The Death Spiral of T Pyxidis
我们报告了一个长期的运动，以跟踪1.8小时光度波在经常性的新星T Pyxlane，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。在1996年至2011年期间，该波在振幅和波形上都非常稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，我们发现这个周期在P/P-dot=3x10^5年的时间尺度上增加。这表明静止期的传质速率约为10^-7 M_sol/yr。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。当它回到V=11附近的能见度时，轨道周期增加了0.0054（6）%。这是测量新星爆发时喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这表示在爆发前的速率大于300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么这颗白矮星的质量肯定是在侵蚀，而不是在增长--这让这颗恒星通过超新星爆炸而出名的希望破灭了。相反，双星动力学似乎基本上是侵蚀中的白矮星和低质量的次级恒星之间的自杀协议，可能是由白矮星的EUV辐射激发并迅速减少。
2013-03-04 astro-ph.SR
T Pyxidis: Death by a Thousand Novae
我们报告了一个为期20年的运动，跟踪1.8小时的光度波在经常性的新星T Pyxtons，使用全球望远镜网络的后院天体物理中心。1996年至2011年间，该波的振幅和波形高度稳定，类似于超软双星中常见的轨道波。然而，这一周期在时间尺度P/P-dot=3x10^5年上增加。这表明静止期的质量转移速率约为10^-7 M_sol/yr，与基于恒星光度的吸积速率基本一致。这比该轨道周期的激变变星的典型值大约2000倍。在爆发后的平静期（2012-2016年），这颗恒星继续以其快乐但神秘的方式-类似的光度，类似的P/P点（2.4x10^5年）。在2011年爆发的最大亮度附近，轨道信号变得非常微弱（<0.003等）。到了爆发的第170天，在V=11附近，轨道信号再次出现，振幅为0.005等，然后逐渐增强到正常的0.08等，而恒星则下降到15.7等。在约1年的隐身和低振幅期间，轨道信号在周期上增加了0.0054（7）%。这可能是测量新星爆发中喷射出的质量的方法。对于一个合理的二元参数选择，该质量至少为3 × 10 ^-5 M_sol，甚至可能更高。这代表着在爆发前的速率下有超过300年的吸积，但爆发之间的时间只有45年。因此，爆发的白矮星似乎喷射出的质量至少是它吸积的6倍。如果这次爆发是典型的，那么白矮星的质量一定是在侵蚀，而不是在增长。除非目前的一系列喷发是一个短暂的插曲，否则双星动力学似乎是侵…
2016-03-01 astro-ph.SR
Photometric survey of the red giant V449 Cygni over half a century (1974 to 2022). A semi-regular variable star with a period of ~54 days
这项研究总结了1974年至2022年期间由目视和CCD GEOS观测者，意大利天文学家联盟和各种自动化望远镜获得的红巨星V449 Cygni测量的主要部分。天鹅座V449在1970-1990年间的光度变化似乎更符合GCVS分类的L型恒星，具有不规则的振幅变化，有时以约100天的准周期为标志。自1990年代中期以来，这些变化变得更有规律，振幅约为0.7等V，周期约为54.1天，这是应用于最近最好的CCD系列的各种周期搜索程序所显示的。大约2000天的更长时间可以描述V449 Cyg的长期变化。因此，天鹅座V449似乎是一颗SRB型恒星。
2022-07-15 astro-ph.SR
Atlas of photometric and spectroscopic daily monitoring of the very slow Nova Cas 2021 (=V1405 Cas) during the first 660 days of its outburst
新星卡斯2021于2021年3月18日爆发，在53天后通过光度最大值时达到肉眼亮度。我们描述了我们的~日常监测其演变，涵盖了发现以来的第一个660天。在所有我们获得了574高精度光度运行同时在BVRI波段，和110 Echelle高分辨率光谱。详细绘制了Cas新星2021的多波段光度演化图，并讨论了其与原型甚慢新星HR Del和V723 Cas的严格相似性。所有三颗新星都显示出多次和短暂的最大值，而几个月来徘徊在明亮的高原上，最终进入最后的衰退和星云阶段。所有新星的下降速度相同：通量（V）=（t-to）** α，α =-2.3在主要最大值之前，Nova Cas 2021的发射线以纤细的Voigt轮廓为特征，在它之后，所有线变得更宽，并以叠加在更宽基座上的宽中心分量为特征。这一转变发生在伽马射线发射被探测到的同一时间。沿着7个月的高原，线轮廓显示了鲁莽的变化，在所有的速度尺度，以响应不断变化的亮度的新星在第二个极大值。在+230天离开平台后，星云线出现，电离度迅速增加，从FeII/Balmer/HeI通过HeII/Bowen，然后到[CaV]/[NeV]/[FeVII]。大约在+550天之后，配置文件停止了进化，冻结了它们的外观。在后来的时期，所有发射线的轮廓变得密集的城堡状，在过去的四个月里，所有凹痕的径向速度稳定在1公里/秒。
2023-02-09 astro-ph.SR
BVRcIc photometric evolution and flickering during the 2010 outburst of the recurrent nova U Scorpii
介绍了2010年周期性新星U Scorpii爆发的CCD BVRcIc光度观测结果。光变曲线发展平稳，t2（V）=1.8，t3（V）=4.1天，接近1999年大爆发的t2（V）=2.2，t3（V）=4.3天。2010年的平台期比1999年的爆发更亮，持续时间更短，开始时间更早。闪烁，$I_{\rm C}$的振幅是$B$带的两倍，在第+4.8天和+15.7天不存在，在第+11.8天存在，时间尺度约为半小时。
2010-03-15 astro-ph.SR
