A Distance Measurement to M33 Using Optical Photometry of Mira Variables
利用M33变率巡天、全景巡天望远镜和快速响应系统、帕洛玛瞬变工厂（PTF）、中间PTF和Zwicky瞬变设施等几次巡天观测的$\sim18$波段光变曲线，对1637个已知的长周期Mira变星的脉动周期进行了系统的分析和改进。基于这些光变曲线的集合，我们发现尽可能完整的光带光变曲线对于确定遥远的Miras周期至关重要。我们证明了机器学习技术可以用于基于$(J-K_s)$周期-颜色平面将Miras分类为富O和富C。最后，我们用富氧Miras和我们改进的周期$24.67 \pm 0.06$ ~mag，在最大光照下导出了到M33的距离模，与文献中推荐的值符合得很好。
2023-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-infrared Mira Period-Luminosity Relations in M33
我们分析了稀疏采样的近红外（JHKs）光变曲线的样本M33中的1781米拉变量候选人，最初发现使用I波段的时间序列观测。我们扩展我们的单波段半参数高斯过程建模的米拉光变曲线的多波段版本，并获得改进的周期测定。我们使用我们以前的结果在LMC候选Miras的近红外特性分类的M33样品的大部分到富氧或富碳的子集。我们推导出富氧Miras的周期-亮度关系，并确定M33的距离模量为24.80 ± 0.06等。
2018-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR stat.AP
Period changes of Mira variables in the M16-M17 region
利用OGLE GVS数据库在I_C波段分析了165个AGB变星的光变曲线，其中大部分是Miras，它们位于M16和M17之间（l=16，b=0）。与发表的光变曲线比较，大约50年前由P.~ Maffei使用柯达I-N感光板，使我们能够在任何恒星中发现没有显著的周期变化。值得注意的是，一些恒星的样本似乎已经大大改变了他们的平均光度，最引人注目的情况是KZ Ser。我们提供了一个更好的识别三颗恒星：IX Ser，NSV 10522，和NSV 10326，所有这些都是Miras。对Maffei发现但未分类的6颗恒星（GL Ser、NSV 10271、NSV 10326、NSV 10522、NSV 10677和NSV 10772）的光变曲线进行了分类，其中5颗为新的Miras，并确认了V391 Sct的R CrB性质。将Maffei使用的震级标度与现代I_C震级标度进行了比较。
2022-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variable Red Giants Exploration with MASTER Robotic Net: Main Algorithms and Study of Three Mira-type Targets
Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学）
本文探讨MASTER机器人望远镜网络研究变红巨星的能力，报告了三个与长周期变红巨星相关的光学暂现源的发现及历史光变曲线，通过光谱验证确认了其中一颗碳星的平均亮度增长但恒定脉动周期，推测可能存在长周期二次星。
2026-02-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
A New Sample of Mid-Infrared Bright, Long-Period Mira Variables from the MACHO Galactic Bulge Fields
利用来自银河系天体观测卫星数据档案的时间序列测光法对银河系隆起方向的中红外明亮天体进行了研究，从而发现了大量的长周期变星。其中，共确定了192个真正的米拉变量，据我们所知，这是第一次在这里报道。再加上我们以前的调查结果，我们从而使米拉变量的数量发现在银河系膨胀领域的一个新的总数为1286颗恒星。给出了所有新的Mira变星的光变曲线、折叠光变曲线和概要数据，并研究了它们在色-色、周期-色和周期-星等空间中的性质。与我们的预期一致，目前的中红外明亮天体样本主要由发光的长周期变星组成。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Continuum Elimination in Identifying Circumstellar Dust around Mira
渐近巨星分支（AGB）恒星是宇宙尘埃的主要贡献者。通常，AGB恒星周围的尘埃是通过辐射转移（RT）建模，或通过简单的解构观察到的光谱。然而，所采用的方法各不相同。使用档案光谱，光度，和时间的原型尘埃星，米拉的数据，我们确定其星周硅酸盐尘埃颗粒。这是通过将观测到的光谱特征的位置和宽度与实验室数据相匹配来实现的。为了正确地进行这种比较，有必要考虑连续谱发射。在这里，我们调查的各种方式，在其中一个连续的观测光谱和它如何影响光谱特征的解释被淘汰。我们发现，虽然精确的连续体形状和温度不会对尘埃光谱特征的位置和形状产生关键影响，但重要的是要以特定的方式消除连续体。重要的是要了解什么有助于光谱，以消除连续的方式，允许与实验室光谱的候选尘埃物种进行比较。我们的方法适用于光学薄系统，如米拉。更高的光学深度将需要RT建模，这不能包括许多不同的潜在天体矿物，因为缺乏复杂的折射率。最后，我们发现，Mira所表现出的经典硅酸盐特征与真正的无定形硅酸盐本身并不一致，但可能最好用小的氧化铝贡献来解释，以匹配所观察到的10微米特征的FWHM。
