The crowded magnetosphere of the post common envelope binary QS Virginis
本文介绍了室女座QS（QS Vir）的高速测光和高分辨率光谱。我们的UVES光谱跨越多个轨道超过一年，并揭示了几个大的双折射的存在，通过前面的M星和它的白矮星的同伴，使我们能够三角测量它们的位置。尽管在几天的时间尺度上显示出微小的变化，但它们持续了一年多，甚至可能持续几十年。一个巨大的日珥从M星延伸出几乎三个恒星半径。罗氏断层扫描显示M星有很多斑点，这些斑点存在时间很长，位置相对固定，最好是在面对白矮星的半球上。我们还确定精确的二元和物理参数的系统。我们发现，14，220 +/-350 K的白矮星质量相对较大，为0.782 +/-0.013 Ms，半径为0.01068 +/-0.00007 Rs，与演化模型一致。潮汐畸变的M星质量为0.382 +/- 0.006Ms，半径为0.381 +/- 0.003Rs，也符合演化模型。我们发现来自白矮星的镁吸收线比预期的要宽。这可能是由于旋转（意味着旋转周期只有~700秒），或由于弱（~ 100 kG）磁场，我们倾向于后一种解释。由于M星的半径仍然在洛希叶内，并且没有证据表明它过度膨胀，我们得出结论，QS Vir很可能是一个即将成为半分离的前激变双星。
2016-03-02 astro-ph.SR
Surprising variations in the rotation of the chemically peculiar stars CU Virginis and V901 Orionis
CU Vir和V901 Ori属于这些少数的磁性化学奇特的恒星，其旋转周期在几十年的时间尺度上变化。我们的目标是研究在CU Vir和V901 Ori使用所有可访问的观测数据包含相位信息的周期的稳定性。我们收集了所有可用的相关存档观测，并补充了我们对这些恒星的新测量，并使用一种新方法分析了恒星的周期变化，该方法允许将各种数据结合起来。我们发现它们的相位曲线形状是恒定的，而周期是变化的。这两颗恒星都表现出旋转制动和加速的交替间隔。CU Vir的自转周期逐渐变短，直到1968年达到局部最小值0.52067198 d。然后周期开始增加，在2005年达到局部最大值0.5207163天。从那时起，旋转又开始加速。我们还发现，在几年的时间尺度上，CU Vir的周期变化要小得多。V901 Ori的自转周期在过去的25年里一直在增加，在2003年达到最大值1.538771 d，之后自转周期开始减小。理论上意想不到的交替变化的旋转周期在这些恒星将消除自旋时间悖论，并带来了新的见解的结构和演化的磁性上主序星。
2011-10-05 astro-ph.SR
A new photometric and dynamical study of the eclipsing binary star HW Virginis
越来越多的食双星系统的“HW Vir”类（即。例如，由一颗次矮星-B/O主星和一颗M矮星次级星组成的两颗次矮星（即B/O主星和M矮星）的轨道周期都有变化，也被称为食时变（ETVs）。它们的物理起源尚不确定：虽然一些ETV被认为是由于环联星行星伴星的存在而产生的动力学扰动，但其他作者认为Applegate效应或其他未知的恒星机制可能是造成它们的原因。在这项工作中，我们提出了28个未发表的高精度光变曲线的最有争议的这些系统之一，原型HW Virginis。我们均匀地分析了新的日食时间以及1983年至2012年之间获得的历史数据，证明了之前声称的行星模型不符合新的光度数据，除了动态不稳定之外。为了找到一个能够拟合所有可用数据的新模型，我们开发了一种基于全局搜索遗传算法的新方法，并最终找到了两个新的不同的解族，它们非常适合观测到的时间，但在10^5年的时间尺度上动态不稳定。这是一个警示性的故事，说明存在着表面上解释ETV但实际上没有意义的正式解决方案，以及需要仔细测试其稳定性。另一方面，我们的数据证实了HW Vir上存在已知恒星机制无法解释的ETV，推动了进一步的观测和建模工作。
2021-06-29 astro-ph.SR
Spectral modelling of the Alpha Virginis (Spica) binary system
内容：利用恒星大气理论模型计算的合成光谱与观测数据匹配的方法被广泛应用于大质量恒星基本参数的计算。然而，当应用到二进制，这些模型一般忽略了相互作用的影响，存在于这些系统的目的：本文的目的是探讨来自单星模型的二进制恒星参数的不确定性方法：合成光谱，包括潮汐扰动和辐射效应计算的二进制系统室女座α（Spica）使用我们最近开发的CoMBiSpeC模型。将合成谱与S/N~2000观测值进行了比较，并导出了Teff和log（g）的最佳值。结果如下：双星相互作用对角宿一光球层吸收线的强度影响很小（主星<2%，次星<4%）。这些差异与合成光谱与观测值匹配过程中固有的不确定性相当，因此Teff和log（g）的导出值不受二元扰动的影响。另一方面，这种相互作用确实在主星中产生了显著的相位相关的线轮廓变化，导致其径向速度曲线形状的系统性扭曲。迁移的子功能（“凸块”）预测我们的模型是存在于相同的光球线观察到的，它们的外观不需要任何先验假设有关的非径向脉动模式。匹配最突出的“颠簸”发生的线的强度需要用比其他线所需的更大的“微湍流”计算合成光谱。
2013-07-08 astro-ph.SR
A Detailed Dynamical Investigation of the Proposed QS Virginis Planetary System
近年来，一些行星系被提议围绕演化的双星系统运行。行星的存在被用来解释观测到的双星系统中主星和次星之间互食时间的变化。最近提出的行星轨道的灾难性的变量系统室女座QS是最新的在这个正在进行的一系列“极端行星”。这两颗被认为围绕室女座QS运行的行星将在相互交叉的轨道上运行--这种情况在很短的时间尺度上几乎总是不稳定的。在这项工作中，我们提出了一个详细的动力学研究的结果的轨道演化的两个拟议的行星，揭示了它们是动态不稳定的时间尺度不到一千年的整个范围内的轨道要素，提供了一个合理的拟合观测数据，无论他们的相互轨道倾角。我们的结论是，围绕灾难性变量室女座QS的行星根本不存在。
2013-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absolute dimensions of the G7+K7 eclipsing binary star IM Virginis: Discrepancies with stellar evolution models