500 days of Stromgren b, y and narrow-band [OIII], Ha photometric evolution of gamma-ray Nova Del 2013 (= V339 Del)
我们提出并讨论了通过中等Stromgren y，b波段和窄[OIII]，Halpha波段获得的高度精确的测光，这些波段覆盖了Nova Del 2013自最大亮度以来的500天演变。这是迄今为止对在这种光度系统中观测到的任何新星的最完整的研究。这些光度带中的新星行为与用更传统的宽波段如UBVRI或ugriz观察到的非常不同，提供了关于喷出物的范围和电离的独特信息，临界阶段的开始，如光学厚和薄条件之间的过渡，以及中央超软X射线源的再电离。在不同的时期和不同的照明角度下精确测量了y、b、[OIII]和Halpha光度滤光片的实际透射曲线，以详细评估其在精确操作条件下的性能。Halpha和[OIII]光变曲线的极端平滑性表明，Nova Del 2013的喷出物中没有大而突然的不连续性。如果它们存在，当电离和/或复合前沿超过它们时，光变曲线中的毛刺就会出现。在记录的超软X射线发射的非常大的变化（一天内高达100倍）期间（从第+69天到第+86天，超过V最大值），在光学光度测定中没有观察到超过1%的毛刺，无论是在连续谱（Stromgren y）中还是在谱线（[OIII]和Halpha滤波器）中，或者在两者的组合中（Stromgren b，Johnson B和V）。考虑到当时喷出物中的复合时间尺度为一周，这排除了白矮星作为X射线变化源的全球变化，而是支持通过视线到达我们的星团喷出物作为其起源。
2015-04-21 astro-ph.SR
Photometric evolution of Nova Del 2013 (V339 Del) during the optically thick phase
我们提出并讨论了Nova Del 2013从发现时（发生在最大亮度前几天）到+77天（光学厚相结束时）的BVRI光度演化。
2013-11-12 astro-ph.SR
Photometric analysis of the dwarf nova SU UMa based on TESS
本研究利用TESS观测数据对矮新星SU UMa进行测光分析，解析了超级爆发的超亮斑演化三阶段与周期，估算了质量比，发现了吸积盘进动相关振荡及不同状态下的超长周期准周期振荡特征。
2024-05-20 astro-ph.SR
BVRI photometric evolution of the very fast Nova Ophiuchi 2010 N.1 = V2673 Oph
速度非常快的FII级蛇夫座新星2010 N.1迅速上升到最大亮度（V波段的最后2.2等在3.4天内被覆盖），在2010年1月18日达到最大亮度，V=8.5，B-V=+0.95，V-Rc=+0.75，V-Ic=+1.50。以t2（V）=10.0和t3（V）=23.5天为特征的快速平稳下降。影响新星的红化是E（B-V）=0.7，距离d=7.4 kpc，在银道面以上的高度为z=0.6 kpc。
2010-03-28 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Studies of Four Low Mass-ratio Contact Binaries with Period Longer than 0.7 days
对四个长周期低质量比相接双星进行光度和光谱研究，确定其类型、轨道周期变化及磁活动性，并比较长短周期系统的质光与质径关系。
2025-10-25 astro-ph.SR
Long-term photometric variations in the candidate white-dwarf pulsar AR Scorpii from K2, CRTS, and ASAS-SN observations
我们分析了从2014年开始的AR Sco的长节奏开普勒K2观测，以及2005年至2016年期间由卡塔利娜实时巡天和全天自动超新星巡天获得的测量测光。K2数据显示，在78天的观测期间，轨道调制相当稳定，但我们检测到与平均波形的非周期性偏差，在几天的时间尺度上振幅约为2%。将K2数据与巡天光度测量数据进行比较后发现，轨道波形在2005年至2010年期间逐渐发生变化，轨道最大值向早期阶段移动。我们比较这些光度的变化与这个不寻常的系统提出的模型。
2017-07-28 astro-ph.SR
Photometric search of orbital periods in symbiotic stars
介绍了1997 - 2008年在托伦附近的Piwnice天文台对3颗共生星ZZ CMi、TX CVn和AG Peg进行的UBVRI测光。为了搜索这些恒星的轨道周期，使用了傅立叶分析。对于其中的两个，TX CVn和AG Peg，我们已经确认了较早的已知周期。对于ZZ CMi，我们发现了一个相对较短的周期218.59天。假设轨道周期是原来的两倍（P=437.18天），光变曲线中的双正弦波可以用椭球效应来解释。
2010-03-02 astro-ph.SR
Photometric evolution of the 2016 outburst of recurrent Nova LMC 1968: the first three weeks
光学（BVRI）测光的前三个星期的爆发的经常性新星LMC 1968年提出和讨论。2016年的I波段光变曲线是2010年火山爆发的精确复制品，即使是最微小的细节。最大星等被推断发生在2016年1月21.2日，I=11.5等，对应的绝对星等M（I）=-7.15。一个~1天的高原是目前在所有波段约6天过去的光学最大值，同时出现的超软X射线发射在斯威夫特的观测，信号的广泛电离的喷出物。这颗新星进入了一个更长的平台期，大约比最大值晚了9天，由白矮星的亮度控制，现在可以直接看到它，并且它的表面仍然有核燃烧。爆发复发的平均周期约为955天（2.6年），这既符合OGLE季间间隙，也符合观测到的前一次爆发之间的间隔。
2016-03-08 astro-ph.SR
The Central Star Candidate of the Planetary Nebula Sh2-71: Photometric and Spectroscopic Variability
