff ~ 2310 λ）测光，约8300万个光源，覆盖24，788平方度的天空，典型深度为FUV=19.9，NUV=20.8~ABmag。与盖亚和SDSS数据库的匹配在这里介绍。盖亚数据发布2（DR 2）覆盖了整个GUVcat足迹（Bianchi等人，2019），检测到约三分之一的$GUVcat\_AIS$源。我们发现31，925，294个Gaia~ DR 2对应于30，024，791个GUVcat_AIS唯一源，测光在$Gaia$ ~ $G$波段，通常也在$Gaia$ ~ $BP$和$RP$波段; 26，275，572个匹配具有视差测量，21，084，628/18，588，140/16，357，505的视差误差小于50%/30%/20%。与SDSS数据版本14（DR 14）的匹配产生了22，207，563个唯一GUVcat_AIS源的23，310，532个对应物，其中10，167，460个是点状的，总重叠面积为$\approx$ 11，100平方度（Bianchi等人，2019）}。SDSS为紫外光度法增加了五个光学量级：$u,g,r,i,z…
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Photometric and Spectroscopic Investigation of the DB White Dwarf Population using SDSS and Gaia Data
我们提出了一个全面的分析DB白矮星从斯隆数字巡天，根据模型拟合$ugriz$测光和中等分辨率光谱的SDSS。我们还利用了盖亚任务最近获得的精美的三角视差测量。使用所谓的光度和光谱技术，我们测量样品中每个物体的大气和物理参数（$T_{\rm eff}$，$\log g$，H/He，Ca/He，$R$，$M$），并比较从两种技术获得的值，以评估每种方法的精密度和准确度。然后，我们非常详细地探讨了DB白矮星的表面重力，恒星质量和氢丰度分布作为有效温度的函数。我们提出了一些明确的证据，大量人口的未解决的双退化双星组成的DB+DB，甚至DB+DA白矮星。根据我们的结果，我们最后讨论了DB白矮星的光谱演化，特别是DB-DA比作为$T_{\rm eff}$的函数的演化，我们重新讨论了DBA白矮星中氢的起源问题。
2019-08-05 astro-ph.SR
The Binary Dwarf Carbon Star SDSS J125017.90+252427.6
虽然矮碳（dC）星被普遍认为是双星，以解释$C_2$在其光谱中的存在，同时仍然接近主序星光度，直接观测证据的双星是非常稀缺的。本文报道了对$r=16.4$ dC星SDSS J125017.90+252427.6的光度和视向速度的2.92 d周期性的观测。这是第一颗测光双星dC，也是第二颗分光双星dC。光度周期与光谱观测的相对相位表明，光度变化是由于来自看不见的伴星的加热而产生的反射效应。观测到的dC分量的径向速度幅度（$K = 98.8\pm10.7$ km/s）与一颗白矮星的伴星一致，推测是早期向dC贡献碳的演化恒星，尽管必须发生了实质性的轨道演化。大型天气光度测量，如帕洛玛瞬变工厂，用于这项工作，可能会被证明是有用的识别双星之间的较短周期的dC星。
2018-03-02 astro-ph.SR
Pruning The ELM Survey: Characterizing Candidate Low-Mass White Dwarfs Through Photometric Variability
我们评估的光度变化与光谱Teff和日志（g）的ELM调查，位于他们附近的经验极低质量（ELM）白矮星不稳定带的值的9颗恒星。我们发现了三颗新的脉动星：SDSS J135512.34+195645.4，SDSS J173521.69+213440.6和SDSS J213907.42+222708.9。然而，这些是少数几个没有显示径向速度变化的ELM巡天天体之一，以确认氦核白矮星的二元性质。SDSS J135512.34+195645.4中占主导地位的4.31小时脉动远远超过了白矮星表面反射的理论截止值，这个目标很可能是一个高振幅的盾牌座δ振荡器，其表面重力被高估。我们估计的概率是小于0.0008，缺乏测量径向速度的变化，在其他八个脉动的候选人ELM白矮星可能是由于低轨道倾角。另外两个目标表现出光度双星的可变性。WD J030818.19+514011.5的19.342小时轨道的部分覆盖揭示了深食，这意味着主半径> 0.4太阳半径-太大而不符合ELM白矮星。我们的时间序列测光增加了对ELM白矮星分类的支持的唯一对象是SDSS J105435.78-212155.9，具有一致的多普勒波束和椭球变化的特征。我们解释说，ELM调查包含多个假阳性的另一个恒星星族在Teff < 9000 K，可能与sdA星最近报道的SDSS光谱。
2016-12-19 astro-ph.SR
Recalibration of SDSS photometric zero-points based on the InfraRed Flux Method temperature scale
