A Note on the Variability of V538 Cassiopeiae
Gustav Holmberg
用AAVSO亮星监视器对V538 Cas进行了三周九夜的CCD观测。未发现显著变化。
CCD observations of V538 Cas have been made on nine nights during three weeks using the AAVSO Bright Star Monitor. No significant variations were found.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Is Shedir Variable?
在现代摄影和CCD观测之前，仙后座α星被标记为变星，尽管这种变化在现代仪器中还没有被发现。我们提出了一个分析的3年的高精度空间测光的怀疑变星α仙后座，获得了宽带太阳质量喷射成像仪（SMEI）仪器上的科里奥利卫星。在3年的观测中，这颗恒星似乎没有显示出任何显著的变化。此外，依巴谷历元测光附件的数据显示没有显着的变化。
Rotational and Cyclical Variability in gamma Cassiopeiae. II. Fifteen Seasons
B0.5IVe的恒星Gam Cas是一个非常有趣的恒星，因为它是一小群经典Be星的原型，具有未知来源的硬X射线发射。我们讨论了正在进行的B和V观测的GAM Cas星盘系统获得的APT在1997年至2011年的观测季节的结果。在早期的研究中，Smith、Henry和Vishniac指出，Gam Cas中的光变是由一系列相对突出的周期所主导，这些周期的振幅为0.02-0.03等，长度为2-3个月，叠加在一个1.21天的周期信号上，这个信号小了大约五倍，他们将其归因于旋转。周期长度集中在70天左右。周期长度和振幅的变化每年都在观察。这些作者还发现V带周期比B带周期大30-40%。在本研究中，我们发现持续的证据，这些变化模式和双峰分布的B/V振幅比在长周期。在2010年的观测季节，加姆卡斯经历了一次质量损失事件（爆发），我们新的测光中看到的增亮和变红证明了这一点。这一事件与正在进行的周期的振幅减弱相吻合。Be爆发在次年结束，光变曲线振幅恢复到爆发前的水平。这一行为强化了周期是由全球盘的不稳定性引起的解释。值得注意的是，我们还发现，无论是振幅和旋转波形的不对称性改变了多年。我们审查这种调制所产生的过境的表面磁扰动的参数。最后，限制为5毫等，我们没有发现任何光度变化的证据，对应于加姆卡斯双星周期，203.55天，或前几个谐波。
BS Cassiopeiae: A Contact Binary with Starspot-Driven Variability and Evidence for Additional Components
本研究综合测光与光谱分析，揭示相接双星BS Cas的星斑驱动光变及第三体存在，证实轨道周期衰减与角动量损失相关。
Spectroscopy of the massive interacting binary UU Cassiopeiae
上下文食近双星UU Cas是一个相互作用的大质量双周期系统，其增益星部分隐藏在吸积盘中。目的。为了更详细地研究吸积过程的物理学，以及系统中的拱星物质的结构和动力学，我们补充了我们以前的结果，从测光与UU Cas的光谱分析。方法.我们收集了所有可用的光谱在以前的出版物中使用的UU Cas，我们获得了新的。解开的方法被应用于这组光谱跨越2008年至2021年。对轨道参数进行了解缠，并将分离出的组分光谱与合成光谱进行拟合，确定了组分星的物理参数。我们比较的结果相互作用的二进制的演变模型。结果我们发现，除了施主星的主导作用和微弱的增益的贡献，线轮廓的强烈影响的拱星物质。吸收谱线揭示了在轨道平面上方存在着盘状风。Hα发射的变化提供了星周物质结构在几个轨道周期的时间尺度上变化的证据。
Colder and Hotter: Interferometric imaging of β Cassiopeiae and α Leonis
近红外干涉仪最近对一些快速旋转的A型恒星进行了成像，发现重力变暗的程度与理论预期不一致。在这里，我们使用CHARA阵列和MIRC仪器在H波段对较冷的恒星β Cas（F2 IV）和较热的恒星α Leo（B7 V）进行了新的成像。采用一个简单的重力暗化公式的固体旋转模型，我们模拟了恒星的几何特性和表面温度分布，证实了两颗恒星都在快速旋转，并显示出重力暗化异常。我们估计的质量和年龄，这些快速旋转的L-Rpol和HR图构建的非旋转的恒星通过跟踪其非旋转的等价物。演化中的次巨星β Cas出人意料的快速旋转为恒星核壳耦合提供了一个独特的测试，揭示了过去~ 0.5 Gyr的相当有效的耦合。最后，我们总结了我们所有的干涉测定的重力暗化系数的快速旋转，发现没有匹配的期望，从广泛使用的冯Zeipel重力暗化法律。由于冯蔡佩尔定律的条件已知会在快速旋转的恒星中被违反，我们建议对这类具有辐射主导包层的恒星使用计算得出的β = 0.19。此外，我们注意到，不存在自洽建模严重重力暗化恒星的范式，这些恒星显示热辐射极和冷对流赤道。