我们提出了几个新获得的和存档的光度和光谱数据集的有趣的，但知之甚少的13.5等中心恒星候选人的双极行星状星云Sh 2 -71的分析。测光观测证实了先前确定的准正弦光变曲线，周期为68天，也表明周期性的急剧亮度下降，可能是日食，周期为17.2天。此外，U和V光变曲线之间的比较表明，68天的亮度变化伴随着一个可变的变红效应的$ΔE(U-V)=0.38$。光谱数据集表现出显着的变化，巴耳末，氦和单离子化金属线的光谱分布，并表示，这些变化发生在几天的时间尺度。迄今为止最精确的验证表明，光谱变化与68天的亮度变化无关。观测到的恒星的平均径向速度为$\sim$ 26 km/s，振幅为$\pm$ 40 km/s。通过与合成光谱和标准光谱的光谱比较，确定光谱类型为B8 V。新提出的中心恒星候选模型是一个不对准的进动盘的Be二进制。
2015-05-07 astro-ph.SR
Photometric Observations of the Young Cluster Variable GM Cephei
我们提出我们的测光观测GM Cep，太阳型变量在年轻（~4百万年）疏散星团Trumpler 37。这颗恒星被认为是一颗经典的金牛座T型恒星，具有星周盘和活跃的吸积作用。GM\，Cep被怀疑经历了爆发，因此是EXor型变量的候选者。在我们2010-2011年的监测活动中，GM Cep在R波段经历了约0.82等的亮度下降，持续了39天，以及频繁的，短暂的耀斑样事件，振幅< 1等，每次持续约10天。增亮伴随着更蓝的颜色，可能是由于增加的吸积活动。有趣的是，这颗恒星在衰落阶段也变得更蓝。结合AAVSO和文献资料，我们发现衰落事件的准周期周期约为311天。一种可能的褪色机制可能是恒星周围的一团尘埃造成的。因此，我们认为GM Cep应该是一个UXor型变量之间的过渡阶段的颗粒凝聚和星子形成过程中的拱盘。
2012-02-23 astro-ph.SR
High Cadence Millimagnitude Photometric Observations of V1112 Persei (Nova Per 2020)
私人瞭望台（LO）在2020年11月25日由Seiji Ueda发现后不久，在37个夜晚，跨越80多天，对经典新星V1112 Persei进行了监测。图像是以高节奏拍摄的，最初的曝光时间不到2秒，有些时间持续超过10个小时。测光的标准误差通常好于千分之五的星等（5毫等）。这种节奏和精度不仅允许观测到新星的预期变暗，而且还允许观测到周期为0.608 ± 0.005天的变化。该数据补充了美国变星观测者协会（AAVSO）公开提供的光度测定法，并将所得数据组合起来进行光度测定分析。本文并不试图从天体物理学的角度对新星进行深入的物理分析。
2021-07-22 astro-ph.SR
The Photometric Period and Variability of the Cataclysmic Variable V849 Herculis (PG 1633+115)
我们报告了激变变星V849 Her的时间分辨测光，并测量了0.1414 \pm 0.0030天（3.394 \pm 0.072小时）的周期。我们还介绍了2010年和2011年几个星期的测光，以及美国变星观测者协会从1995年到2011年的光变曲线。光谱、由红外线星等推导出的绝对星等和变率都表明V849 Her是一颗类新星变星。我们观察到的浅（0.5等）低态类似于VY雕塑星的不稳定低态，尽管它们可能在12.462 \pm 0.074天的平均周期内准周期性地重复出现。
2012-02-16 astro-ph.SR
Data-driven derivation of stellar properties from photometric time series data using convolutional neural networks
恒星的变异性是由许多内部物理过程驱动的，这些物理过程取决于恒星的基本性质。这些性质是我们调和恒星观测与恒星物理的桥梁，也是理解星系形成背景下恒星星族分布的桥梁。许多正在进行和即将进行的任务正在绘制恒星随时间的亮度波动，这些信息编码了有关物理过程的信息，如旋转周期，演化状态（如有效温度和表面重力）和质量（通过星震参数）。在这里，我们探讨如何以及我们可以预测这些恒星的属性，在不同的演化状态，只使用光度时间序列数据。为此，我们实现了一个卷积神经网络，并通过数据驱动的建模，我们从各种基线和节奏的光变曲线预测恒星属性。基于一个季度的\textit{Kepler}数据，我们恢复恒星的性质，包括表面重力的红巨星（与$\lesssim$ 0.06 dex的不确定性），和旋转周期的主序星（与$\lesssim$ 5.2天的不确定性，从$\approx$ 5至40天无偏）。缩短\textit{Kepler}数据到27天的TESS样基线，我们恢复恒星的性能，精度略有下降，$\sim$ 0.07 dex的日志$g$和$\sim$ 5.5天的$P_{\rm rot}$，无偏从$\approx$ 5至35天。我们灵活的数据驱动方法利用了数据的全部信息内容，需要最少的特征工程，并且可以推广到其他调查和数据集。这有可能在当前和未来的调查中为数百万颗恒星提供恒星属性估计。
2020-05-19 astro-ph.SR
Light-curves of symbiotic stars in massive photometric surveys I: D-type systems
本文分析了13颗曾被划分为D型共生星的ASAS、SAMO、OGLE和SAAO JHKL的光变曲线。大多数的近红外光变曲线已经被监测了很多年，显示长期的变化，由于可变的尘埃遮蔽，除了恒星的脉动。到这些天体的距离是从周期光度关系和从Ko-[12]色得到的质量损失率的估计得出的。我们将AS 245重新分类为S型共生体，具有半规则的冷组分，脉动周期约为一年。首次估算了SS 7338（463天）、AS 210（423天）和H2-38（395天）的大振幅脉动周期，证实它们是共生的Miras。将共生的Miras与脉动周期相似的正常Miras进行比较，发现共生星的Ko-平均值较高[12]。这可能表明它们有更高的质量损失率，或者更有可能是Mira丢失的尘埃被困在双星系统中。
2009-06-22 astro-ph.SR
Photometric Modulations on Intermediate Timescales in the Symbiotic Binaries