2021-07-28 astro-ph.SR
Period estimation for sparsely-sampled quasi-periodic light curves applied to Miras
我们建立了一个非线性半参数高斯过程模型，用来估计具有稀疏采样光变曲线的Miras周期。该模型使用正弦基础的周期性变化和高斯过程的随机变化。我们使用极大似然来估计高斯过程的周期和参数，同时整合出模型中其他滋扰参数的影响，相对于从早期研究中获得的合适的先验分布。由于周期的可能性是高度多模态的，我们实现了一种混合方法，该方法适用于高斯过程参数的拟牛顿算法，并在密集网格上搜索周期/频率参数。一个大规模的，高保真度的模拟进行模仿由M33天气恒星巡天获得的米拉光变曲线的采样质量。模拟数据集是公开的，可以作为一个测试平台，为未来评估不同的周期估计方法。半参数模型优于现有的算法在此模拟测试数据集上测量的周期恢复率和质量所产生的周期亮度关系。
2016-11-17 astro-ph.IM astro-ph.SR stat.AP
Phase-dependent photometric and spectroscopic characterization of the MASTER-Net Optical Transient J212444.87+321738.3: an oxygen rich Mira
我们描述了一个新的光谱确认的Mira变量的时间依赖性，该变量于2013年被发现为朝向天鹅座的MASTER-Net Optical Transient（OT）J212444.87+321738.3。我们已经进行了长期的光学/近红外（NIR）光度和光谱观测，以表征对象。从光学/近红外光变曲线，我们估计465 $\pm$ 30天的变化期。所观察到的光变曲线的波长依赖幅度范围从$Δ$ I $\sim$ 4 mag到$Δ$ K $\sim$ 1.5 mag。（J-K）色指数随相位变化从1.78到2.62 mag。有趣的是，与其他Miras一样，光学和近红外光曲线之间也存在60天的$\sim$相位滞后。我们的光学/近红外光谱显示TiO，VO，CO的分子特征，和强的水带，这是一个典型的富氧米拉签名。我们排除了S型或C型，因为在1.03和1.06 $μ$ m处的ZrO带和在1.77 $μ$ m处的$C_2$带不存在。我们估计的有效温度的对象从SED，距离和光度从标准的周期亮度关系。光学/近红外光谱显示时间依赖的原子和分子特征（例如TiO、NaI、CaI、H $_2$ O、CO），如Miras中常见的。这样的光谱观测对于研究Miras的脉动变化是有用的。
2018-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Zwicky Transient Facility and Globular Clusters: the gr-Band Period-Luminosity Relations for Mira Variables at Maximum Light and Their Applications to Local Galaxies
本研究利用ZTF数据和球状星团Mira变星建立最大亮度处gr波段周光关系，测定五个近邻星系距离，并明确其仅适用于短周期Mira变星。
2023-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the stellar activity of the Mira AB binary with ALMA
我们根据ALMA科学验证观测结果，在波段3（~94.6 GHz）和波段6（~228.7 GHz），从二进制Mira A（o Ceti）和Mira B中，给出了毫米连续波长的大小，形状和通量密度。Mira AB系统已被ALMA观测到，空间分辨率低至~25 mas。解析了Mira A的扩展大气层和Mira B源周围的风场，并导出了Mira A和Mira B周围电离区的大小。还导出了频带3内（89 - 100 GHz之间）和频带3与频带6之间的谱指数。发现Mira A的光谱指数从波段3内的1.71 ± 0.05变化到波段3和6之间的1.54 ± 0.04。Mira B在波段3的光谱指数为1.3 ± 0.2，与较长波长的测量结果非常一致。然而，它在频带之间上升到1.72 +-0.11。这是第一次在这些频率下解析恒星的扩展大气层，Mira A在波段3的直径为~3.8x3.2 AU（亮度温度Tb~5300 K），在波段6的直径为~4.0x3.6 AU（Tb~2500 K）。此外，在Mira A的星盘上还发现了一个亮度约为0.4AU、Tb约为10000 K的亮热点。发现Mira B的吸积盘周围的电离区大小约为2.4 AU。在Mira B周围的辐射与靠近Mira B的吸积盘的Mira A引力束缚物质的部分电离风的辐射一致。Mira A的大气层并不完全符合预测，波段3的亮度温度明显高于预期，可能是由…
2015-04-18 astro-ph.SR
Preliminary Analysis of ULPC Light Curves Using Fourier Decomposition Technique
