BV(RI)c photometric study of three variable PMS stars in the field of V733 Cephei
本文报告了2007年2月至2020年1月期间收集的三颗主序前变星的第一次长期BV（RI）c测光CCD观测结果。研究的恒星位于仙王座OB3星协中PMS星V733 Cep的区域。我们研究中的所有恒星在全光学通带中都表现出快速的光度变化。在本文中，我们描述和讨论这些恒星的光度行为和它们的变化的可能原因。在两颗恒星的光变化中，我们发现了周期性。
2020-06-03 astro-ph.SR
IC 361:- Near infrared and UBVRI photometric Analysis
我们在这里提出了详细的光学和红外光度分析的疏散星团IC 361。在研究径向密度分布时，发现星团的径向范围为8.0 +/- 0.5弧分。利用色-色图和色-星等图得到了星团的基本物理参数：E（B-V）= 0.56 +/- 0.10星等，E（V-K）= 1.72+/-0.12星等，log（Age）=9.10+/-0.05，（m-M）0 = 12.54 +/-.05星等。发现IC 361位于3.22 +/- 0.07 kpc的距离。利用存档的自行目录，我们估计IC 361的平均自行为4.97+/-0.17 mas yr-1和-5.80+/-0.18 mas yr-1的方向RA和DEC，分别。导出了星团主序星的光度和质量函数。质量函数斜率为-1.06+/-0.09，与Salpeter值相比太低。
2019-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
UBVRI photometry of Betelgeuse over 23 years since 1999
我们报告的结果，我们连续UVVRI波段光度测定的参宿四从1999年至2022年使用相同的光度系统。我们的观测有两个优点：（1）我们使用光电二极管作为探测器，以避免饱和，（2）我们的数据集包括U波段光变曲线，这是在最近的CCD光度计中没有广泛观察到的。利用我们的光变曲线，我们进行了周期性分析，发现了~405天和~2160天的周期。我们还讨论了超过20年或更长时间的长期变化的试探性检测。最后，我们讨论了2019年底至2020年初“大调光”事件期间U-B颜色指数的特殊变化。
2022-11-08 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations of the 2014 eclipse of the complex binary EE Cephei
我们报告了2014年EE Cep日食的光度和光谱观测。这被证明是有记录以来最浅的日食之一，而不是预测的最深的日食之一。这次日食的光变曲线大致形状与2003年日食相似。食前后的光谱型与B5 Ⅲ一致，食中时稍晚。整个日食期间，Hα发射线的总通量保持相对恒定。
2014-12-16 astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. I. Grids of 3D corrections in the UBVRI, 2MASS, Hipparcos, Gaia, and SDSS systems
由于对流的影响，冷星的大气在时间和空间上都是不均匀的，这种不均匀性（称为颗粒化）对颜色的影响从来没有在大范围的有效温度和重力下进行过研究。我们的目标是以定量的方式研究颗粒化对颜色的影响。我们使用CIFIST网格的CO 5 BOLD流体动力学模式来计算新兴的通量。这些又被用来计算UBVRI、2 MASS、依巴谷、盖亚和SDSS系统的理论颜色。每个CO 5 BOLD模型都有一个对应的一维（1D）平面平行LHD模型计算相同的大气参数，我们用来定义一个“3D校正”，可以应用于从任何一维模型大气代码计算的通量计算的颜色。颜色的3D校正通常很小，只有百分之几的量级，但它们远非可以忽略不计。我们发现，当使用颜色作为诊断时，忽略颗粒效应可能会导致Teff被低估高达200 K，并导致重力被高估高达0.5dex。我们发现了当前版本的CIFIST网格在如何处理散射方面的一个主要缺点，这可能导致0.01mag量级的偏移，特别是对于涉及蓝色和UV波段的颜色。我们研究了Gaia和Hipparcos测光系统，发现（G-H_p），（BP-RP）图不受颗粒化的影响。此外，我们指出RVS光度法作为金属丰度诊断的潜力。我们的研究表明，如果我们想用颜色作为F，G，K星的恒星参数的诊断，颗粒化的影响不应该被忽略。一个局限性是，在我们目前的计算中，散射被视为真实吸收，因此我们的3D校正可能是真实效果的上限。（节录）
2018-02-19 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the S-type Mira V667 Cassiopeiae and the Carbon Star OR Cephei
本文通过2022年一个脉动周期内的光谱与光度观测，研究了S型米拉变星仙后座V667和碳星仙王座OR的星等、色指数、光谱分类及氢发射线绝对流量随脉动相位的变化。
2024-07-01 astro-ph.SR
Enhancing Our Knowledge of Northern Cepheids through Photometric Monitoring
正在通过哈利法克斯附近的阿比岭自动观测站的CCD观测和圣玛丽大学伯克-加夫尼观测站的光电测光，定期监测北半球一些已知和新发现的造父变星和有关天体。其中包括北极星，它在其不断增长的光振幅中显示出不寻常的波动，以及短周期，双模造父变星HDE 344787，其振幅小于北极星，以及其他需要额外观测的经典造父变星。观测结果正被用来确定造父变星的基本参数，用于造父变星周期光度关系的银河系校准以及银河系结构的研究。
2009-07-17 astro-ph.SR
A photometric study of the neglected eclipsing binaries: V405 Cep, V948 Her, KR Mon and UZ Sge