Department of Astronomy and Space Sciences, University of Ege（埃格大学天文与空间科学系）
研究通过多波段数据揭示了共生双星中中间时间尺度（数十天）的变异性及短周期信号，发现光度调制源于红巨星脉动、星周或盘状活动及高温组件旋转的综合作用。
2026-03-02 astro-ph.SR
Photometric Analysis of TCP J20171288$+$1156589 -- WZ Sge Type Dwarf Nova with Delayed Ordinary Superhumps Emergence
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天文研究所）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Vereniging voor Sterrenkunde（比利时天文协会）
研究了WZ Sge型矮新星TCP J20171288$+$1156589的光度特性，发现其超速突起出现存在延迟，揭示了系统的质量比和轨道参数。
2025-12-06 astro-ph.SR
The vanishing of the long photometric cycle in AU Monocerotis
本研究分析了麒麟座AU 46.3年的多波段测光数据，发现其约417天的长测光周期在2010年前后消失，这为解释双周期变星长周期的现有理论模型提供了强约束。
2025-07-16 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic analysis of four contact binaries
本文报道了四个W Uma双星J015829.5+260333（以下简称J 0158）、J030505.1+293443（以下简称J 0305）、J102211.7+310022（以下简称J1022）和KW Psc的光度和光谱分析结果。VRcIc波段的光度观测是用1.3米的毁灭快速光学望远镜进行的。对于低分辨率光谱，我们使用2米喜马拉雅钱德拉望远镜以及4米LAMOST调查的档案数据。J 0158和J 0305系统的周期增长率分别为5.26（+/-1.72 x10 ^-7天/年和1.78（+/-1.52 x10 ^-6天/年。发现J1022的周期以4.22（+/-1.67 x10 ^-6天/年）的速率递减。KW Psc之期间分析显示其期间并无变动。光变曲线的建模采用PHOEBE软件包，基本参数的计算采用GAIA视差法。光变曲线的不对称性解释与冷点在特定位置上的系统的组件之一的假设。根据温度、质量比、填充因子和周期，J1022系统被确定为W亚型系统，而其他系统则表现出一些混合性质。为了探测这些WUMa双星的色球活动，将它们的光谱与已知的不活动恒星的光谱进行了比较。比较显示Hα、Hβ和Ca II的发射。为了了解这些系统的演化状态，我们将这些组成部分绘制在质量-半径和质量-光度平面上，并与其他特征良好的双星系统一起绘制。所有系统的次要成分都远离ZAMS，这表明次要成分比主要成分更进化。
2021-02-26 astro-ph.SR
Superhumps in the cataclysmic variable BG Tri
本文利用罗真天文台、ASAS-SN、TESS和WASP巡天的地面观测资料对明亮激变变星BG Tri进行了详细的光度学研究。我们报告了在2019年和2020年的数据中发现了一个P $_{-sh}$ = 0.1515（2）天的负超峰和一个P=3.94（53）天的共存超轨道变化。在2006年的数据中还发现了P $_{+sh}$ = 0.1727（14）天的正超峰。得到的负超峰亏损$\varepsilon_{-}$ =0.044（1）和正超峰过剩$\varepsilon_+$ =0.090（9）给出了系统质量比（q）的独立光度估算，分别为q $_-$ = 0.37（2）和q $_+$ = 0.40（5）。我们还提出了一个研究的准周期振荡（QPOs）和随机变化（闪烁）在BG三。光变曲线显示了一个丰富的混合物，同时重叠的准周期范围从5到25分钟。罗真天文台的多色（UBVRI）测光观测揭示了闪烁振幅向较短波长的典型增加。当负超级峰在2021年季节消失时，所有研究的光度带中闪烁光源的最近引入的A $_{60}$振幅系统性降低。
2022-08-23 astro-ph.SR
Extremely Low Mass Ratio Contact Binaries. II. The First Photometric and Spectroscopic Investigations of Six Systems with Orbital Periods Longer than 0.5 days
本文首次对六颗轨道周期长于0.5天的极低质量比相接双星开展测光与光谱研究，揭示其无周期变化或长期增减、无色球活动，并结合218颗样本分析能量转移、相接度与质量比关系，预测截止质量比为0.021。
2025-05-07 astro-ph.SR
Multi-band Photometric and spectroscopic analysis of the dwarf novae IU Leo
本研究结合多波段测光、Kepler/TESS 光变曲线及 LAMOST 光谱，分析矮新星 IU Leo 的环双星包层、轨道周期与爆发光谱，并用 MESA 验证其演化参数。
2025-10-21 astro-ph.SR
First photometric study of the eclipsing binary PS Persei
2009年连续两天获得了食双星英仙座PS（PS Per）的CCD光度观测。采用2003年版Wilson-Devinney程序分析了$V$和$R$谱带的第一条完整光变曲线。结果表明，PS Per是一颗短周期的大陵型双星，质量较小的部分准确地充满了它的内临界洛希瓣。得到了$q=0.518$的质量比和$i=89.^{\circ}86$的轨道倾角。另一方面，根据所有可用的原始光极小期时间，包括两个新的，轨道周期已被改善。
2010-08-18 astro-ph.SR
Unveiling the multiple periodicities of the cataclysmic variable LS Cam