我们报告广泛的光谱和差分光度BVRI观测的活动，分离，1.309天双线食二进制IM Vir，由一个G7型的主要和K7中学。通过这些观测，我们得到了主星和副星的精确绝对质量和半径：M（1）= 0.981 +/- 0.012 M（太阳），M（2）= 0.6644 +/- 0.0048 M（太阳），R（1）= 1.061 +/- 0.016 R（太阳），R（2）= 0.681 +/- 0.013 R（太阳），相对误差小于2%。有效温度为5570 ± 100 K和4250 ± 130 K。质量上的显著差异使这一理论成为与恒星演化理论进行比较的有利条件。我们发现这两颗恒星都比模型预测的大，主星大3.7%，主星大7.5%，主星大7.5%，温度比预期的低，分别为100 K和150 K。这些差异与先前报道的低质量恒星的差异一致，并且被认为是由色球活动引起的，而目前的模型没有考虑到这一点。这种效应并不局限于低质量恒星：IM Vir的快速旋转的主星加入了越来越多的近太阳质量的物体（但仍然具有对流包层），这些物体显示出类似的异常。与模型的比较表明，该系统的年龄为2.4 Gyr，金属丰度[Fe/H]约为-0.3，与其他迹象一致，但需要确认。
2009-10-23 astro-ph.SR
Alpha Virginis: line-profile variations and orbital elements
摘要：室女座阿尔法是一个双星系统，其接近度和亮度允许详细研究经历时变潮汐相互作用的恒星的内部结构和演化。先前的研究得出的结论是，角宿一主星的内部结构可能比单星理论模型预测的更集中，提高了相互作用可能导致目前在结构和演化计算中被忽视的影响的可能性。确认这一结果的关键参数是轨道偏心率$e$、拱点周期$U$和主星半径R_1的值。分析了谱线轮廓变化对其轨道根数和R_1的影响。我们使用2000年、2008年和2013年获得的高信噪比观测数据，根据径向速度曲线拟合得出轨道根数。我们使用从头算潮汐相互作用模型合成线配置文件。结果如下：线剖面的变化可以用潮汐流来理解，潮汐流的大尺度结构在旋转双星系统参考系中是相对固定的。拟合径向速度曲线得到$e$ =0.108 $\pm$ 0.014。然而，来自理论线轮廓的类似RV曲线表明，线中的畸变导致$e$的拟合值取决于近星点的幅角;即，在观察的时代。结果，$e$的实际值可能高达0.125。我们发现$U$ =117.9 $\pm$ 1.8，这与以前的测定一致。使用Palate等人（2013）推导的值$R_1=6.8 R_\odot$，观测内部结构常数$k_{2,obs}$的值与理论一致。我们确认存在的变化线轮廓的二级星。
2016-04-07 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the unique chemically peculiar star CU Virginis
晚B型磁化学特殊星CU Vir是中等质量恒星中自转速度最快的星之一，具有较强的古磁场。它显示了一个突出的旋转调制的光谱能量分布和吸收线的轮廓，由于化学斑点，并表现出独特的强波束可变的无线电发射。关于CU Vir的磁场拓扑结构知之甚少。在这项研究中，我们的目标是推导出，第一次，详细的地图的磁场分布在这颗恒星的表面。我们使用覆盖整个旋转周期的高分辨率光谱偏振观测。这些数据解释使用多线技术的最小二乘反卷积（LSD）和一个新的塞曼多普勒成像代码的基础上详细的偏振辐射转移建模的斯托克斯我和V LSD配置文件。这种新的磁反演方法依赖于观测覆盖的整个波长范围内的光谱合成计算，并且不假设LSD剖面表现为具有平均参数的单个谱线。我们目前的磁性和化学丰度图来自Si和Fe线。这两个元素的平均极化曲线揭示了一个显着的偏离的磁场拓扑结构的CU Vir从通常假设的轴对称偶极配置。CU Vir的场是类似偶极的，但明显是非轴对称的，显示出相反极性区域之间的场强差异很大。Si图和Fe图上的主要相对丰度亏损特征与磁性图上的弱场区一致。我们的研究提供的CU Vir的扭曲偶极磁场拓扑结构的详细信息是必不可少的化学斑点的形成，无线电发射，和旋转周期变化的这颗星。
2014-04-09 astro-ph.SR
Observations of radio pulses from CU Virginis
室女座CU（英语：CU Virginis）是一个独特的天体物理实验室，研究恒星磁层和相干发射过程。它是已知的唯一一颗在每个自转周期都会发射无线电脉冲的主序星。本文报道了室女座CU在13和20厘米射电波段的脉冲轮廓的新观测结果。已知该轮廓的特征在于100 $\%$圆偏振发射的两个峰，这两个峰被认为是在电子回旋脉塞机制中产生的。我们发现尾峰在13和20 cm处都是稳定的，而首峰在13 cm处是间歇的。我们测量的脉冲到达时间证实了先前报道的光学数据和射电观测测量的假定恒星自转速率之间的差异。我们认为，这种周期差异可能是由一个未知的同伴或发射区的不稳定性。定期的长期脉冲定时和同时进行的多波长观测对于澄清这类新兴的瞬态射电源的行为至关重要。
2010-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inner dusty envelope of the AGB stars W~Hydrae, SW\,Virginis, and R~Crateris using SPHERE/ZIMPOL
初始质量在$\sim0.8$和8~ $M_\odot$之间的恒星在其生命末期的渐近巨星分支（AGB）中存在大量的质量损失。公认的质量损失机制需要辐射压力作用于在扩展的AGB恒星大气中形成的尘埃颗粒。然而，这一过程的细节尚未得到很好的理解。使用极端自适应光学成像仪和偏振仪SPHERE/ZIMPOL，我们观察了W\，Hya，SW\，Vir和R\，Crt周围颗粒的偏振光，这些颗粒的质量损失率在10 $^{-7}$和10 $^{-6}~M_\odot~{\rm yr^{-1}}$之间。我们发现尘埃的分布是不对称的三个目标。一个双锥的形态被认为是R Crt，与位置角，这是非常相似的微波激射发射和中红外连续发射的干涉观测推断。双锥流出的原因不能直接从ZIMPOL数据推断。R1、Crt和SW 1、Vir的有效偏振光为0.6 5 ~ $μ$ m，W1、Hya的有效偏振光为0.82 ~ $μ$ m。这表明，在观测时，SW、Vir和R、Crt周围的颗粒大小为$< 0.1~μ$ m，而W、Hya周围的颗粒较大，大小为$\gtrsim 0.1~μ$ m。然而，R\，Crt周围尘埃的不对称分布使得对这颗恒星的解释更加不确定。我们发现，偏振光已经从W~Hya的可见光球层内产生，我们使用具有光学厚散射的内部尘埃壳的模型再现。在W\，Hya周围观察到的偏振光的径向分布揭示了陡峭的尘埃密度分布。我们发现W\，Hya…
2020-03-13 astro-ph.SR
The wind of the M-type AGB star RT Virginis probed by VLTI/MIDI