最近对超长周期造父变星（ULPC）的研究表明它们可以作为距离指示器，但没有评论它们与其他类型的变星的关系。在这项工作中，我们使用傅立叶分析来量化的ULPC光变曲线的结构，并比较它们的经典造父变星和米拉变量。我们的初步结果表明，ULPC的低阶傅立叶参数在共振后10天左右呈现出经典造父变星定义的连续趋势。但是它们的傅立叶参数与Miras的傅立叶参数也有重叠，这使得单凭光变曲线信息很难对长周期变星进行分类。
2013-09-17 astro-ph.SR
Difference of photometric properties between regular and non-regular Miras in the Magellanic Clouds
Mira变星是渐近巨星分支脉动星，具有长的脉动周期和光学波段的大振幅。通过将随机森林算法应用于麦哲伦云Miras的I波段光变曲线，我们将其分为规则Miras和非规则Miras。其中，非规则Miras除了它们的主脉动周期之外还表现出长期变化。我们的研究结果证实，最大光的周期光度关系有一个较小的色散，但只发生在经常富氧（O-丰富）的Miras，我们建议在未来的距离尺度的工作中应用。我们还收集了这些Miras的多波段测光进行光谱能量分布（SED）拟合与恒星和尘埃成分，显示了显着的一部分尘埃是存在于周围的非正规Miras。根据我们的研究结果，我们认为在不规则的Miras中看到的周期性长期变化可能是由于尘埃的存在。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous inference of periods and period-luminosity relations for Mira variable stars
Mira变星的周期-光度关系（PLR）是确定天文距离的重要工具。估计PLR的常用方法是两步程序，首先估计Mira周期，然后对对数周期进行幅度的线性回归。当光变曲线稀疏且有噪声时，周期估计的准确性降低并且可能遭受混叠效应。一些方法通过以显著的计算成本为代价并入复杂的模型结构来提高精度。现有方法的另一个缺点是它们仅提供点估计而没有适当估计不确定性。为了克服这些挑战，我们开发了一个分层贝叶斯模型，同时模型的准周期变化的米拉光变曲线的集合，同时估计他们共同的PLR。通过PLR借用优势，我们的方法自动减少了混叠效应，提高了周期估计的准确性，并能够表征估计的不确定性。我们开发了一个可扩展的随机变分推断算法的计算，可以有效地处理多峰后验的周期。模拟结果表明了该方法的有效性，并将其应用于本星系群M33中的Miras观测。在不使用特别的周期校正技巧的情况下，我们的方法实现了与已发表的工作一致的M33的距离估计。我们的方法也显示出优越的鲁棒性，光变曲线的下采样。
2021-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR stat.AP
The M33 Synoptic Stellar Survey. II. Mira Variables
我们提出了一种新的半参数周期图技术加上随机森林分类器的发现1847米拉候选人在本星系群M33。这些算法被应用于之前由M33天气恒星巡天获得的~2.4x10^5 I波段光变曲线。我们推导出了光学、近红外和中红外波段的周期光度关系，并将其与大麦云云的相应关系进行了比较。
2017-03-24 astro-ph.SR stat.AP
Hubble Space Telescope Observations of Mira Variables in the Type Ia Supernova Host NGC 1559: An Alternative Candle to Measure the Hubble Constant
我们提出了长达一年的，近红外哈勃太空望远镜WFC 3观测用于寻找米拉变量NGC 1559，主星系的Ia型超新星（SN Ia）2005 df。这是第一次专门在SN Ia宿主中搜寻Miras，高度演化的低质量恒星，随后是第一次使用Miras在历史上扮演造父变星的角色来校准SN Ia光度。我们根据它们的光变曲线特性鉴定了115个P < 400天的富氧Miras样品。我们发现，在米拉周期光度关系（PLR）的散射是可比的造父变星PLRs中看到的Ia超新星宿主星系。利用在NGC 4258中发现的富氧Miras样品和它的脉泽距离，我们测量了NGC 1559的距离模μ 1559 = 31.41 +/- 0.050（统计学）+/- 0.060根据正常的、观测良好的、低红化SN 2005 df的光变曲线，我们获得了超新星Ia的基准绝对星等MB 0 = -19.27 +/- 0.13 mag。根据超新星Ia的哈勃图，我们发现H 0 = 72.7 +/- 4.6 kms-1 Mpc-1。结合NGC 4258超脉泽和大麦云云的食双星的定标，给出了最佳的H 0值为73.3 +/- 4.0 km s-1 Mpc-1。这一结果与使用造父变星和多个校准超新星Ia推导出的哈勃常数相差不到1 σ。这是第一个四个预期的校准SN Ia光度从Miras，这应该减少误差H 0通过Miras到~ 3%。根据目前的哈勃张力和JWS…
2019-12-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
Preliminary analysis of periodogram shapes and their classification