本文分析了LS~Cam在19、20和26扇区的$TESS$测光资料。从扇区19和20获得的功率谱显示出多个周期性-轨道变化（$P_{orb} = 0.14237$天），轻微波动的超轨道变化（$ P_{so} \approx 4.03$天）和永久性负超峰（$P_{-sh} = 0.1375$天）。在扇区26中，存在另外的正超级峰（$P_{+sh} = 0.155$天）。利用文献中的关系式，估计两种组分的质量比和质量分别为$q =0.24$、$M_1 = 1.26M_\odot$和$M_2 = 0.30 M_\odot$。
2021-06-07 astro-ph.SR
Eclipsing high-mass binaries I. Light curves and system parameters for CPD-518946, PISMIS24-1 and HD319702
我们提出了第一个全面的光度O星调查的结果，在波鸿大学位于智利Cerro Armazones附近的机器人双折射。对于Pismis 24 -1、CPD-518946和HD 319702这三颗大质量恒星，我们通过Lafler-Kinman算法确定了周期，并在Roche几何的框架内模拟了光变曲线。对于Pismis 24 -1，一个先前已知的食双星，我们提供了第一个光变曲线，并确定了2.36天的光度周期和61.8度的轨道倾角。光变曲线的最佳拟合模型解表明了一种分离的构型。当初始温度为T1 = 42520 K时，我们得到第二组分的温度为T2 = 41500 K。CPD-518946是另一颗已知的食双星，我们修正了它的光度周期为1.96天，轨道倾角为58.4度。该系统可能具有半分离构型，质量比q = M1/M2 = 2.8。如果我们采用T_1 = 34550 K的初始温度，我们得到第二组分的T_2 = 21500 K。HD 319702是新发现的年轻疏散星团NGC 6334的食双星成员。该系统显示了明确的日食，有利于一个分离的配置，周期为2.0天，轨道倾角为67.5度。结合我们的光度测量结果和主光谱型O_8 Ⅲ（f）（T_1 = 34000 K），我们得到次级成分的温度为T_2 = 25200 K。
2013-06-23 astro-ph.SR
Comparative study of TESS photometry and radial velocities on six early K-type contact binaries with similar periods around 0.268 days
本文结合TESS测光与APOGEE、LAMOST光谱研究六颗周期约0.268天的早K型相接双星，确认其多为W次型浅相接系统，并指出视向速度对次型判定的重要性。
2023-05-14 astro-ph.SR
Photometric observations and preliminary modeling of type IIb supernova 2011dh
本文介绍了对Ⅱ b型SN 2011dh进行300天左右的CCD UBVRI测光。导出了主要的光度参数，并与同类SNe进行了比较。光变曲线与SN IIb 2008ax相似，但初始闪光更强且非常短，在U和B的光变曲线上有驼峰。进行了初步建模，并将结果与准测辐射热光变曲线和UBVRI波段的光变曲线进行了比较。
2012-07-10 astro-ph.SR
Where Is the Flux Going? The Long-Term Photometric Variability of Boyajian's Star
我们提出了~800天的光度监测Boyajian的明星（KIC 8462852）从全天自动巡天超新星（ASAS-SN）和~4000天的监测从全天自动巡天（ASAS）。我们发现，从2015年到现在，博雅健星的亮度以6.3 +/- 1.4 mmag/yr^-1的速度稳步下降，因此该恒星现在比2015年2月暗1.5%。此外，ASAS提供的更长的时间基线表明，在过去的11年里，Boyajian的明星也经历了两次明亮的事件，而不仅仅是表现出单调的下降。我们分析了位于同一ASAS-SN场中的~1000颗亮度相似的比较星的样本，并证明了最近的衰落在>99.4%的置信度下是显著的。2015-2017年的变暗速率与开普勒数据在2009 - 2013年期间测量的一致。这种长期的变化很难用迄今为止提出的任何恒星行为的物理模型来解释。
2017-12-01 astro-ph.SR
$τ^{9}$ Eri: A bright pulsating magnetic Bp star in a 5.95-day double-lined spectroscopic binary
$τ^{9}$ Eri是一颗Bp型恒星，之前被报道是一颗单线光谱联星。使用17 ESPaDOnS spectropolarimetric（斯托克斯$V$）的观测，我们确定了弱的光谱线的次要组成部分，并检测到一个强磁场的主要。我们对这两个组成部分的径向速度进行了轨道分析，找到了一个周期为$5.95382(2)$天的稍微偏心的轨道（$e= 0.129$）。初级线圈的纵向磁场（$B_\ell$）由每个Stokes $V$剖面测量，典型误差条小于10 G。还测量了仅对应于Fe线的LSD轮廓的等效宽度（EW）。我们进行了频率分析的$B_\ell$和EW测量，以及依巴谷，SMEI，和TESS光度数据。所有的测光观测结果都给出了两个明确的、强有力的Bp星自转周期的候选者：1.21天和3.82天。$B_\ell$和EW测量结果仅与3.82天的周期一致。我们认为HD 25267是由一颗自转周期为3.82262（4）天的晚型Bp星（M= $3.6_{-0.2}^{+0.1} M_\odot$，T= $12580_{-120}^{+150}$ K）和一颗周期为5.95382（2）天的晚A/早F型次级伴星（M= $1.6\pm 0.1 M_\odot$，T= $7530_{-510}^{+580}$ K）组成。Bp星的磁场近似为偶极磁场，具有$i= 41\pm 2^{\circ}$、$β= 158\pm …
2021-01-27 astro-ph.SR
Simultaneous monitoring of the photometric and polarimetric activity of the young star PV Cep in the optical/near-infrared bands