利用ESO-VLTI焦面仪的中红外高空间分辨率观测资料研究了M型AGB星RT Vir的星周环境。本研究的目的是提供理论预测的M型AGB对象的风可以由光子散射位于恒星的近环境（约2至3恒星半径）的无铁硅酸盐颗粒驱动的观测约束。我们解释光谱干涉数据，首先使用波长相关的几何模型。然后，我们使用了一个自洽的动态模型大气包含纯镁橄榄石尘埃颗粒的晶粒生长随时间变化的描述再现RT Vir的光度，光谱和干涉测量。由于流体动力学计算需要恒星参数作为输入，因此首先进行了相当大的努力来确定这些参数。微差相位揭示了恒星附近存在不对称性。几何模拟的结果为我们提供了在近距离环星环境（< ~5恒星半径）中存在铝和硅酸盐尘埃的线索。光谱干涉数据和自洽尘埃驱动风模型之间的比较表明，硅酸盐尘埃必须存在于2至3个恒星半径之间的区域，以重现约9.8微米的59和63米基线能见度测量。这提供了额外的观测证据，支持位于M型恒星附近的无铁硅酸盐颗粒上的光子散射驱动的风。然而，显然缺少其他不透明度来源，无法重现所有基线的10-13微米能见度测量值。这项研究是第一次尝试了解M型AGB星的风机制，通过比较光度，光谱和干涉测量与国家的最先进的，自洽的尘埃驱动的风模型。在8-10微米光谱区，动态模型大气与干涉测量的一致性提供了更多的观测证据，表明M型恒星的风可以由光子散射在无铁硅酸盐颗粒上驱动。最后，仍然需要更大的统计研究和先进的自洽三维…
2013-01-24 astro-ph.SR
Discovery and Characterization of a Faint Stellar Companion to the A3V Star Zeta Virginis
通过高阶自适应光学和日冕照相术的结合，我们发现了A3 V恒星室女座ζ的一个微弱的恒星伴星。在H波段，这颗伴星比它的主星暗7等，在5个历元中，红外线成像显示这颗伴星与它的主星有共同的自行。使用演化模型，我们估计它的质量为0.168+/-.016太阳质量，给出这个系统的质量比q = 0.082。假设这两个天体是同时代的，这个质量表明伴星的光谱类型是M4 V-M7 V，这是通过积分场光谱测量证实的。我们从这颗伴星上看到了轨道运动的明确证据，并且能够将半长轴限制在大于24.9天文单位，周期> 124$ yrs，离心率> 0.16。对更高质量恒星的多重性研究相对较少，而像这颗位于质量比分布极低端的双星伴星是对在如此低的质量比下不完整的调查的有用补充。此外，双星伴星的频率可以帮助区分双星形成的情景，预测大量的低质量伴星形成于大质量的星周盘的早期碎片。像这样的系统可以提供对A星异常X射线发射的洞察，假设是来自看不见的晚型恒星同伴。事实上，我们计算出这颗M矮星伴星的存在很容易解释ROSAT探测到的这颗恒星的X射线发射。
2010-02-04 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic investigation of SDSS J100921.40+375233.9 selected from SDSS and GALEX photometry
在这项研究中，我们的目标是揭示斯隆数字巡天（SDSS）恒星的性质：SDSS J100921.40+375233.9，被怀疑具有极低的金属丰度。我们在高光谱分辨率下观察了这颗恒星，并进行了丰度分析。我们导出了光谱参数Teff =5820 ± 125 K，logg = 3.9 ± 0.2，xi = 1.1 ± 0.5km/s。这颗星与属于厚盘是一致的。
2012-03-07 astro-ph.SR
The SDSS White Dwarf - M Star Library
斯隆数字巡天计划（SDSS）最初针对的是类恒星天体，在过去的十年里为我们提供了大量的天文副产品。从那时起，与主序星（主要是dM星）有物理联系的白矮星（WD）的数量急剧增加，使恒星物理学有了新的见解。SDSS WD-dM二进制的检索和后续分析的不同方法已被应用在文献中，导致WD-dM目录的数量不断增加。在这里，我们提出了一个详细的文献检索，加上我们自己的狩猎SDSS WD-dMs的颜色选择，结果被命名为“SDSS白矮星- M恒星图书馆”。我们还解释了我们的自动光谱分析方法的改进。
2011-05-25 astro-ph.SR
Three carbon-enhanced metal-poor dwarf stars from the SDSS - Chemical abundances from CO^5BOLD 3D hydrodynamical model atmospheres
富含s和r元素的碳增强贫金属恒星的起源一直备受争议。这些类型恒星的详细丰度对于了解其祖先的性质至关重要。本次调查的目的是详细研究SDSS J1349-0229，SDSS J 0912 +0216和SDSS J1036+1212的丰度，这三颗矮CEMP星是从斯隆数字巡天中选出的。利用高分辨率VLT/UVES光谱（R ~ 30000）测定了Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和21种中子俘获元素的丰度。我们利用CO^5BOLD三维流体动力学模式大气分析碳、氮和氧的丰度。用Kiel码计算了C I和O I线的NLTE校正。我们将SDSS J1349-0229和SDSS J 0912 +0216分类为CEMP-r+s星。SDSS J1036+1212属于CEMP-no/s类，具有增强的Ba，但缺乏Sr，它是迄今为止发现的第三个成员。在SDSS J1349-0229中观测到了视向速度的变化，这为它是双星系统的一员提供了证据。这三颗恒星的化学成分通常与AGB伴星的质量转移相容。然而，许多细节仍然难以解释。其中最值得注意的是在SDSS J1036+1212的Spite平台上的Li丰度，以及在所有三颗恒星中纯r过程元素Eu的大量过剩。
2010-02-08 astro-ph.SR
Observations and Analysis of Three Field RR Lyrae Stars Selected Using Single epoch SDSS Data
我们提出了我们的约翰逊B和V的观测结果的三个RR天琴座候选星，我们确定为可能的变星使用SDSS数据。这些恒星是根据一个时期的光度学和光谱学选择的。这些恒星在麦克唐纳天文台进行观测，以获得完整的光变曲线。我们提出了完整的光变曲线，测量周期和振幅，以及我们的光变曲线的傅立叶分析的结果。
2015-09-22 astro-ph.SR
Chemical composition of two bright extremely metal-poor stars from the SDSS MARVELS pre-survey
\sdsszeroeight \（V = 11.4; [Fe/H] = $-$ 3.1）和\sdssonethree（V = 12.4; [Fe/H] = $-$ 3.2），作为SDSS-MARVELS光谱预调查的一部分，用SDSS 2.5米望远镜观测到，并被确定为极贫金属（EMP; [Fe/H] $< -3.0$）恒星在高分辨率的后续行动与汉勒Echelle摄谱仪（HESP）上的2.3米喜马拉雅山钱德拉望远镜。本文首次利用高能静电谱对这些样品进行了详细的化学丰度分析。这两颗恒星的中子捕获元素丰度都不足，而其中一颗恒星\sdssonethree的碳含量明显增加。在这颗恒星中还发现了锂，其水平约为A（Li）= 1.95。光谱是在6-24个月的时间内获得的，表明这两颗恒星可能是双星系统的成员。我们比较了这两颗恒星与其他碳增强贫金属（CEMP）和EMP恒星的元素丰度，以了解其母超新星的性质。我们发现CEMP-no星和EMP矮星在不同的金属丰度下表现出非常相似的锂丰度趋势。我们还发现的迹象表明，CEMP-没有明星有更大的丰度的铬和钴在一个给定的金属丰度，相比EMP星。