Yunnan Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
利用红外流量法对6000多颗FGK型恒星的温度敏感性，确定SDSS ugriz系统所需的零点校正，发现u带偏移最大且与滤光片透射曲线相关，提供了一套基于IRFM温度尺度的修订零点。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
Observations of Faint Eclipsing Cataclysmic Variables
本文对Sloan数字巡天（SDSS J0920+0042，SDSS J1327+6528，SDSS J1227+5139，SDSS J1607.02+3623，SDSS J1457+5148）中的6个暗弱（V> 17等）激变变星（CV）进行了时间分辨测光。2006年2月至2009年3月期间，在土耳其图卜拉克国家天文台对这些物体进行了光学CCD光度观测。我们的目标是检测由热点调制引起的短时间尺度轨道变化，由物质从红星到白矮星的快速波动引起的闪烁结构，以及在静止时选择的短周期（P<4h）CV的轨道周期变化。从日食的时间和光变曲线形态有关的白矮星，吸积盘和热点的结果进行了讨论，为每个系统。对SDSS J1227+5139获得的短时间数据的分析表明，次级恒星的磁活动引起了周期性的变化。本文首先推导了SDSS J1607+3623的测光周期，并利用以前和新的测光资料对其他五个系统的光元素进行了改正。SDSS J1457+5148的性质并没有被精确地揭示出来，它的光变曲线显示出任何可能与轨道周期有关的周期性。
2010-09-01 astro-ph.SR
Central Stars of Planetary Nebulae in IPHAS and SDSS
行星状星云（PNE）的空间密度和出生率是高度不确定的。不同的研究得出了大范围的形成率，这导致了对低质量和中等质量恒星最终演化阶段的相互矛盾的想法。我们开始了一个项目，使用2kpc内的PNE样本来推断出生率。中心恒星将在PNe场中通过其光度颜色识别，然后用于建立改进的距离估计。为了方便这一点，我们已经创建了网格的光度颜色，用于约束恒星参数。到目前为止，我们的研究集中在SDSS和INT光度Halalpha调查（IPHAS）中的PNE。IPHAS是一个接近完整的北银河系平面巡天，在H α，r'和i'波段。许多以前未知的PNE已经被IPHAS发现。我们调查的PN出生率估计一个更完整的本地样本的影响。
2009-01-15 astro-ph.SR
Short-period Post-Common Envelope Binaries with Balmer Emission from SDSS and LAMOST Based on ZTF Photometric Data
本研究基于ZTF测光数据分析了约200个WDMS双星，发现55个短周期PCEBs，其中6个为新发现，并讨论了其发射线机制，可能源于恒星活动或热白矮星照射。
2024-07-18 astro-ph.SR
M Dwarfs in SDSS Stripe 82: Photometric Light Curves and Flare Rate Analysis
我们给出了SDSS Stripe 82中50，130 M矮星光变曲线的耀斑率分析。我们确定了271耀斑使用定制的变化指数搜索约250万光度观测通量增加的u和g波段。通过眼睛和PSF匹配和图像减法工具检查耀斑观察的每个图像，以防止假阳性。发现耀斑与安静光谱中H-α的出现密切相关。在99颗有光谱的耀斑星中，我们将8颗归类为相对不活跃的。耀斑的比例被发现强烈增加与红色的恒星在平静期间，这可以归因于增加耀斑的可见度和增加的活动比例的红色的恒星。耀斑部分与|Z|距离密切相关，因此大多数耀斑的恒星都在银河平面的300 pc范围内。我们导出了耀斑的u带光度，发现最亮的耀斑发生在早型M矮星上。对于在u < 22的恒星上，Δu \ge为0.7等的耀斑，我们对耀斑速率下限的最佳估计是1.3个耀斑/小时^-1平方度^-1，但随视线的不同会有很大的变化。
2009-06-11 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
On the SW Sex-Type Eclipsing Cataclysmic Variable SDSS0756+0858
我们对SDSS J075653.11+085831进行了光谱和光度研究。还尝试了X射线观察。我们测定了这一双星系统的轨道周期为3.29小时，它是一个深食系统，其光谱主要显示单峰的Balmer发射线和一条相当强的He II线。也有微弱的（通常是双峰）He I发射线以及几条吸收线的存在，Mg I是最突出的。所有这些特征都指向这个客体与越来越多的SW~ Sex型客体的联系。我们建立了一个SW~Sex系统的唯象模型，再现了观测到的光度和光谱特征。