我们提出了一个同时监测的结果，持续2年多的时间，光学和近红外光度和偏振活动的变量原恒星PV Cep。在监测期间，所有光度带都发生了爆发，其下降阶段（$Δ$ J $\approx$ 3等）持续了约120天。光学和红外线曲线之间的$\sim$ 30天的时滞已被测量和解释的吸积事件的框架。后者在近红外颜色的显著变化中可以直接识别出来，在爆发阶段，当恒星主导发射时，它看起来更蓝，而在下降阶段，当盘发射占主导地位时，它看起来更红。所有的观测数据已经结合起来，得出一个连贯的图片的复杂形态的整个PV Cep系统，即，除了恒星和吸积盘，也是由一个可变的双锥星云。特别地，所有这些成分之间的相互作用是极化的高值（$\approx$ 20%）及其波动的原因。观测数据一致表明PV Cep不是一颗真正的EXor星，而是一颗更复杂的天体;此外，PV Cep的情况导致了对最近发现的其他年轻爆发源的分类的争论，这些爆发源被认为是EXor，可能过于简单。
2011-03-01 astro-ph.SR
Mount Suhora high cadence photometric survey of T Tauri-type stars
本文介绍了对北半球121颗主序前恒星进行的高步频多色观测的结果。这次巡天的目的是探测由这些年轻恒星的掩星以及由近距离行星和/或尘埃团吸积引起的热点引起的类似凌日的特征。虽然没有行星凌日被检测到，我们的数据允许确定旋转周期的一些金牛座T星，吸积过程中操作的经典金牛座T型恒星的时间尺度从几分钟到几天，以及大规模的下降所造成的尘埃翘曲盘。
2020-10-31 astro-ph.SR
Photometric evolution and peculiar dust formation in the gamma-ray Nova Sco 2012 (V1324 Sco)
本文介绍了γ射线新星Nova Sco 2012（V1324 Sco）的光学测光（BVRI）和红外测光（JHK），并对光度曲线进行了重建和讨论。得到了星际红化E（B-V）=1.23。尘埃在新星早期就开始形成，只下降了一个星等，超过最大光学亮度20天，并在V波段造成了至少6个星等的消光，几个月后才清除。这种不寻常的早期尘埃形成妥协的应用程序的最大幅度与下降率（MMRD）的关系，估计到新星的距离。
2015-04-20 astro-ph.SR
The active RS CVn-type system SZ Pictoris
我们研究的光谱二进制SZ Pictureso，南方RS CVn型系统的短期和长期的变化。我们使用中分辨率阶梯光谱在CASLEO跨越18年，光度数据从ASAS数据库V波段和光学机器人天文台（BVRI波段）类似的时间间隔。我们将合成光谱分离为对应于两个组成部分的光谱，并能够确定准确的轨道参数，特别是4.95天的轨道周期。我们还观察到一个光度调制的轨道周期的一半，由于恒星的椭圆率。我们还发现了周期活动的~ 2030天，无论是在测光和Ca II流量的第二个恒星的系统。
2019-10-25 astro-ph.SR
The First Photometric Study of the Short-period Shallow Contact System LO Comae
本文给出了食双星LO Com在B、V和R通带的第一组完整的光度光变曲线，并利用Wilson和Devinney程序对这些光变曲线进行分析，导出了LO Com的光度解。由光度解可知，LO Com为W型W UMa二元系，其质量比q={m}2/{m}1=2.478，接触度f=（3.2 ± 0.25）%。通过将这两个新的最小时间与文献中先前发表的最小时间相结合，我们发现（O-C）曲线显示出向下的抛物线变化，对应于轨道周期的长期减小，其速率为{d}P/{d}t=-1.18*{10}-7天yr-1。这种轨道周期的长期减少可能是由质量较大的组分向质量较小的组分的质量转移引起的。
2017-08-02 astro-ph.SR
Photometric Study of Neglected Eclipsing Binary GSC 3576-0170
短周期食双星GSC 3576-0170的新多色$BVRI$光度光变曲线是在连续两个晚上（2009年10月5日和6日）获得的。利用2003年版的Wilson-Devinney程序，首次导出了精确的光度解。结果表明，GSC 3576-0170是一个半分离的二元系统，其温差约为1490 K。光变曲线畸变进一步解释为通过经由撞击次级组件的面对表面的流的质量传递在次级组件上的热点。通过分析所有可用的光最小时间，我们还得到了更新的星历，并首次发现了一个可能的周期振荡的振幅为0.0038天，周期为4.3年。这种周期性振荡可以用第三分量的光时效应或系统的磁活动周期来解释。
2011-12-08 astro-ph.SR
Long-term photometric and low-resolution spectroscopic analysis of five contact binaries
对5颗大熊座W食双星J015818.6+260247进行了光度和光谱研究（以下简称J0158b）、J073248.4+405538（以下简称J0732）、J101330.8+494846（以下简称J1013）、J132439.8+130747（以下简称J1324）和J152450.7+245943（以下简称J1524）。测光数据是在1.3 m毁灭性快速光学望远镜（DFOT）、1.04 m Sampurnanand望远镜（ST）和TESS空间任务的帮助下收集的。利用4 m大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的低分辨率光谱进行光谱分析。这些系统的轨道周期的变化是确定使用我们和以前可用的光度数据从不同的调查。J1013和J1524的轨道周期分别以$-2.552(\pm0.249)\times 10^{-7}$天$yr^{-1}$和$-6.792(\pm0.952)\times 10^{-8}$天$yr^{-1}$的速率变化，而其他的轨道周期没有任何变化。J1013和J1524的轨道周期变化对应于这些系统中从初级组分到次级组分的$2.199\times10^{-7} M_{\odot}\,yr^{-1}$和$6.151\times10^{-8}M_{\odot}\,yr^{-1}$的质量转移速率。在J1524的情况下，通过磁制动的角动量损失也可能是观测到的轨道周期变化的原因。除J…