2018-05-06 astro-ph.SR
Robust detection of CID double stars in SDSS
目标。斯隆数字巡天（SDSS）提供了一种独特的可能性，不仅可以探测色致位移（CID）双星，还可以确认这些探测。方法.对SDSS DR 12数据库进行连续切割，以减少待考虑的样本量。然后用基于不同光度带中的光心的距离和方向的标准筛选所得到的数据集。结果大约有3200个不同的天体被归类为CID双星，其中40个至少通过第二次探测得到确认。一致性检查进一步验证这些检测。
2016-05-11 astro-ph.SR
Spectroscopic followup of three bright halo stars selected from SDSS and GALEX photometry
我们的目标是揭示斯隆数字巡天（SDSS）恒星的性质：SDSSJ 100921.40 +375233.9，SDSSJ 015717.04 +135535.9和SDSSJ 171422.43 +283657.2，它们的g-z颜色显示出明显的高NUV过量，正如对极低金属量恒星的预期。利用麦克唐纳天文台2.7米望远镜上的Tull阶梯光栅摄谱仪获得了具有宽波长覆盖范围的高分辨率（R= 60000）光谱，以确定它们的化学成分。我们导出了SDSSJ 100921.40 +375233.9的光谱参数Teff =5820 ± 125 K，log g =3.9 ± 0.2，vt =1.1 ± 0.5 km/s，SDSSJ 015717.04 +135535.9的Teff=6250 ± 125 K，log g =3.7 ± 0.2，vt =4.0 ± 0.5 km/s，SDSS J171422.43+283657.2的Teff=6320 ± 125 K，log g =4.1 ± 0.3，Vt =1.5 ± 0.5 km/s，首次计算了J100921和J171422的21个元素和J 015717的19个元素的丰度。我们发现SDSSJ100921.40+375233.9、J015717.04+135535.9和J171422.43+283657.2的金属丰度分别为[Fe/H]=-1.30、-0.94和-0.…
2013-03-20 astro-ph.SR
A survey for post common-envelope binary stars using GALEX and SDSS photometry
我们报告的第一个结果，我们的计划，以获得多时代的径向速度测量的恒星具有较强的远紫外线过剩，以确定后共同包络双星（PCEBs）。已确定的目标使用光学光度法从SDSS DR 4，紫外光度法从GALEX GR 2和自行信息从SDSS DR 5。我们获得了36个目标的两个或多个历元的光谱。我们的三个目标在几小时或几天的时间尺度上显示出大的径向速度变化（> 50公里/秒），几乎可以肯定是PCEB。对于其中一个目标（SDSS J104234.77+644205.4），我们已经获得了进一步的光谱，以确认这是一个轨道周期为4.74小时，半振幅K =165 km/s的PCEB。两个目标是快速旋转的K-矮星，似乎表现出小的径向速度变化，并有很强的钙II H+K发射线。这些可能是风致快速旋转（WIRRing）星。这些结果表明，我们可以使用GALEX和SDSS测光来识别单独使用SDSS测光无法识别的PCEB，并识别新的WIRRing恒星。一个更全面的调查，使用本文开发的方法确定的恒星将导致一个更好的了解共同的信封演变。
2009-08-20 astro-ph.SR
MUCHFUSS - Massive Unseen Companions to Hot Faint Underluminous Stars from SDSS
来自SDSS（MUCHFUSS）的炽热昏暗暗星的大量看不见的伴星项目旨在寻找具有大量紧凑伴星（质量为$M>1.0 {\rm M_{\odot}}$的白矮星、中子星或黑洞）的炽热亚矮星。通过双星演化计算预测了这类系统的存在，并发现了一些候选系统。我们从Sloan数字巡天（SDSS）中识别出了$\simeq1100$热亚矮星。对高速恒星进行了重新观测，并对个别SDSS光谱进行了分析。大约有70颗径向速度可变的次矮星被选为后续时间分辨光谱学的良好候选者，以获得轨道参数和光度跟踪，以寻找光变曲线中的日食等特征。到目前为止，我们发现了9个轨道周期从$\simeq0.07 {\rm d}$到$1.5 {\rm d}$的短轨道双星。其中两个是食双星，其伴星很可能是亚恒星性质的。
2012-06-29 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
Detailed analyses of three neutron-capture-rich carbon-enhanced metal-poor stars
大约20%的贫金属恒星（[Fe/H]<-2.0）的碳含量强烈增强（[C/Fe]>+1.0）。这些恒星被称为碳增强贫金属（CEMP）恒星。利用UVES在VLT波段获得的高分辨率光谱对三颗CEMP矮星SDSS J1349 - 0229、SDSS J0912 + 0216和SDSS J1036 + 1212的化学丰度进行了分析。这些[Fe/H]<-2.5的贫金属恒星是从我们正在进行的对SDSS中极贫金属矮候选者的调查中选出的。在这些CEMPs中，SDSS J1349 - 0229已被鉴定为碳星（[C/O]>+1.0）。第一和第二峰s过程元素，以及第二峰r过程元素已被检测到的所有恒星。此外，在其中一颗恒星SDSS J1036 + 1212中发现了第三个r过程峰的元素。我们提出的中子俘获核合成理论的背景下，这些恒星的丰度结果。
2009-09-01 astro-ph.SR
Superhumps and post-outburst rebrightening episodes in the AM CVn star SDSS J012940.05+384210.4
本文报道了2009年12月AMCVn系统SDSS J012940.05+384210.4首次确认爆发的未滤波测光。这颗恒星最亮时的星等为14.5等，比平均静止期高出5.4等。虽然没有观测到爆发的第一部分，但在爆发过程中观测到了六次显著的再亮事件。在爆发被探测到的41天后，这颗恒星仍然比宁静高出1.7等。在爆发期间观察到了超级驼峰，峰间振幅为0.06等，Psh = 37.9（2）分。我们还使用档案数据表明，另一个AM CVn系统SDSS J124058.03-015919.2也经历了至少一次爆发，振幅约为4.6等。
2011-04-01 astro-ph.SR