对GCVS中记录的47颗RV型星进行了周期图分析。这里应用于RV型星的研究方法以前曾应用于长周期变星、米拉型星和半变星。周期图以前是根据它们的形状分类的，或者更确切地说是根据某些结构的存在或不存在：两个峰的比例为2：1，这些峰处的卫星的存在表明拍的结果。表1显示了分类组。所有三个组的恒星周期图的例子都显示出来。该研究确定了最有可能不属于RV金牛座类型的恒星。我们对SU Gem星进行了详细的研究，结果表明它具有Mira型或半正则型的光变特征。结果总结见表2。元素计算数据库AAVSO，AFOEV和ASAS。根据我们的研究，GCVS中规定的50天的时间并没有显示出来。根据不同数据库的观察，684天的期限在682天至715天的范围内指定。
2019-12-27 astro-ph.SR
Long-Period Variability in o Ceti
我们进行了一个新的和敏感的搜索长周期可变性的原型的米拉类的长周期脉动变量，鲸鱼座o（米拉A），最接近和最明亮的米拉变量。我们使用从1902年至今的完整光变曲线进行了这项搜索，这些光变曲线是从世界各地五个主要变星观测组织的视觉数据档案中收集的。我们应用了几种时间序列分析技术，以寻找两种特定的变化：长的次要周期（LSP）长于主脉动周期的~333天，和长期周期变化的主脉动周期本身。数据质量足以探测到光度振幅为0.05等或更小的相干周期性变化。我们没有发现证据表明鲸鱼座o中的相干LSP限制在0.1等，其中振幅限制是由内在的，随机的，表示“低”之义频率变异性约为0.1马格。我们勉强检测到轻微调制的脉动周期类似的时间尺度中观察到的Miras有曲折的周期，但周期幅度要低得多，为+/-2天。然而，我们确实在鲸鱼座o的长期光变曲线的傅立叶光谱中发现了低频幂律成分的明确证据。在1000天的周期内，这种随机变化的幅度约为0.1等，并且在比这更长的周期内表现出周转。这个光谱与在红超巨星中观察到的红噪声光谱相似。
2009-02-20 astro-ph.SR
A three-dimensional map of the Milky Way using 66,000 Mira variable stars
我们使用光学引力透镜实验（OGLE）巡天发现的65，981颗Mira变星研究银河系的三维结构。Mira星的空间分布进行了分析与模型包含三个酒吧组件，包括X形盒状组件在银河系中心（GC），和一个轴对称盘。我们考虑到距离的不确定性，通过实施贝叶斯分层推理方法。到GC的距离是$R_0 = 7.66 \pm 0.01 \mathrm{(stat.)} \pm 0.39 \mathrm{(sys.)}$ kpc，而隆起的长轴对太阳-GC视线的倾角是$θ= 20.2^\circ \pm 0.6^\circ \mathrm{(stat.)} \pm 0.7^\circ \mathrm{(sys.)} $。我们提出，第一次，一个详细的三维地图的银河系组成的年轻和中等年龄的恒星星族。我们的分析提供了独立的证据，为X形隆起组件和喇叭形磁盘（被扭曲）。我们提供了完整的数据集的Miras的属性，用于计算在这项工作中。该表包括：平均亮度和振幅在九个光度带（覆盖从0.5到12 $μ$ m的波长范围），光度化学类型，估计消光，并计算距离与其不确定性为每个米拉变量。到Mira星的距离精度中值为$6.6\%$。
2022-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light curve spectral energy distribution fitting of 13 carbon-rich Mira variables stars in the Small Magellanic Cloud
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波迪斯特里安大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Geneva（日内瓦大学）；Koninklijke Sterrenwacht van België（比利时皇家天文台）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本研究通过相位分辨SED拟合，动态追踪SMC中13颗富碳米拉变星的物理参数，揭示温度、光学深度和光度的周期性变化，并恢复周光关系，强调时间分辨方法的重要性。
2026-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Radio Light Curve of the Gamma-Ray Nova in V407 Cyg: Thermal Emission from the Ionized Symbiotic Envelope, Devoured from Within by the Nova Blast
我们提出了多频无线电观测的2010年新星事件的共生二进制V407天鹅座，获得与卡尔G。Jansky超大型阵列，覆盖1-45 GHz，发现后17-770天。这颗新星-第一次在伽马射线中被探测到-显示了一条由米拉巨伴的风主导的射电光变曲线，而不是新星喷出物本身。当风被新星爆发电离时，射电光度增加，当风被新星激波从内部猛烈加热时，射电光度减弱。这项研究标志着这种物理机制首次被证明主导了天体物理瞬变的射电光变曲线。我们没有观察到新星喷出物的热信号或激波的同步辐射，因为这些成分隐藏在米拉风的吸收屏后面。我们估计Mira风的质量损失率为Mdot_w ~ 10^-6 M_sun/yr。我们还介绍了在2010年新星之前唯一对天鹅座V407的无线电探测，这是从未发表的1993年VLA档案数据中收集的，它表明即使在平静期，米拉风的无线电光度也会变化>~20倍。虽然天鹅座V407可能拥有一颗巨大的吸积白矮星，使其成为Ia型超新星的候选祖先系统，但围绕着天鹅座V407的致密且径向连续的环双星物质与大多数Ia型超新星的观测环境不一致。