2014-02-10 astro-ph.SR
A comprehensive spectroscopic and photometric analysis of DA and DB white dwarfs from SDSS and Gaia
我们提出了一个详细的光谱和光度分析DA和DB白矮星从斯隆数字巡天与三角视差测量可从盖亚任务。从$ugriz$测光拟合得到的温度和质量尺度对于DA和DB星都是合理的，分别具有几乎相同的平均质量$\langle M \rangle = 0.617~M_\odot$和$0.620~M_\odot$。从光谱学获得的类似结果的比较揭示了几个问题，我们的模型光谱纯氢和纯氦成分。特别地，我们发现DA星的光谱温度在$T_{\rm eff}\sim14,000$ ~K以上超过$\sim$测光值10%，而对于DB白矮星，我们观察到在$T_{\rm eff}\sim16,000$ ~K以下测光质量和光谱质量之间的巨大差异。我们将这些差异归因于我们的模型光谱中斯塔克和范德华展宽的不准确处理。尽管存在这些问题，从光谱学中得到的平均质量--分别为DA星和DB星的$\langle M \rangle = 0.615~M_\odot$和$0.625~M_\odot$--与从测光中得到的结果非常吻合。我们的分析还揭示了几个未解决的双退化双星，包括DA+DA，DB+DB，DA+DB，甚至DA+DC系统的存在。最后，我们利用盖亚星系检验了白矮星的理论质量-半径关系。我们发现，65%的白矮星与质量-半径关系的预测在1 $σ$置信水平内是一致的，从而为恒星简并理论提供了有力的支持。
2019-01-07 astro-ph.SR
Power-2 limb-darkening coefficients for the uvby, UBVRIJHK, SDSS ugriz, Gaia, Kepler, and TESS photometric systems
临边暗化是一种重要的恒星现象，在恒星光谱、食双星、凌日行星系统和微透镜事件的研究中必须考虑。幂-2边缘暗化定律与恒星大气模型预测的比强度很好地匹配：它优于其他两参数定律，仅被四参数定律超越。幂2定律的临边暗化系数的预测并不广泛可用。因此，我们计算它们，使用ATLAS（平面平行）代码生成的恒星大气模型。计算了盖亚、开普勒和TESS空间任务以及uvby、UBVRIJHK和SDSS ugriz测光系统的临边暗化系数。计算采用Levenberg-Marquardt最小二乘最小化方法进行，并以100个等距视角的分辨率进行计算。我们使用了9586模型大气覆盖19个金属丰度，有效温度为3500至50000 K，log g值从0.0至5.0，和微湍流速度为0，1，2，4和8公里。我们确认的幂-2法的优越性，在质量方面的配合，比其他两个参数的法律。这对于广泛使用的二次定律尤其重要。我们建议在需要双参数定律的情况下使用幂2定律。
2022-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Systematic Trends In Sloan Digital Sky Survey Photometric Data
我们调查的斯隆数字巡天（SDSS）测光从数据发布8（DR 8）在寻找系统的趋势，仍然存在的校准工作后，Padmanabhan等人。我们认为，在DR 8的光圈和点扩散函数（PSF）的幅度。使用重复观测的对象，我们发现，很大一部分的孔径幅度遭受约0.2-2%的系统趋势的PSF半峰全宽（FWHM）的函数，其幅度增加较暗的对象。PSF幅度的分析揭示了更复杂的系统趋势，类似的幅度作为PSF半高宽和物体亮度的函数。我们怀疑天空过减是最大振幅趋势的原因，作为PSF FWHM的函数。我们还检测系统的趋势，作为子像素坐标的函数的PSF幅度的峰到峰的振幅为~1.6毫微克和~4-7毫微克的过采样和欠采样的图像，分别。我们注意到，系统的趋势是相似的幅度报告的~1%和~2%的精度的SDSS光度在griz和u波段，分别，因此，他们的校正有可能大大提高SDSS光度精度。我们提供了一个专门用于此目的的{ \tt IDL}程序。最后，我们注意到，SDSS孔径和PSF幅度尺度通过偏离线性度约1- 4%的非线性变换而相关，这在没有校正的情况下使从孔径幅度导出的光度校准模型应用于PSF幅度无效，如已经针对SDSS DR 8所做的那样。
2012-06-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Late-Type Extension to MoVeRS (LaTE-MoVeRS): Proper motion verified low-mass stars and brown dwarfs from SDSS, 2MASS, and WISE