Gaia confirms that SDSS J102915+172927 is a dwarf star
盖亚数据发布2为SDSS J102915+172927提供了0.734+/-0.073 mas的视差，这是目前已知的最缺乏金属的天体。这种视差意味着它是矮星，排除了它是次巨星的可能性。次巨星的假设是恒星形成于一种富含C的介质中，因此在坍缩过程中可以有效地进行线冷却，而这种介质也是富含Fe的Ia型超新星。这种情况现在也可以被排除在这颗恒星之外，加强了尘埃冷却和碎片化的必要性来解释它的形成。
2018-04-27 astro-ph.SR
A NLTE model atmosphere analysis of the pulsating sdO star SDSS J1600+0748
我们开始了一个程序，以构建几个网格的合适的模型大气和合成光谱计算的热亚矮星O，比较的目的，在LTE，NLTE，有和没有金属。目前，我们使用网格对SDSS J160043.6+074802.9（简称J1600+0748）的光谱进行拟合，这是一颗独特的脉动sdO恒星。目前，我们的最佳拟合是通过NLTE模型大气获得的，包括太阳丰度中的碳、氮和氧，这导致SDSS J1600+0748的以下参数：Teff = 69 060 +/- 2080 K，log g = 6.00 +/- 0.09和log N（He）/N（H）= -0.61 +/- 0.06。然而，需要改进，特别是在装配可用的He II线方面。希望Fe的加入将有助于纠正这种情况。
2010-02-24 astro-ph.SR
The FEROS--Lick/SDSS observational database of spectral indices of FGK stars for stellar population studies
我们提出FEROS-Lick/SDSS，一个经验数据库的FGK恒星的Lick/SDSS光谱指数用于人口综合项目，区分不同的恒星星族内的综合光的星系和球状星团。从大约2500 FEROS恒星光谱获得的ESO科学档案设施，我们计算线强度指数为1085非超巨星大气参数估计从AMBRE项目。两个样本的312 { \it矮星}和83 { \it亚巨星}与太阳的化学成分和没有显着的$α$ -元素丰度增强被用来比较其观测指数与预测的利克/SDSS库的合成指数。总的来说，合成的数据库很好地再现了观测指数随温度变化的行为，但是在低温（$T_{\rm eff}$ $\lesssim $ 5000\，K）矮星的情况下，低温次巨星的数量不足以得出任何结论。几种可能的原因的分歧进行了讨论，并提出了有前途的理论改进。
2014-05-26 astro-ph.SR
Constraining RRc candidates using SDSS colours
第一泛音天琴座RR型星和接触食双星的光变很难区分。卡塔利娜周期变星目录包含几个错误分类的对象，尽管德雷克等人（2014）的分类努力。他们使用来自光谱数据（来自SDSS数据库）的金属丰度和表面重力来排除双星。我们的目标是进一步限制目录使用SDSS颜色来估计没有光谱数据的恒星的物理参数。
2016-03-29 astro-ph.SR
A Search for Candidate Li-Rich Giant Stars in SDSS DR10
我们报告了在SDSS DR 10数据集的569，738颗恒星中搜索候选富锂巨星的结果。在小的变化，我们的方法是基于在早期的搜索EMP/CEMP星，并使用相同的数据集。作为我们调查的一部分，我们展示了一种方法，用于分离后主序星和主序星的温度低于Teff ~ 5800 K，使用我们的Sr II 4078，Fe I 4072和Ca I 4227线的特征强度措施。通过在多维相空间中仔细选择切割，我们分离出一个潜在的富锂巨星样本。从这些，使用详细的比较与矮和巨大的英里星，和我们自己的个人光谱分类，我们确定了一组高可能性的候选人富锂巨星。我们提供这些进一步的研究，以促进对这些神秘物体的理解。
2018-06-27 astro-ph.SR
Tracers of chromospheric structure. I. CaII H$\&$K emission distribution of 13000 F, G and K stars in SDSS DR7 spectroscopic sample
我们目前的色球活动指数$S\rm_{HK}$测量超过13,000 F，G和K盘星的高信噪比（$>$ 60）光谱的斯隆数字巡天（SDSS）数据发布7（DR 7）光谱样本。参数$δ$ S被定义为$S\rm_{HK}$和几个最不活跃的恒星拟合的“零”发射线之间的差异。次巨星的$S\rm_{HK}$指数往往比矮星低得多，这提供了一种区分光谱分辨率相对较低的矮星和巨星的方法。较冷的恒星通常比较热的恒星更活跃，并显示出更大的散射。与厚盘相关的恒星通常不如薄盘的活跃。K矮星中的活跃滴在银河平面的垂直距离上所占的比例。在这个样本中，金属丰度对F、G和K矮星的$S\rm_{HK}$测量值的影响不同。利用疏散星团NGC 2420、M67和NGC 6791作为刻度，SDSS样本中大部分恒星的年龄在3-8 Gyr之间。
2013-04-12 astro-ph.SR
Towards a dynamical mass of a PG 1159 star: radial velocities and spectral analysis of SDSS J212531-010745
PG 1159恒星的演化方案主要基于数值模拟，必须用已知恒星参数的真实物体进行测试和校准。其中最关键但也是相当不确定的参数之一是恒星质量。PG 1159星的质量在0.5 - 0.8 M_sun之间，由星震和光谱测定得出。然而，这种质量测定本身是依赖于模型的。此外，PG 1159恒星的星震学和光谱学测定的质量偏离系统高达10%。SDSS J212531.92-010745.9是第一颗已知的PG 1159型密近双星，它有一颗主序星晚期伴星，可以进行动力学质量测定。我们获得了SDSS J212531.92-010745.9的14个Calar Alto光谱，覆盖了整个轨道相位范围。提取了两种组分的径向速度曲线。用共添加的相位校正光谱，改进了PG 1159组分的光谱分析。PG 1159星对伴星的辐射是用PHOENIX模拟的，产生了对半径、有效温度和系统组件分离的限制。SDSS J212531.92-010745.9的光变曲线，在三个季节的测光与哥廷根50厘米和图宾根80厘米望远镜，与NIGHTFALL和PHOEBE计划建模。
2009-01-30 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
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VIII. A slingshot prominence in SDSS J003941.06+005427.5?