2012-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mira variables in the Milky Way's nuclear stellar disc: discovery and classification
银河系的核恒星盘的性质提供了关于棒形成时代的关键信息。Mira变星是研究核星盘的最有希望的明亮候选者，并通过它们的周期-年龄关系剖析其恒星形成历史。我们报告的样本$1782$米拉变量候选人在中央$3\times3\,\mathrm{deg}^2$的银河系使用多历元红外VISTA变量通过Lactea（VVV）调查。我们描述了用于选择候选变星的算法，然后使用周期图和高斯过程方法模拟它们的光变曲线。结合WISE、2 MASS等文献测光方法，对多波段光变曲线进行建模，细化周期，考察不同测光波段间的振幅变化。Mira变星的红外亮度意味着许多太亮而被VVV错过。然而，我们的样本遵循一个定义良好的选择函数，正如人造星测试所预期的那样。多波段光度学是用星周尘埃模型模拟的，该模型考虑了质量损失率。我们证明了我们的样品的$\gtrsim90$ %是如何与富O化学相一致的。与周期光度关系的比较表明，大部分短周期恒星位于银河系中心距离。许多较长周期的变星都是非常多尘的，在富O麦哲伦云和太阳邻域的周期光度关系下显着下降，并表现出$\sim2.5\times10^{-5}M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$的高质量损失率。周期分布似乎与形成$\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$前的恒星核盘一致，尽管不可能解开恒星核盘和污染凸起的相对贡献。
2022-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dynamic atmospheres of Mira stars: comparing the CODEX models to PTI time series of TU And
我们对AGB上恒星演化的理解仍然面临许多困难。为了改善这一点，量化的了解大振幅的大气层和解释的基本恒星参数是必不可少的。我们希望通过与TU And的时间分辨分光光度和干涉PTI数据集的对抗来评估最近发布的CODEX动力学模型大气在代表M型Mira变量方面的有效性。我们校准的干涉K波段时间序列的高精度。这导致了50个夜晚的观测，涵盖了随后的8个脉动周期。在每个相位处，获得2.2 $μ$ m处的通量，以及K波段上5个通道中的光谱形状和可见度点。我们比较了相关的动态，自激CODEX模型的数据集。在视觉最小相位处，光谱和维生素都一致地再现。在接近最大值时，我们的观测结果表明，目前的模型预测的光球过于紧凑和炎热，我们发现扩展的大气层缺乏H2O不透明度。由于目前模型参数空间的覆盖面很小，需要更多的模型才能就差异的原因得出确切的结论。我们认为，TU和，可以解除的差异，通过采用较低的混合长度参数的值结合恒星质量的增加和/或金属丰度的减少，但这需要释放一个扩展的模型网格。
2012-01-27 astro-ph.SR
AGB candidates in the field of gamma Cas
我们报告的光谱和光度监测的530个候选AGB星的样本在5度的领域，从IPHAS目录中选择：历史光变曲线来自Asiago IR板在1965年至1984年。我们发现了10个Miras，5颗星有长期趋势，3颗半规则和3颗不规则。CCD狭缝光谱的光谱类型给出了8颗M型星、7颗C型星和6颗S型星。在IPHAS星表和2 MASS星表的色-色图中，S型星和M型星占据相同的区域，而C型星被很好地分离。所有的C型恒星红外过剩表现出长期的光变曲线的趋势。根据它们的周期和K星等估计，Mira恒星的距离中值为4.9 kpc，并且有很大的差异。简要地讨论了与盖亚DR 2天体测量仪的比较。
2018-05-23 astro-ph.SR
Semi-regular red giants as distance indicators I. The period-luminosity relations of semi-regular variables revisited
半规则变星（英语：Semi-regular variable）（SRVs）在亮度上与Miras相似，也遵循PLR，但不一定与Miras相同。作为潜在的标准烛光，它们比Miras更具挑战性，因为它们的变化幅度更小，光变曲线更不规则，但它们数量更多，特别有希望探测古老的恒星星族。我们的目标是表征的变异性的SRVs，重点是他们与Miras的连接，以准备地面调查其潜力的距离指标。我们检查SRVs和Miras的麦哲伦云OGLE-III的观测数据，从盖亚和2 MASS。在清洁样品的变化周期无关的脉动，我们分类每个源的化学类型和组合的脉动模式。我们检查的结果在全球光度和脉动性能。我们确定了四个SRVs组，适合理论预测的一般进化情景。由基模脉动主导的SRVs与Miras非常相似，特别是如果是单周期的。它们进一步分裂成两个亚群，其中一个在周期光度和周期振幅图中遵循与Miras相同的序列，没有间断。Miras和SRVs之间的相似性表明，后者可作为前者的补充距离指标，从而使适合用作距离指标的LPV的可用数量至少增加一倍。Miras和SRV之间的传统的基于幅度的分离不一定是合适的，并且更物理上合理的标准还应该包括脉动周期。虽然这将需要相对较长的时间序列，但由于目前和未来的大规模调查，预计在未来几年内，即使是薄弱的来源也可以获得这些数据。重新分类的LPV表已公布。