The X-ray emission of the gamma Cassiopeiae stars
长期以来被认为是发射X射线的Be星中的“异类”，γCas（B0.5e IV）现在被认为是一类发射硬热X射线的恒星的原型。我们的分类不同于历史上使用的术语“伽马Cas星”定义的光学性质。这类恒星的光度输出对银河系中大质量恒星的硬X射线产生有重要贡献。伽马Cas星的光变曲线显示在几个广泛定义的时间尺度和光谱上的变化，表明光学薄等离子体由一个或多个热的热成分组成。到目前为止，银河系中有9- 13颗\approx B 0 - 1.5 e主序星被认为是γCas类的成员或候选成员。这一命名的保守标准是\approxB 0- 1.5 e III-V型恒星的X射线光度为10^{32}-10 ^{33}尔格·s^{-1}，热光谱包含短波长的Ly αFeXXV和FeXXVI线，荧光FeK特征全部发射。如果热性不能被证明，例如从这些Ly α线的存在或硬连续体的曲率，这些是γ Cas候选者。我们讨论的历史发现的复杂特性的变化，在光学，紫外线和X射线域，导致硬X射线的生产的物理原因的建议。其中包括Be星的物质吸积到退化的次级恒星上，以及Be星和它的衰变盘上的磁场之间的相互作用。选择因果机制的最大帮助是X射线光变曲线和光谱与光学和紫外波段诊断的时间相关性。我们展示了为什么磁星盘相互作用的情况下，是最站得住脚的硬X射线在这些恒星上创建的解释。
gamma Cassiopeiae: an X-ray Be star with personality
仙后座γ（gCas）是一颗B0.5 e恒星，具有特殊的X射线发射特性，但它也是一个小类星的原型。在本文中，我们研究的X射线光谱的2004年XMM-牛顿观测和以前发表的2001年钱德拉观测。在这两种情况下，光谱可以用3或4个热分量来建模，这些热分量在温度上是离散的，在空间上是不同的。具有kT ~ 12 keV的主导分量贡献了大部分（~80-90%）通量。次级组件的温度范围为2-3 keV至0.1 keV;这些值可以随时间变化。重要的是，我们发现2001年对软X射线的强吸收在2004年消失了，这意味着源前面的吸收柱已经离开了恒星或已经被移除。其他的差异包括从FeK α复合物的电离线（甚至比2001年的观测更接近太阳），减少了Fe K和可能的Si K荧光特征，以及从NVII和NeX H-α线，N和Ne可能过剩。此外，我们注意到两个光谱中的共同特征，这些特征似乎将gCas与HD 110342分开，HD 110342是该子类的另一个成员。从这个意义上说，这些明星有不同的“个性。“例如，对于gCas，快速的X射线闪烁和光变曲线的缓慢变化很少伴随着硬度的变化，而热的X射线成分保持几乎恒定的温度。此外，光变曲线显示通量中经常性的“平静”，表明弛豫循环是作为（未知的）X射线产生过程的一部分操作的。
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。
Notes on disentangling of spectra II. Intrinsic line-profile variability due to Cepheid pulsations
从观测到的造父变星光谱中确定脉动速度是Baade-Wesselink校准这些主要距离标记所必需的。本文研究了傅立叶解缠技术在测定造父变星和其它脉动星脉动速度中的适用性。修改了KOOWN程序，使其能够拟合与恒星大气径向脉动相对应的规定的线轮廓展宽函数的自由参数。它被应用于光谱的三角洲Cep在H-α区域观察到的Ondrejov 2米望远镜。利用模板约束解缠法去除了大地线，测量了线强度的锁相变化，并得到了几条谱线的脉动速度曲线。它示出的振幅和相位的速度和线强度的变化依赖于线形成的深度和激发电位。造父变星光谱中脉动的分离可以用来确定距离。
Understanding Accretion Variability Through TESS Observations of Taurus
解释被称为经典金牛T星的吸积、年轻、低质量恒星的短时间尺度变化仍然是一个开放的任务。来自凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）的长达一个月的连续光变曲线已经可以用于数百颗金牛座T星。有了这一庞大的数据集，确定之间的联系所观察到的变化\TESS和短时间尺度吸积变化是有价值的吸积过程的特点。为此，我们获得了短节奏的\TESS观测金牛座恒星形成区域的14颗金牛座T星，同时地面，UBVRI波段测光作为吸积诊断。此外，我们结合我们的数据集与以前公布的同时NUV-NIR \textit{Hubble Space Telescope}光谱的一个成员的样品。我们发现的证据表明，在\TESS光变曲线中观察到的短时间尺度的变化可以归因于吸积率的变化，但注意到显着的分散在不同的夜晚和对象。我们确定在我们的数据集内的时间滞后的提示，增加在较短的波长，我们建议可能是纵向的吸积柱的密度分层的证据。我们的研究结果强调，同时，多波长观测仍然是至关重要的，为这些恒星的观测变化提供背景。