本文报道了暗激变双星SDSS J003941.06+005427.5的VLT光谱和NTT光度。这个物体显示了三个峰值的H-α发射，所有三个峰值在强度和速度上都是可变的。我们测量的轨道周期为91.395 +/- 0.093分钟的速度变化的翅膀的H-α发射线。利用该天体的GALEX和SDSS测光，我们确定了一个温度为15000 K的白矮星和一个非常晚（>=L2）的伴星光谱类型。这些测量，加上相对较长的轨道周期，表明SDSS J003941.06+005427.5可能是一个反弹后的激变变星。H-alpha和He I 6678 A发射特征的多普勒图显示了一个具有不均匀亮度和偏离开普勒流的吸积盘。第三个发射峰仅在H-α中检测到，速度幅度相对较低，为202 +/- 3 km/s。我们无法解释这种辐射是由白矮星、次级恒星或吸积盘产生的。我们暂时将这个神秘的中央峰归因于一个锚定在二级恒星上的日冕环。如果得到证实，这将是CV中第一个具有低质量转移率和/或完全对流的次级恒星的弹弓日珥。
2010-09-28 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
Discovery of Resolved Magnetically Split Lines in SDSS/APOGEE Spectra of 157 Ap/Bp Stars
我们报告的磁场测量的157个化学奇特的A/B星（Ap/Bp）的基础上解决，磁分裂吸收线存在于$H$波段光谱提供的斯隆数字巡天（SDSS）/阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE）调查。这些恒星代表了一个仍在增长的样本的极端磁性端，样本中有900颗以上的Ap/Bp恒星，这些恒星是从APOGEE大地标准星中选出的，如那些具有Ce III吸收线和/或文献Ap/Bp分类的恒星。这些恒星在$H$带中最常被分解为分裂成分的谱线主要属于Ce III、Cr II、Fe I、Mn II、Si I和Ca II，此外还有一个或多个未识别的离子。使用平均磁场模量（<B>）估计与已知的Landé因子的过渡，我们估计有效的Landé因子为5 Ce III线和15未知线，并继续测量<B>157颗恒星，其中只有3个有以前的文献估计<B>。这183%的Ap/Bp星的数量增加<B>，其中已被测量的结果是大量的恒星SDSS/APOGEE，高分辨率的Ap/Bp星观测扩展到更暗的星等，以及长波长的优势，解决磁分裂线。2 <B>MASS J 02563098 +4534239是目前SDSS/APOGEE样本中磁性最强的恒星。有效的Landé因子，代表线的轮廓，和磁场模量。支持使用光学，高分辨率，后续光谱的29颗恒星的结果的有效性。
2019-03-04 astro-ph.SR
Extremely Metal-Poor Star Candidates in the SDSS
对于贫金属恒星的样本（-3.3< [Fe/H] <-2.2），我们利用斯隆数字巡天（SDSS）的低分辨率光谱测量了Ca II K、Mg I b和近红外（NIR）Ca II三线态的等效宽度（EW），从（g-z）0颜色计算了有效温度，通过拟合恒星等时线推导出恒星表面重力，并根据上述量确定金属丰度。因此，从Ca II K线获得的金属丰度与高分辨率光谱测定的结果比SDSS数据发布7（DR 7）中给出的值更吻合。来自Mg I b线的金属丰度有一个大的分散体，由于大的测量误差，而那些推导出的Ca II三线态线是太高，由于两个非局部的化学平衡（NLTE）的影响和测量误差。还提供了针对Mg I b线和Ca II三线态线的NLTE效应校正后的丰度。利用这种方法，我们从166颗贫金属恒星候选者中识别出了6颗[Fe/H] <-4.0的超贫金属恒星候选者。其中之一，SDSS J102915+172927，最近被证实是一颗超贫金属（[Fe/H] < -4.0）恒星，具有有史以来测量到的最低金属量。因此，对我们样本中其他五颗超贫金属恒星的后续高分辨率光谱学研究将引起极大的兴趣。
2012-11-06 astro-ph.SR
The rapidly pulsating sdO star, SDSS J160043.6+074802.9
SDSS J160043.6+074802.9是一个包含一颗脉动次矮星-O（sdO）和一颗晚型伴星的双星系统，它的光谱分析结果是Teff = 70 000 +/- 5000 K，log g = 5.25 +/- 0.30，其中最有可能的是K3 V型的副恒星。我们将我们的结果与Fontaine等人（2008）推导的大气参数进行了比较，并在现有的sdO恒星演化模型的背景下进行了比较。新的和更广泛的测光也提出了恢复大部分，但不是全部，在早期的文件中发现的频率。因此，某些脉动模式可能具有可变的振幅。对均匀金属丰度sdO模型的非绝热脉动分析表明，log g > 5.3的模型更有可能不稳定，并且能够在观测到的频率范围内驱动脉动。
2009-09-04 astro-ph.SR
Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-Poor Main-Sequence Star SDSS J2357-0052
我们报告发现了一个冷的贫金属，主序星表现出大量过剩的r-过程元素。这颗恒星是两颗新发现的冷次矮星（有效温度为5000 K）之一，金属丰度极低（[Fe/H]<-3），由斯隆数字巡天的贫金属候选者的后续高分辨率光谱确定。SDSS J2357-0052的[Fe/H]=-3.4和[Eu/Fe]=+1.9，并显示出重中子俘获元素的定标太阳r过程丰度模式。这是第一颗贫金属的主序星，表现出大量的r过程元素;之前所有的大型r过程增强现象都与贫金属巨星有关。在迄今发现的r过程增强星中，该天体的金属丰度最低，Eu过剩值（[Eu/Fe]）最高。我们认为可能的情况下，占这样的恒星的检测，并讨论技术，使类似的恒星在未来的搜索。
2010-10-03 astro-ph.SR
No Confirmed New Isolated Neutron Stars In The SDSS Data Release 4
我们报告了Agüeros等人（2006）根据ROSAT全天巡天（RASS）和斯隆数字巡天（SDSS）数据发布4的相关性确定的候选X射线明亮、射电安静的孤立中子星（INS）的后续观测结果。我们获得了钱德拉X射线望远镜曝光的13个候选人，以查明X射线发射源的光学空白RASS误差圆。这些观察排除了12个目标作为良好的INS候选者。我们讨论了XMM-牛顿X射线天文台、双子座北天文台和阿帕奇点天文台对剩余候选者的后续观测。我们确定这个对象作为一个可能的河外源异常高的日志（fX/fopt）~ 2.4。我们还使用Popov等人（2010）的更新版本的种群合成模型来估计SDSS数据发布7足迹中RASS检测到的INS数量。我们发现，这些模型预测在SDSS成像的11，000平方度中约有3-4个INS，这与属于调查足迹的已知INS数量一致。此外，我们对Turner等人（2010）在SDSS足迹中确定的四种新INS候选者的分析表明，它们不太可能被确认为INS;总之，这些结果表明，不太可能从RASS和SDSS的进一步相关性中发现新的INS。
2011-03-10 astro-ph.SR
A Sample of Candidate Radio Stars in FIRST and SDSS
我们通过结合来自20厘米巡天射电天空微弱图像（FIRST）和斯隆数字巡天（SDSS）的射电和光学数据进行射电星搜索。SDSS的微弱极限使得对低光度恒星射电辐射的均匀搜索成为可能。我们从大约7000度$^2$的天空中选择了112颗等阶范围为$15<i\lesssim19.1$、射电通量为$S_{20}\geq1.25$ mJy的候选射电星。选择标准是$1\arcsec$内的位置重合、射电和光学点源形态以及被归类为恒星的SDSS光谱。通过随机匹配估计样本污染为$108\pm13$，这表明所选候选者中至多有一小部分是真正的射电星。因此，我们排除了一个非常罕见的极端射电响亮的恒星群体：在$15<i<19.1$星的星等范围内，每百万颗恒星中不超过1.2颗具有射电通量$S_{20}\geq1.25$ mJy。我们调查了样本的光学和射电颜色，以找到最有可能成为真正射电星的候选者。来自恒星轨迹的显著异常值以及磁活动恒星是后续射电观测的最佳候选者。我们的结论是，虽然目前的广域无线电调查是不够敏感，以提供均匀的样本的极其罕见的射电星，即将到来的调查，利用现有的和计划中的望远镜的高灵敏度确实有足够的灵敏度，并将允许这类对象的属性进行详细调查。