2021-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The light curve of T Cephei: humps, long-term changes and recent phenomena
基于AAVSO数据库近150年观测数据，分析了Mira变星T Cephei的136个周期，发现驼峰现象与TiO分子不透明度相关，并报告了近期周期中振幅下降、周期缩短及下降支出现驼峰等前所未有行为。
2026-06-01 astro-ph.SR
Blending-induced beating and emission in the symbiotic star Terz V 2513
Charles University（查理大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Kleinkaroo Observatory（克莱因卡鲁天文台）；University of Warsaw（华沙大学）
本研究通过多波段观测揭示Terz V 2513的混合效应及共生新星爆发历史，修正了文献中对其的误识别。
2025-11-28 astro-ph.SR
Pulsations along the Asymptotic Giant Branch (AGB): a global view
Viet Nam National Space Center, Vietnam Academy of Science and Technology（越南国家航天中心，越南科学技术院）
本文针对AGB恒星脉动研究仅局限于米拉变星的缺陷，分析大样本半规则与不规则变星，揭示两类不同演化路径的AGB恒星及其后代特征，探讨其富氧到富碳的转变及质量等影响因素。
2026-08-03 astro-ph.SR
Infrared Variability of Carbon Stars in the LMC Observed with NEOWISE-R
本研究利用WISE 16年观测数据分析了LMC中11,134颗碳星的红外变星特性，识别出672个类Mira变星（含227个新候选体），并建立了可见光与红外波段的周期-星等及周期-颜色关系。
2025-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen rich cool stars in the Cepheus region, New observations. III
本文给出了KP 2001星的中分辨率CCD光谱和R测光。我们修正了3900 - 8500 A范围内恒星的光谱分类。根据NSVS（Northern Sky Variability Survey）数据库中的光变曲线，我们将KP 2001 -18，KP 2001 -176分别归类为半正则型和Mira型变星。对于所有观测对象，使用VStar软件进行NSVS相位依赖光变曲线分析和变异类型分类。利用周期光度关系计算了MK星等和到变星的距离。
2015-09-06 astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Nearly 66,000 Mira stars in the Milky Way
我们展示了在光学引力透镜实验（OGLE）项目数据库中发现的65,981颗米拉型变星。三分之二的样本（40，356个物体）位于银河系的球区，而25，625颗恒星位于银河系的圆盘中。绝大多数收藏品（47，532件）是新发现的。我们提供了Mira变星的基本观测参数：赤道坐标、脉动周期、$I$波段和$V$波段的平均星等、$I$波段的亮度振幅以及在其他变星星表中的识别。我们还提供了$I$ -波段和$V$ -波段时间序列测光收集自1997年以来在OGLE-II，OGLE-III和OGLE-IV阶段。经典的选择过程，即，主要是基于经验丰富的天文学家对光变曲线的目视检查，使我们获得了高纯度的目录。因此，该集合可以用作机器学习分类算法中的训练集。使用相邻OGLE字段的重叠部分，我们估计目录的完整性约为96%。我们比较和讨论了位于银河系不同区域的Miras的统计特征。我们展示了恒星的例子，随着时间的推移，改变自己的类型，从一个半定期变量，米拉，反之亦然。这个数据集非常适合研究银河系的三维结构，它可能有助于解释X形凸起之谜。
2022-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A massive AGB donor in Scutum X-1: Identification of the first Mira variable in an X-ray binary