我们提出的晚型扩展的运动验证的红星（晚-MoVeRS）目录，包含46,463光度晚型（$>$ M5）矮星在斯隆数字巡天（SDSS）的足迹。结合SDSS数据发布12（DR 12）、2微米全天巡天（2 MASS）点源目录（PSC）和\emph{Wide-field Infrared Survey Explorer}（\emph{WISE}）AllWISE数据集的天体测量，计算了天体的自行。要求LatTE-MoVeRS对象具有显著的自行（$μ_\mathrm{tot} \geqslant 2σ_{μ_\mathrm{tot}}$）。使用LaTE-MoVeRS样本和\emph{Gaia}数据发布1，我们估计与组合的SDSS+2 MASS + \emph{WISE}数据集（$i < 21.3$）相比，对于极低质量物体（$>$ M5），\emph{Gaia}将完成$\sim$ 64\%。我们计算了光度距离和估计恒星的有效温度为晚MoVeRS目录。样本中的大多数矮星的距离为$< 150$ pc和$T_\mathrm{eff} < 3000$ K。13个物体被确定在晚MoVeRS与估计的光度距离在25 pc，以前没有被确定为附近的对象。我们还发现了一个新的物体，它具有大量的过量中红外线通量，这是以前没有发现的（2 MASS J11151597 $+$ 1937266）。这个物体似乎是$\sim$ …
2016-12-13 astro-ph.SR
High-precision 2MASS JHKs light curves and other data for RR Lyrae star SDSS J015450+001501: strong constraints for non-linear pulsation models
我们提出并讨论了非Blazhko ab型RR天琴座恒星SDSSJ015450+001501的广泛数据集，包括光学SDSS ugriz光变曲线和光谱数据，线性和CSS未过滤的光学光变曲线，以及红外2MASS JHK和WISE W1和W2光变曲线。最值得注意的是，2MASS获得的光变曲线包括近9000个测光测量，收集了3.3年，并提供了近红外变化的非常精确的视图。这些数据表明，静态大气模型不足以解释多波段光度光变曲线的行为，并提出了强有力的约束RR天琴座恒星的非线性脉动模型。这是一个挑战，建模者产生理论的光变曲线，可以解释这里提出的数据，我们公开提供。
2013-11-06 astro-ph.SR
The SDSS-HET Survey of Kepler Eclipsing Binaries: Spectroscopic Dynamical Masses of the Kepler-16 Circumbinary Planet Hosts
我们已经使用高分辨率光谱观测开普勒-16食双星作为一个双线系统，并测量两个恒星组件的精确径向速度。这些速度产生的动态质量比为q=0.2994+-0.0031。结合Doyle等人2011年从Kepler测光数据中测得的倾角i=90.3401+0.0016-0.0019 deg，我们得到了Kepler-16分量的动力学质量M_A=0.654+-0.017 M_sun和M_B=0.1959+-0.0031 M_sun，精度分别为2.5%和1.5%。我们的结果在~2%水平上证实了Doyle等人用他们的光度动力学模型得出的质量比，q=0.2937+-0.0006。这些是有史以来测量的低质量恒星的最精确的光谱动力学质量，并提供了一个重要的直接测试的结果从光度动力学建模技术。
2012-05-01 astro-ph.SR
Optical characterization of two cataclysmic variables: RBS 0490 and SDSS J075939.79+191417.3
我们提出了两个激变变星（CV），即RBS 0490和SDSS J075939.79+191417.3的光学光度和光谱观测。发现RBS 0490的光学变化周期为1.689 $\pm$ 0.001 hr，这似乎是该系统可能的轨道周期。目前对SDSS J075939.79+191417.3的测光观测证实并修正了先前确定的轨道周期为3.14240928 $\pm$ 0.0000096 hr。SDSS J075939.79+191417.3的光变曲线中存在的长持续日食特征表明日食可能是由于吸积盘和亮点造成的。利用日食形态学估计SDSS J 075939.79 +191417.3的轨道倾角为$\sim$ 78 $^\circ$。RBS 0490在轨道周期期间的相位光变曲线变化提供了来自独立的第二个吸积区域或第二个较暗的极的发射的证据。RBS 0490和SDSS J075939.79+191417.3的光谱显示存在强Balmer、弱He II（$λ$ 4686）发射线，以及检测到具有大的等效宽度值的强$Hβ$发射线。RBS 0490的特征似乎有利于低场极化，而SDSS J075939.79+191417.3似乎与非磁性系统相似。
2022-04-03 astro-ph.SR
Variability in Hot Carbon-Dominated Atmosphere (hot DQ) White Dwarfs: Rapid Rotation?