Christian Horrebow's Sunspot Observations -- II. Construction of a Record of Sunspot Positions
太阳表面黑子的数量是我们所拥有的太阳变化的最佳示踪剂之一。太阳黑子数量不仅与11年太阳活动周期同相变化，而且在更长的时间尺度上也显示出变化。然而，不仅仅是太阳黑子的数量随着太阳的变化而变化。太阳表面黑子的位置也会随着11年的太阳活动周期而变化。这在传统上被可视化在所谓的蝴蝶图中，但这只是从19世纪初开始受到很好的限制。这是不幸的，因为关于蝴蝶图的知识可以帮助我们理解变化和太阳-地球的联系。作为丹麦天文学家克里斯蒂安·霍雷博对太阳黑子所做工作的更大回顾的一部分，我们在这里重新分析了克里斯蒂安·霍雷博1761年和1764年至1777年的笔记。这些笔记本已经分析了至少三个早期的研究蒂勒（宇航员。50，257，1859），d'Arrest（published in Wolf，Astron. Mitt. Eidgenoss。斯特瓦特·祖尔4，77，1873）以及Hoyt和Schatten（Solar Phys.160，387，1995）。在这篇文章中，我们建立了一个完整的太阳黑子位置记录，涵盖了1761年和1764 - 1777年。由此产生的蝴蝶图显示了从19世纪和20世纪的观测中已知的特征结构。在第一周期的观测中，我们确实看到了一些赤道太阳黑子的迹象。然而，在覆盖面好得多的第二周期，我们没有看到这种迹象。
Photometric Study on Stellar Magnetic Activity: I. Flare Variability of Red Dwarf Stars in the Open Cluster M37
基于对疏散星团M37一个月的MMT时间序列观测，我们监测了近2500颗红矮星的光变，成功地识别了312颗M星团矮星的420次耀斑事件。对于每个耀斑光变曲线，我们推导出观测和物理参数，如耀斑形状，峰值振幅，持续时间，能量和峰值亮度。我们发现，冷星产生的偶然耀斑能量足以在$r$波段观测到，其时间和峰值特性几乎与传统的$r$波段观测相同。我们还发现了许多大振幅耀斑推断$Δu > 6$等在以前的地面观测中很少报道的集群样品。在遍历假设下，我们详细研究了耀斑参数在一定能量范围内的统计特性（$E_{r}$ $\simeq$ $10^{31}-10^{34}$ erg）。正如预期的那样，在相同年龄和质量组的恒星之间，耀斑时间尺度，能量和频率的分布没有统计学差异。我们注意到，我们的样本往往有更长的上升和衰减的时间尺度相比，在现场耀斑星相同的光谱类型和更有活力。耀斑频率分布遵循幂律分布，斜率$β\sim0.62-1.21$为所有耀斑星和$β\sim0.52-0.97$的成员信息（$P_{mem} \geq 0.2$）的恒星。这些都是在一般协议与以前的作品耀斑统计的年轻疏散星团和附近的场星。我们的结果进一步支持了经典的年龄-活动关系。
Coordinated UV and X-ray spectroscopic observations of the O-type giant xi Per: the connection between X-rays and large-scale wind structure
我们提出了新的，同期的HST STIS和XMM观测的O7 III（n）（（f））星XI每。我们补充新的数据与档案IUE光谱，分析风线和X射线通量的xiPper的变化。这颗恒星的风周期为2.086天。我们使用一个简单的，启发式的点模型，适合低速（近地面）IUE风线变率非常好，证明在新的STIS光谱的N IV 1718和Si IV 1402的低速吸收变化与相同的2.086天的周期。值得注意的是，STIS数据的周期和振幅与22年前获得的IUE谱一致。我们还表明，新的XMM通量的时间变化也与2.086天的周期一致。因此，我们新的多波长协调观测表明，导致紫外线风线变化的机制也是单个O星中X射线的重要组成部分。多波长光变曲线最小值的事件序列是：Si IV 1402、N IV 1718和X射线通量，每个事件相对于2.086天的周期间隔约0.06的相位。对X射线通量的分析表明，随着它们的减弱，它们变得更软。如果变异性是由周期性过度吸收引起的，则这与预期相反。此外，高分辨率的X射线光谱表明，在最大值的个别发射线更强烈的蓝移。如果我们根据我们的模型解释低速风线光变曲线，它意味着有两个明亮的区域，即，吸收较少的区域，相隔180度，在恒星表面。我们注意到，存在和持续的两个点分开180度表明，一个弱的偶极磁场是负责的紫外线风线吸收和X射线通量的变化在xi Per。
On the location of the compact infrared source in Cyg X-3
本文补充了关于X射线双星Cyg X-3的研究，基于定性考虑精化了先前在系统中发现的致密IR源的可能位置。
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