共生的X射线双星Sct X-1被认为是第一颗从红超巨星伴星吸积而来的中子星。尽管已知近50年，但仍然缺乏供体的详细表征，特别是由于朝向源极高的变红（$A_V\gtrsim25$ mag）。在这里，我们提出i）改进本地化的对应使用盖亚和钱德拉观测，ii）第一个宽带红外光谱（$\approx1-5\,μ$ m; $R\approx 2000$）获得的SpeX的美国宇航局红外望远镜设施和iii）$J$波段光曲线从帕洛玛加蒂尼-IR调查。红外光谱的特征在于：i）深吸水特征（H $_2$ O指数$\approx 40$ %），ii）强TiO、VO和CO特征，和iii）弱/不存在CN线。我们发现这些特征与已知的红超巨星不一致，但建议M8-9 III型富O的Mira施主星。我们报告发现的大振幅（$ΔJ\approx3.5$ MAG）周期光度变化表明脉冲周期为$621\pm36\,{\rm(systematic)}\pm8\,{\rm(statistical)}$天，我们用它来限制捐助者是一个相对明亮的米拉（$M_K=-8.6\pm0.3$ MAG）在$3.6^{+0.8}_{-0.7}$千秒差距的距离。将这些特征与最近的模型进行比较，我们发现供体与年龄为$\approx 0.1-0.3$ Gyr的$\approx 3-5$ M $_\odot$恒星一致。总之，我们表明，Sct X-1以前被错误地…
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Atlas of the Light Curves and Phase Plane Portraits of Selected Long-Period Variables
对一组Mira型星、半正则变星和一些RV Tau型星，计算了它们的极限环，并利用相平面图绘制了极限环。作为广义坐标x和$\dot{x},$，我们使用了$ϕ$ -恒星的亮度及其相位导数。我们已经使用平均相位光变曲线，使用来自AAVSO、AFOEV、VSOLJ、ASAS数据库的不同作者的观测，并使用统计最优度的三角多项式近似。作为广义坐标x和$\dot{x}$，我们使用了m -恒星的亮度及其相位导数。对于一个简单的类正弦光变曲线，极限环是一个简单的椭圆。在更复杂的光变曲线的情况下，其中谐波在统计上是显著的，极限环偏离椭圆。在除了经典的分析，我们使用的平滑函数及其衍生物的误差估计，以限制在相平面中的“误差走廊”。
2017-11-21 astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: II. Pulsation properties and mass-loss process of the Mira star R Car and the red supergiant VX Sgr
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur (OCA), CNRS, Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Charles University（查理大学）；Schmidt Sciences（施密特科学公司）
研究红超巨星和渐近巨星分支恒星质量损失过程，通过VLTI - GRAVITY对R Car和VX Sgr观测，获取角直径等数据，发现二者脉动特性及质量损失过程不同，为相关恒星研究提供新认知。
2026-07-28 astro-ph.SR
A Spitzer/IRAC Characterization of Galactic AGB and RSG Stars
我们提出了新的斯皮策/IRAC观测的55个尘埃长周期变星（LPVs，48 AGB和6 RSG星）在银河系中，有不同的化学，变异类型，和质量损失率。富氧AGB星（包括内禀S型）的[3.6]-[8.0]颜色比碳星的[3.6]-[4.5]颜色更红，这是因为硅酸盐特征增加了8.0 μm IRAC波段的通量。对于包括5.8 μm波段的颜色，碳星分成两个不同的序列，可能是由于一个可变的光球C $_3$特征，只有在相对清晰，低质量损失率的来源中才能看到。半规则变星在[3.6]-[8.0]颜色上比Miras有更小的IR过量，这与半规则变星不连续地失去质量的假设一致。Miras在更长的时间内有更红的颜色，而半正则变星则没有。银河系的AGB星遵循麦哲伦云的周期光度序列。米拉变星沿基本脉动序列分布，而半正则变星则主要分布在泛音序列上。我们还导出了质量损失率与[3.6]-[8.0]颜色之间的关系。拟合的形状与其他作者在LMC中发现的AGB相似，但在整体归一化方面存在差异，这可能是由于用于推导质量损失率的模型中的不同假设。我们发现，IR颜色不是唯一的化学类型的鉴别器，建议谨慎使用颜色选择技术来推断返回ISM的AGB灰尘的化学成分时。
2015-01-12 astro-ph.SR
Long-term Simultaneous Monitoring Observations of SiO and H2O Masers toward the Mira Variable WX Serpentis
本研究通过12年的射电监测，发现米拉变星WX Serpentis的SiO与H₂O脉泽强度变化均与光学光变相关但相位滞后不同，且H₂O脉泽存在非对称外向流，证实热脉动渐近巨星分支早期已出现非对称外流结构。
2025-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Light Curve Shapes as a Key to Resolving the Origin of Long Secondary Periods in Red Giant Stars
我们提出了一个研究的OGLE光变曲线的红巨星表现出长的次级周期（LSP）-一个神秘的现象，通常观察到的恒星上红巨星分支和渐近巨星分支。我们表明，LSP星的光变曲线基本上是相同的斑点变星的光球上有一个黑点。这样的行为可以解释为一个尘埃云的存在，它与一个低质量的伴星一起在一个封闭的圆形轨道上绕着红巨星运行。我们认为，二进制方案是在协议的LSP变量的观测特性，包括非正弦形状的径向速度曲线。