2009-06-18 astro-ph.SR
A Search for Metal-poor Stars Pre-enriched by Pair-instability Supernovae I. A Pilot Study for Target Selection from Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
我们报告的试点研究，以确定贫金属星预富集的对不稳定超新星（PISNe）。大质量的第一代（第三星族）恒星（140 M \odot \leq M \leq 260 M \odot）以PISNe的形式结束生命，这是理论上预测的，但还没有观测到PISNe的遗迹。在PISN的产量的不同特点，如理论计算所预测的，是一个强大的奇偶效应，和一个强大的过剩的钙相对于铁和太阳能比。我们使用后一个特征来识别星系晕中的贫金属恒星，这些恒星已经被PISN预先富集，通过比较低分辨率（即，R \sim 2000）光谱的斯隆数字巡天（SDSS），与金属丰度确定的SDSS恒星参数管道（SSPP）。后者是基于Ca II K线的强度和对Ca/Fe丰度比的假设。如果恒星的Fe线的金属丰度明显低于SSPP的金属丰度，则选择它们作为候选恒星。在SDSS光谱可用的12，300颗恒星的样本中，我们已经确定了18颗候选恒星。欧洲南方天文台的甚大望远镜和XSHOOTER摄谱仪正在获得这些候选者的更高分辨率和信噪比光谱，以确定它们的丰度模式，并验证我们的选择方法。我们计划将我们的方法应用于数百万恒星光谱的数据库，将在未来五年内与LAMOST望远镜。
2012-07-19 astro-ph.SR
Carbon-enhanced Metal-poor Stars in SDSS/SEGUE. I. Carbon Abundance Estimation and Frequency of CEMP Stars
本文介绍了一种利用SDSS和SEGUE的低分辨率（R = 2000）恒星光谱测定恒星[C/Fe]丰度比的方法。通过与一组SDSS/SEGUE光谱进行逐星比较，并根据已发表的高分辨率分析对[C/Fe]进行估计，我们证明，我们可以从S/N > 15的SDSS/SEGUE光谱中测量[C/Fe]，精度优于0.35 dex。使用通过这种技术获得的测量的碳-铁丰度比，我们推导出碳增强星（[C/Fe] > +0.7）的频率作为[Fe/H]的函数，对于SDSS/SEGUE星和文献中的其他样本。我们发现，在[Fe/H] ~（-2.4）处，微分频率从几乎为零缓慢上升到约14%，然后从[Fe/H] ~（-2.4）到[Fe/H] ~（-3.7），微分频率突然增加约3倍，达到39%。我们还研究了CEMP星的累积频率如何在不同的光度类别中变化。巨大样品表现出累积CEMP频率为32%（[Fe/H] <-2.5）、31%（[Fe/H] <-3.0）和33%（[Fe/H] <-3.5）。对于主序星，我们得到了一个较低的累积CEMP频率，约10%的[Fe/H] <-2.5。矮星族在[Fe/H] =-2.5以下的CEMP星的累积频率有很大的变化，从[Fe/H] < -2.5时的15%跳到[Fe/H] <-3.0时的75%。当我们对与银河系中平面的距离施加限制（|Z| < 5 kpc）时，CEMP巨星的频率在低金属丰度（…
2013-10-11 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
Statistical Parallax Analysis of SDSS M Dwarfs
我们使用统计视差方法对~ 22，000 M矮星进行了分析。这种技术采用了最大似然公式，同时解决绝对星等，速度椭球参数和反射太阳运动的均匀恒星样本，并已被应用到银河RR天琴座和造父变星人口和帕洛玛/密歇根州立大学（PMSU）调查附近的低质量恒星。我们分析了斯隆数字巡天（SDSS）中最新的M矮星光谱目录的子样本，以确定绝对星等和运动学特性作为光谱类型，颜色，色球活动和金属丰度的函数。我们发现新的，独立的光谱类型的绝对星等关系，和颜色的绝对星等关系的SDSS过滤器，并比较从其他方法中发现的。M0-M4型的活跃星有较亮的绝对星等，而较低金属丰度的恒星有较暗的绝对星等。我们的运动学分析证实了以前的太阳运动和速度色散的结果，更遥远的恒星拥有更大的特殊运动，和色球活跃（年轻）的恒星有较小的速度色散比他们不活跃的同行。我们发现了一些证据，系统的平均U和W速度的样品细分颜色的差异。
2010-12-16 astro-ph.SR
Two new pulsating low-mass pre-white dwarfs or SX Phenix stars?*
上下文在低质量恒星中发现脉动，为利用星震学工具探测其内部并确定其演变提供了机会。目标。我们的目的是分析SDSSJ 145847.02 $+$ 070754.46和SDSSJ 173001.94 $+$ 070600.25的高速测光，并发现亮度变化。为了在$T_{\rm eff} - \log g$图中定位这些恒星，我们将光学光谱（SDSS）与来自模型大气的合成非磁性光谱相匹配。方法.为了进行这项研究，我们使用了我们在阿根廷CASLEO的2.15米望远镜获得的这些恒星的光度数据。我们分析了它们的光变曲线，并应用离散傅里叶变换来确定脉动频率。最后，我们在$T_{\rm eff} - \log g$图中比较了这两颗恒星，与已知的两颗前白矮星，七颗脉动前ELM白矮星，$δ$ Scuti和SX Phe星。结果我们报告了在SDSSJ 145847.02 $+$ 070754.46和SDSSJ 173001.94 $+$ 070600.25中发现的脉动。计算出它们的有效温度和表面重力分别为：$T_{\rm eff}$ = 7 972 $\pm$ 200 K，$\log g$ = 4.25 $\pm$ 0.5和$T_{\rm eff}$ = 7 925 $\pm$ 200 K，$\log g$ = 4.25 $\pm$ 0.5。根据这些参数，这些新的脉动低质量恒星可以被识别为ELM白矮星（~ 0.…
2016-01-30 astro-ph.SR
Motion Verified Red Stars (MoVeRS): A Catalog of Proper Motion Selected Low-mass Stars from WISE, SDSS, and 2MASS
我们提出了一个光度计目录8，735，004自行选择的低质量恒星（KML光谱类型）在斯隆数字巡天（SDSS）的足迹，从合并的SDSS数据发布10（DR10），2微米全天巡天（2MASS）点源目录（PSC），和广域红外巡天探测器（WISE）AllWISE目录。使用$r-i$、$i-z$、$r-z$、$z-J$和$z-W1$颜色选择恒星，并结合SDSS、WISE和2MASS天体测量来计算自行。由此产生的3，518，150颗恒星被SDSS和美国海军天文台B1.0星表（USNO-B）中的5，216，854颗早期类型恒星的自行增强。我们使用SDSS + USNO-B自行来确定选择干净恒星样本的最佳标准。只有自行大于其$2$ $σ$不确定度的恒星才包括在内。我们的运动验证红星（MoVeRS）目录可通过SDSS CasJobs和VizieR获得。
2015-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint, high proper motion star candidates selected from the SDSS and PS1 catalogs