2021-12-23 astro-ph.SR
Dwarf Nova V1040 Centauri and Variable Stars in its Vicinity
本文介绍了矮新星V1040 Cen的光度测量结果。光变曲线显示了两次正常的爆发，重现时间约为40天，振幅约为2.5兆。平静数据显示了周期在0.1天（2.4小时）至0.5天（12小时）范围内的振荡，原因不明。我们测得V1040 Cen的轨道周期为P_orb = 0.060458（80）天（1.451 +-0.002 h）。根据M_v-P_orb关系，我们求得V_（1040）Cen的距离为137 ± 31 pc。本文还报道了在监测到的矮新星场中发现的11颗新的变星。
2011-11-27 astro-ph.SR
A photometric study of the high-mass-ratio contact binary AV Puppis
利用2013年版Wilson-Devinney（W-D）程序计算了接触双星船尾座AV（AV Pup）在$VR_cI_c$带通区的多色光度光变曲线.结果表明，AV Pup是一个具有高质量比（$q=m_2/m_1= 0.896$）和填充因子（$f=10\%$）的A亚型W UMa接触双星。结合我们新确定的最小时刻和文献中的最小时刻，研究了该系统的轨道周期变化。$O-C$分析表明，AV Pup的轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t=4.83 \times 10^{-7} \ \mathrm{days \ yr^{-1}}$的速率增加，这可以用质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。
2019-06-06 astro-ph.SR
New Galactic $β$ Lyrae-type Binaries Showing Superorbital Photometric Cycles
我们目前发现的32个新的双周期变量（DPVs）位于朝向银河系的隆起。我们在光学引力透镜实验项目公布的近50万颗双星中发现了这些天体。有了这一发现，我们将银河系中已知的DPV数量增加了2倍。新的DPV包含31个食双星和一个椭球变星。轨道周期从1.6天到26天不等，而长周期则在47天到1144天之间。我们的分析证实了轨道和长周期之间的已知相关性，这也在麦哲伦云的类似系统中观察到。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first photometric analysis of the near contact binary IR Cas
基于新观察到的BVRI光变曲线进行IR Cas的第一光度分析。对称的光变曲线和几乎平坦的次极小值表明可以确定非常精确的光度测量结果。我们发现IR Cas是一颗近接触双星，其主成分充满了Roche瓣。根据所有可获得的最小光照时间对O-C图进行分析，发现存在周期性变化的证据，其半振幅为0.0153天，周期为39.7年，叠加在以dp/dt=-1.28（\pm 0.09）\times 10^{-7} d yr^{-1}的长期下降率上。对这种周期性变化最合理的解释是第三个物体产生的光时间旅行效应。周期的减小可能是由于从初级部件到次级部件的质量传递引起的。随着时间的推移，IR Cas最终将演变为接触系统。
2014-09-24 astro-ph.SR
Photometric study of contact binary star MW And
利用塔尔顿天文台的0.8米望远镜和CCD光度计对短周期食双星MW And进行了1298次观测。在Johnson的BVR过滤器中获得观察结果。光变曲线显示MW And是一颗食双星，周期为0.26376886天。进一步的分析表明，MW和的周期以0.17秒/年的速率变化。使用2015年版本的Wilson-Devinney模型获得光度解决方案。结果表明，MW And是一颗W Uma型食双星。我们的分析表明，该系统具有W-亚型接触系统的光变曲线。根据其颜色估计，其光谱类型为K 0/K1，将其置于周期谱图的零年龄接触区。溶液的光度表明它是一个双谱线光谱系统，因此，建议进行光谱观测以作进一步的详细研究。
2018-08-20 astro-ph.SR
The quasi-resonant variability of the massive LMC system BI 108
早期B超巨星LMC星BI 108在光度上是可变的，具有独特的光变曲线;在几乎精确的3：2共振中存在两个强周期。我们在VLT/UVES上收集了光谱数据，在10个历元中对10.733天的超周期进行了采样。我们发现的光谱签名SB 2系统组成的两个大规模的B1超巨星的轨道周期为5.366天。较短的周期类似于食双星的光变曲线，周期为3.578天，但数据中没有检测到。我们讨论了短周期的可能原因，并得出结论，四重系统是更合理的假设。
2012-11-17 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations of the neglected near-contact binary Cl* Melotte 111 AV 1224
本文对短周期双星Cl ~*~Melotte~111~AV~1224进行了光度学和光谱学研究。在2014年至2017年的三次观测运行中获得的$B$，$V$和$R$通带的测量结果以及2014年获得的中等分辨率光谱，与SuperWASP和LAMOST项目的公共数据一起进行了分析。我们的光变曲线显示出明显的不对称性和可变的O 'Connell效应。SuperWASP测光被用来推导一个平均的0.345225天的双周期。对$(O-C)$图的分析表明，轨道周期以$dP/dt = -3.87 \times 10^{-6}$天/年的速率减小，这可能是由质量较大的组分向质量较小的组分的质量转移引起的。该系统被发现是一个单线光谱二进制与系统速度，$γ= 1 \pm 3$ Km s $^{-1}$，和半振幅，K $_{1}$ = 21 $\pm$ 5 Km s $^{-1}$。初步估计其光谱分类和有效温度分别为K 0 VPDMATHABMU 1和PDMATHABMVK。光度和光谱解表明Cl ~*~Melotte~111~AV~1224是一个低质量比（$q=m_{2}/m_{1} \sim 0.11$）、低倾角（$\sim ~ 38^{\circ}$）的近接触体系。主星和伴星的质量、半径和光度分别估计为$1.02 \pm 0.06\, M_\odot$、$1.23 \pm 0.05\, R_\odot $、…