2014-04-16 astro-ph.SR
RRab variables with identical light-curve shapes at different pulsation periods
在本文中，我们报告的RRab星的检测与准相同形状的光变曲线，但周期差异大到$0.05-0.21$ d使用银河系隆起数据的OGLE-IV调查。我们已经研究过周期短于Oosterhoff~I隆起的恒星。这些恒星通常具有较小的振幅和较大的傅立叶相位差比典型的隆起RRab星在同一时期。这些“异常”恒星中有许多都有良好的光变曲线，没有任何Blazhko调变的迹象。检查它们的傅立叶参数显示，其中几颗恒星的光变曲线与典型的天琴座RR核球非常相似。基于OGLE $I$波段的数据，我们发现了数百个在“异常”和“正常”位置RRab星之间具有不同周期的准相同形状的光变曲线对。OGLE $V$波段，以及存档的VVV和ESTO巡天$K_s$ -，$b$ -和$r$ -波段数据也被检查了光变曲线形状的相似性。最后，149对相同形状的光变曲线在每个可用的光度带被确定。用经验公式计算变星的物理性质，得到了短周期变星的[Fe/H]、$M_V$、$R/R_\odot$和$T_{\mathrm{eff}}$值之间的平均差值$-0.5$ ~dex、$-0.13$ ~mag、0.67和165~K，短周期变星比长周期变星贫金属少、暗、小、热。解释具有不同物理性质和脉动周期但具有相同形状光变曲线的变量的存在是建模的一项具有挑战性的任务。
2022-09-22 astro-ph.SR
Phase Plane Analysis of the Photometrical Variations of Long-Period Variables
利用相平面图分析了一组Mira型星和半正则变星的相光变曲线。作为广义坐标x和$\dot{x}$，我们使用了m -恒星的亮度及其相位导数。我们已经使用了平均相位光变曲线，使用了不同作者的观测结果。这些数据通常跨越很长的时间间隔（近一个世纪）。它们是从AAVSO，AFOEV，VSOLJ，ASAS的数据库中编译的，并使用统计最优度的三角多项式近似。由于所得到的近似表征了自振荡过程，这导致了光度变化，相图对应于极限环。对于所有研究的恒星，极限环计算。对于简单的正弦状光变曲线，例如，L $_2$ Pup，极限环是一个简单的椭圆。在更复杂的光变曲线的情况下，其中谐波在统计上是显著的，极限环偏离椭圆。在除了经典的分析，我们使用的平滑函数及其衍生物的误差估计，以限制在相平面中的“误差走廊”。
2017-11-06 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of eruptive variable protostars from VVV
在同伴的工作（纸我），我们发现了大量的高度可变的年轻恒星对象（YSO）的Vista变量在通过Lactea（VVV）调查，通常具有I类或平坦的光谱光谱能量分布和不同的光变曲线类型。在这里，我们提出的红外光谱（0.9- 2.5 $μ$ m）的37个这些变量，其中许多观察到的一个明亮的状态。光谱证实，15/18源爆发光变曲线具有高吸积率的签名，要么显示EXOR类发射功能（$Δ$ v=2 CO，Br $γ$）和/或FU类功能（$Δ$ v=2 CO和H $_{2}$ O强烈吸收）。类似的功能，看到在一些长期的周期YSO和推子，但不是在勺或短期变量。样本包括一些尘埃状的Mira变星（通常以平滑的Mira光变曲线区分），2个激变变星和一颗碳星。我们总共增加了19个新的对象到广泛的爆发变量YSO与情节吸积。在我们的样本中，在明亮的状态下观察到的爆发变量YSO显示出比样本其余部分更高的吸积光度。大多数的爆发变量不同，从既定的FUor和EXor子类，显示中间的爆发持续时间和混合物的光谱特性。这与最近的一些其他发现一致。由于这些以前的非典型对象现在是大多数嵌入式成员的类，我们提出了一个新的分类为他们的MNors。这个术语（发音为emnor）源自猎户座V1647，它是麦克尼尔星云的照明星。
2016-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Analysis of the Shapes of Interstellar Extinction Curves. VII. Milky Way Spectrophotometric Optical-through-Ultraviolet Extinction and Its R-Dependence
我们通过将新的HST/STIS光学分光光度法与现有的IUE分光光度法（产生从1150到10000埃的无间隙覆盖）和NIR分光光度法相结合来产生一组72个NIR通过UV消光曲线。这些曲线被用来确定一个新的，内部一致的，近红外通过紫外银河系平均曲线，并表征消光曲线的形状如何取决于R（V）。我们强调，虽然这种依赖性捕获大部分的曲线变异性，仍然有相当大的变化，这是独立的R（V）。我们使用光学分光光度法来验证曲线中中间波长尺度处结构的存在。事实上，通过紫外线部分的曲线的光学采样在相对较高的分辨率，使他们非常有用的，以确定如何消光影响不同的宽带系统，我们提供了几个例子。最后，我们将我们的结果与以前的调查进行比较。
2019-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