高自行星探测几个极端的恒星星族，包括附近的物体，星系晕星和超高速星。将对高自行恒星的搜索扩展到微弱的极限可以增加它们的数量，并有助于识别感兴趣的目标。我们通过比较斯隆数字巡天（SDSS）-数据发布（DR）10星表和Pan-STARRS 1-DR 1堆叠图像星表来寻找微弱（r>19.5等）的高自行星（>~200 mas/yr）。我们的主要选择标准是在SDSS和PS1时期之间移动>1.5角秒和高达7角秒的恒星。我们确定了2923颗高自行星，其中826颗在GAIA-DR 2星表中没有自行，565颗没有在GAIA-DR 2星表中列出。我们的SDSS-PS1自行与GAIA测量的自行一致，具有约10 mas/yr的稳健rms。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physical Parameters for RR Lyrae Stars in the SDSS Filter System
我们提出了一个校准的金属丰度和物理参数（温度，光度，重力，质量，半径）的RR天琴座星使用ugriz SDSS光度系统。我们的工作是基于合成水平分支（HB）的计算，充分考虑到进化的影响，在金属丰度和HB形态的范围很广。我们提供的分析拟合能够提供非常高的（内部）精度，仅基于平均SDSS幅度和颜色。
2013-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
SDSS Absolute Magnitudes for Thin Disc Stars based on Trigonometric Parallaxes
本文提出了一个新的基于三角函数的薄盘主序星光度-颜色关系式。通过对依巴谷星表和2 MASS全天点源星表中的恒星进行匹配，并应用相对视差差（$σ_π/π\leq0.05$）、金属丰度（$-0.30\leq[M/H]\leq0.20$ dex）、年龄（$0\leq t \leq 10$ Gyr）和表面重力（$\log g>4$）等约束条件，获得了一批薄盘主序恒星样本。然后，我们在SDSS和2 MASS光度测量之间使用我们以前的转换方程（Bilir等人，2008 a），并将$M_{g}$绝对星等校准为$(g-r)_{0}$和$(r-i)_0$颜色。2 MASS和SDSS光度测量之间的转换公式以及绝对星等校准提供了使SDSS星等饱和的亮星的空间密度。
2009-03-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the formation of very metal-poor stars: The case of SDSS J1029151+172927
恒星的形成是早期宇宙的一个关键过程，对宇宙的进一步演化有着深远的影响。虽然由真正的原始气体形成的恒星被认为比我们的太阳质量大得多，但今天宇宙中的恒星的典型质量低于一个太阳质量。这种转变的物理起源和发生的条件是高度争论的。有两种相互竞争的模型，一种基于金属线冷却作为主要介质，另一种基于粉尘冷却。最近发现的极贫金属恒星SDSS J1029151+172927为区分这两种模型提供了一个独特的机会。基于简单的热力学考虑，我们认为SDSS J1029151+172927更可能是由于尘埃连续冷却而不是金属线冷却而形成的。我们的结论是，极端贫金属恒星的质量是由尘埃引起的碎片。
2012-01-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
SDSS-III/APOGEE: Detailed Abundances of Galactic Star Clusters
斯隆数字巡天III/阿帕奇点天文台星系演化实验（SDSS-III/APOGEE）是对银河系恒星和星团进行的大规模光谱巡天。SDSS-III/APOGEE测量旨在产生高信噪比，R = 27，500 - 31，000光谱，覆盖波长范围为1.51至1.68微米。通过利用APOGEE出色的运动学（误差<= 0.5 km/s）和丰度（误差~ 0.1 dex），我们将能够详细研究星团的运动学和化学性质。在2011年开始的3年调查期间，APOGEE将瞄准25-30个关键的开放和球状星团。此外，SDSS焦平面的大面积覆盖也将使我们能够在主要调查观测期间瞄准100-200个额外星团中的恒星。我们提出了APOGEE的开放和球状星团的研究和识别可能的集群成员利用2 MASS和IRAC/WISE数据的方法的实力。
2010-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
New ultra metal-poor stars from SDSS: follow-up GTC medium-resolution spectroscopy
上下文银河系中形成的第一代恒星在星际介质中留下了核合成的化学特征，今天在后来形成的低质量恒星的大气中可以看到。对低质量恒星的化学成分进行取样，可以深入了解第一批恒星。目标。我们的目标是增加具有极低金属丰度的恒星的样本，从具有中等光谱分辨率和信噪比（S/N）的光谱中识别超贫金属恒星。实现这一目标需要从这些光谱中得出可靠的金属丰度和碳丰度。方法.我们对从SDSS光谱中选择的微弱的、V>19的、贫金属的候选者进行了后续观测，并在GTC用OSIRIS进行了观测。SDSS和后续的OSIRIS光谱进行了分析，使用FERRE代码，以获得有效的温度，表面重力，金属丰度和碳丰度。此外，我们的样本中还包括一颗著名的极贫金属恒星，以校准分析方法。结果我们已经观察和分析了五个贫金属候选人从中等质量的SDSS光谱。我们样本中的所有恒星都被证实是极贫金属的恒星，[Fe/H]<-3.3。我们发现了J173403+644632，一颗碳增强的超贫金属矮星，[Fe/H]=-4.3，[C/Fe]=+3.1。
2017-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
J0023+0307: A mega metal-poor dwarf star from SDSS/BOSS
只有少数恒星的铁丰度[Fe/H]<-5，只有一颗[Fe/H]<-7。这些恒星有非常大的碳铁比，A（C）~7.0，很可能是由于核心坍缩超新星的回落，这使得它们的总金属丰度Z远高于铁丰度。在理论模型的支持下，未能找到第三星族星（即没有金属的星族星）被解释为头重脚轻的初始质量函数的结果。在金属丰度为零或非常低的情况下，限制辐射冷却，可以抑制低质量恒星的形成。目前，恒星SDSS J1029+1729将低质量恒星形成的潜在金属丰度阈值设定为log Z/Z_0~-5。SDSS J 0023 +0307是一颗原始星，T_eff =6188 ± 84 K，log g=4.9 ± 0.5，上限[Fe/H]<-6.6，碳丰度A（C）< 6.3。在我们寻求降低金属丰度阈值的过程中，我们发现J 0023 +0307是已知的两颗最缺铁的恒星之一，它的碳含量比大多数[Fe/H]<-5的恒星都要少。
2018-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Black-Body Stars
我们报告发现的恒星，显示光谱非常接近的黑体辐射。我们在斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据档案中的798，593颗恒星中发现了17颗这样的恒星。我们讨论这些恒星的测光校准的价值，无论是这些恒星的物理性质。这给了我们一个机会，以检查在各个通带的SDSS测光零点的准确性：我们得出结论，SDSS测光系统的零点是内部一致的，在其五个通带的水平低于0.01马格。我们也可以检查银河演化探测器和SDSS的紫外测光之间的一致性零点，和红外测光宽视场红外巡天探测器对SDSS。这些恒星不仅可以作为光度标准星，也可以作为分光光度标准星。我们认为，这些恒星显示出无特征的黑体光谱的有效温度为$10000\pm1500$ K是一致的DB白矮星的温度太低，发展氦吸收功能。
2017-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