2018-08-07 astro-ph.SR
Optical And X-ray Variability Of γ Cas Stars: Sao 49725
该研究结合光学、X射线光谱与TESS测光，分析SAO 49725的短时线轮廓变化、1.1989天自转周期及跨历元光变特征。
2025-05-13 astro-ph.SR
CCD photometric study of the W UMa-type binary II CMa in the field of Berkeley 33
本文给出了中年疏散星团Berkeley 33视场中的一颗接触星--EW型双星II CMa的CCD测光数据。获得了完整的R光曲线。本文利用CCD观测到的5个光极小期（其中3个由Mazur等（1993）的资料计算，2个由我们的新资料计算），将轨道周期P修正为0.22919704天。通过使用2003版W-D（Wilson-Devinney）程序分析完整的R光曲线。发现这是具有质量比$q=0.9$和接触因子$f=4.1%$的接触系统。高质量比（$q=0.9$）和低接触因子（$f=4.1%$）表明体系刚刚进入边缘接触阶段。
2011-03-10 astro-ph.SR
Long-term Photometric Behavior of Outbursting AM CVn Systems
AM CVn系统是一类富氦、后周期极小、半分离、超紧双星。它们的长期光变曲线一直知之甚少，因为已知的系统很少，而且爆发之间的重现时间很长（数百天）。我们提出了结合光度光变曲线从线性，CRTS和PTF天气调查研究这些系统的光度变化在近10年的时间。这些光变曲线为这些系统所经历的爆发现象提供了更清晰的图像。我们描述了大多数已知的爆发AM CVn系统的光度行为，并建立了它们的爆发性质和系统的轨道周期之间的关系。我们还探讨了为什么有些系统只显示了一个单一的爆发，到目前为止，并扩大了以前接受的现象学状态的AM CVn系统。我们的结论是，这些系统的爆发显示相对于轨道周期的演变，这可能是由于随着周期的增加，质量传递速率降低。最后，我们考虑的AM CVn系统，应存在于建模的天气调查的数量。
2014-10-26 astro-ph.SR
New Photometric Observations and the 2015 Eclipse of the Symbiotic Nova Candidate ASAS J174600-2321.3
食双星系统ASAS J174600-2321.3，过去曾显示出约4等（V）的显著增亮，最近被确定为共生新星候选者。2014年7月启动了一项长期光度监测计划。在目前的活跃阶段，该系统显示出大约每33个月发生一次振幅约为3.5等（V）的深食。为了监测2015年的日食，AAVSO发布了510警报通知。在随后的活动中，航空航天志愿服务组织的观察员在约翰逊B号上进行了338次测量，在约翰逊V号上进行了393次测量，在约翰逊I号上进行了369次测量，并进行了27次目视观测。本文介绍并分析了来自AAVSO国际数据库的这些数据，以及上述光度监测计划的观测结果。根据这些数据，我们能够将轨道周期精确到Porb = 1012.4天。此外，这些数据暗示平均亮度略有下降，如果被证明是真的，可能表明爆发的下降。
2015-12-04 astro-ph.SR
Linear Spectropolarimetry of the 2011 Eruption of the Recurrent Nova T Pyx
Universidad Internacional de Valencia (VIU)（瓦伦西亚国际大学）；Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA), Unidad Asociada al CSIC（阿拉贡宇宙物理研究中心（CEFCA），CSIC联合单位）
通过分析再发新星T Pyx 2011年喷发的九个历元VLT/FORS2分光偏振数据，发现连续谱偏振通常低于1%且取向约95度，吸收线偏振可达2%，并识别出两个速度相关的偏振分量，从而约束了喷出物的几何与运动学结构。
2026-09-22 astro-ph.SR
Large-Scale Periodic Variability of the Wind of the Wolf-Rayet Star WR1 (HD 4004)
我们提出了一个密集的光度和光谱监测活动的WN 4沃尔夫-拉叶（WR）星WR 1 = HD 4004的结果。我们的宽带V测光覆盖的时间跨度为91天，显示的变化与P=16.9 $^{+0.6}_{-0.3}$天。我们的光谱数据中也发现了相同的周期。光变曲线是非正弦曲线，其形状随时间逐渐变化。然而，光度变化在几个周期内仍然是一致的，我们估计光变曲线的相干时间尺度为60天。光谱显示出大规模的线轮廓的变化，这可以被解释为多余的发射峰移动从一侧的配置文件的其他几天的时间尺度。虽然我们不能明确地排除不太可能的可能性，WR 1是一个二进制，我们建议，我们已经发现的变化的性质强烈表明，这是由于存在于风的WR星的大尺度结构，最有可能的同向旋转相互作用区（CIR），这是预测出现在固有的不稳定的辐射驱动风时，他们在他们的基地扰动。我们还认为，在WR 6，WR 134和WR 137中观察到的变异性是相同的性质。最后，假设CIR的周期与自转周期有关，我们估计了已经进行了充分监测的四颗恒星的自转速率，即WR 1、WR 6、WR 134和WR 137的v $_{rot}$ =6.5、40、70和275 km/s。
2010-04-27 astro-ph.SR
Preliminary results for the triple system AV CMi
本文对食双星AV CMi进行了新的V、R和I滤光片CCD测光观测。用Wilson-Devinney码分析了完整的光变曲线，导出了新的几何和光度元素。此外，对该系统进行了两年的系统观测，发现有第三个天体围绕其中一个组成部分运行，周期约为0.52天。第一个轻元素，这个额外的组件给出了它的性质进行了讨论。
2009-12-18 astro-ph.SR