具有碳主导大气层的热白矮星（热DQ）是一类神秘的白矮星。除了缺乏氢和氦之外，这些恒星中的大多数都是高磁性的，并且很大一部分的光度变化很大。这种变化被归因于非径向脉动，但越来越多的数据使这种解释受到质疑。我们目前的短期变化在七个热DQ白矮星的研究。已知3个（SDSS J1426+5752、SDSS J2200-0741和SDSS J2348-0942）是可变的。它们的光度调制在至少两年的时间里是一致的，我们没有发现任何证据表明在不是谐波的频率上存在变化。我们提出了三个额外的热DQ（SDSS J 0236 -0734，SDSS J1402+3818和SDSS J1615+4543）的第一个时间序列测光;没有观察到变化，但信噪比低。最后，我们提出了SDSS J 0005 -1002的高速测光，已知表现出2.1 d的光度变化，我们没有观察到任何短期的变化。单周期性在脉动的白矮星中是罕见的，所以我们考虑光度变化是否是由于旋转而不是脉动;其他研究人员也提出了类似的假设。如果变化是由于旋转，那么热DQ白矮星作为一类包含许多快速旋转。由于这些恒星缺乏伴星，任何快速旋转的起源都不清楚-大质量祖星和双简并残余物都是可能的。最后，我们对未来的工作提出了建议，这些工作将最好地澄清这些罕见的，有趣的物体的性质。
2015-11-27 astro-ph.SR
Multi-wavelength characterization of stellar flares on low-mass stars using SDSS and 2MASS time domain surveys
我们提出了第一速率的耀斑从M矮星的红色光学和近红外（NIR）过滤器。我们已经研究了SDSS Stripe 82区域的约50，000 M矮星，以及来自2 MASS校准扫描点源工作数据库的1，321 M矮星，它们与SDSS成像场重叠。我们使用（r-i）和（i-z）颜色为样本中的每颗恒星分配从M0到M6的光度光谱类型。条纹82星每个有50-100个历元的数据，而2 MASS校准星有~1900个历元。从这些数据中，我们估计的观测率和理论检测阈值耀斑在八个光度带光谱类型的函数。光学耀斑率被发现与以前的研究一致，而每小时的近红外耀斑探测频率被发现是两个以上的数量级低。过量的小振幅通量增加，在所有波段表现出幂律分布，我们解释为耀斑低于我们的检测阈值的结果。为了研究每个滤波器对耀斑的恢复效率，我们将一个双分量耀斑模型扩展到近红外光谱中。用静止的M0-M6光谱模板预测了耀斑从u到Ks的光度响应。我们确定红色光学滤波器对u波段振幅>2等的耀斑敏感，而NIR滤波器对δ u>4.5等的耀斑敏感。我们的模型预测，M0星对J波段的探测具有最佳的颜色对比度，但是M4-M6星应该显示出最高的近红外耀斑率，其振幅为Δ J ~表征耀斑率和光度变化在较长的波长是重要的预测签名的M矮星的变化在下一代的调查，我们讨论了它们的影响，如LSST调查。
2012-02-10 astro-ph.SR
Determining Photometric Metallicities of dSph Stellar Populations
如果在SDSS发现的矮星系中有如此少的上部红巨星分支恒星，那么在没有广泛的光谱学的情况下，我们如何才能找到真正的种群结构？我们回顾最近的光度和光谱研究的超微弱矮星系，并确定一种新的方法估计[Fe/H]与华盛顿和斯特劳格伦过滤器的组合，使用Bootes I dSph作为一个例子。我们可以单独使用CT 1by滤波器来实现[Fe/H]的0.3 dex分辨率和年龄的0.5 Gyr分辨率。华盛顿和斯特劳格伦过滤器，C和V，是敏感的CN变化，然而，在恒星与大量的重元素的不足CN带是弱的，不重要。华盛顿和斯特罗姆格伦组合的[Fe/H]灵敏度至少是SDSS过滤器的两倍，这项工作在较低的红巨星分支上保持了该分辨率，其他校准失败。
2011-08-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