利用Wilson Devinney程序对被忽略食双星V405 Cep、V948 Her、KR Mon和UZ Sge的CCD多波段光变曲线进行了分析。新的几何和绝对参数的推导和使用，以确定其当前的演变状态。V405 Cep、V948 Her和KR Mon是分离系统，它们的组成部分几乎处于相同的进化阶段。UZ Sge是一个有第三伴星环绕的大陵五经典系统，而V405 Cep、V948 Her和UZ Sge都含有早型成分，因此我们对它们的光变曲线进行了研究，以确定它们可能的脉动行为。
2014-04-10 astro-ph.SR
A deep decrease event in the brightness of the PMS star V350 Cep
介绍了2014年3月至2017年5月期间PMS星V350 Cep的CCD UBVRI观测的新光度数据。在2016年4月至5月期间，我们记录了恒星亮度的深度衰落事件，振幅$ΔI$ = 1.75等，$ΔR$ = 1.69等，$ΔV$ = 1.77等和$ΔB$ = 2.16等。V350 Cep是UXor型恒星在深度最低亮度时的典型“发蓝效应”。在2016年下半年，V350 Cep将其亮度恢复到接近最大值的水平。由于该恒星在以前的研究中被认为是一个可能的FUor天体，因此深度下降的可能原因是吸积速率的下降。另一个可能的原因是恒星附近的尘埃团的遮蔽。
2017-06-04 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric study of the Mira stars SU Camelopardalis and RY Cephei
Miras是迷人的恒星。它们大气中的卡帕机制驱动着脉动，而脉动会改变它们的光度亮度、表观光谱类型和有效温度。这些脉动还驱动光谱中巴耳末发射线的形成。这种行为可以用小型望远镜观察和研究。我们报告了一个为期三年的项目相结合的光谱学和光度学分析的Mira恒星SU凸轮和RY Cep的行为，并描述了他们的亮度，颜色，光谱类型，有效温度和巴尔末发射变化超过四个脉动周期。
2021-07-27 astro-ph.SR
The unusual photometric variability of the PMS star GM Cep
本文报道了2011年4月至2014年8月期间对前主序星GM Cep的UBVRI光度观测结果。所提供的数据是我们从2008年开始对这颗恒星进行光度监测的延续。GM Cep位于年轻的疏散星团Trumpler 37的区域，在过去的几年里，它一直是一个密集的光度和光谱研究的对象。这颗恒星表现出强烈的光度变化，在以前的研究中被解释为EXor类型的可能爆发。六年多的测光数据显示出大幅度的变化（Δ V ~ 2.3等）。并且观察到亮度的几个深最小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。观察到的亮度下降有不同的形状，没有发现周期性的证据。与此同时，经典金牛座T星典型的高振幅快速亮度变化也出现在GM Cep的光变曲线上。GMCep的光谱显示出典型的金牛座T星的宽H/α发射线和一些金属的吸收线。我们计算出H/α发射区的外半径为10.4 +/-0.5 Rsun，吸积速率为1.8 × 10 -7 Msun/yr。
2015-02-26 astro-ph.SR
The first photometric analysis and period investigation of the K-type W UMa type binary system V0842 Cep
V0842 Cep是一颗W UMa型双星，自发现以来一直被忽视。本文用Wilson-Devinney程序分析了山东大学威海天文台1 m望远镜获得的VR $_c$ I $_c$光变曲线。发现V0842 Cep是一个浅接触二元系统（f=8.7 $\%$），质量比为2.281。由于它的轨道倾角大于80 $^\circ$，测光结果是可靠的。包括一个周期研究，揭示了一个不断减少的轨道周期（$\frac{\mathrm{d}p}{\mathrm{d}t}$ =1.50（$\pm$ 0.42）$\times$ 10 $^{-7}$ dyr $^{-1}$）。这种趋势可能是由于恒星风造成的角动量损失。
2020-12-21 astro-ph.SR
Observational studies of Cepheid amplitudes. I - Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes
目的：利用多色测光和视向速度资料，对造父变星的周期振幅关系进行修正。根据U、B、V、R_C和I_C光度带和脉动径向速度变化构造的银河造父变星的可靠P-A图有助于研究以前研究得很少的可观测振幅之间的相互关系。双星度和金属度对观测到的振幅的影响，以及短周期造父变星和长周期造父变星之间的二分法都可以被研究。结果如下：大振幅造父变星与同伴表现出较小的光度振幅平均比孤立的，正如预期的那样，而s-Cepheids脉动rbitrary（虽然小）的振幅。观测到的径向速度与蓝光光度振幅的比值A_V_RAD/A_B并不像理论上预测的那样能很好地指示脉动模式。这可能是由于对一些小振幅造父变星的模式分配不正确造成的，这些造父变星不一定是第一泛音变星。脉动振幅对波长的依赖关系被用来识别造父变星的双重性。20多颗先前被归类为孤立造父变星的恒星现在被怀疑有伴星。在不同波段观测到的光度振幅比证实了正常振幅造父变星之间存在二分法。短周期造父变星和长周期造父变星的分界周期为10.47天。结论：脉动振幅的相互依赖性，振幅参数的周期依赖性，和二分法必须考虑到的约束条件，在造父变星的结构和脉动建模。P-L关系的研究必须符合10.47的中断，而不是目前使用的“方便”值10天。
2009-08-25 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Asymptotic Giant Branch Star T Cephei
本研究针对渐近巨星支恒星T Cephei，在2022年其387天脉动周期的36个夜晚同步获取光谱与测光数据，用测光校准光谱绝对流量，揭示了一个完整脉动周期内多类天体物理参数的变化规律。
2023-11-30 astro-ph.SR
Photometric study of the short period W UMa system VW Cephei
共431个光电B和V观测的短周期。这些测量是在1995年9月27/28和28/29两个连续的夜晚获得的，代表了整个光变曲线阶段。对于每个滤光片，推导出四个最小光照时间，并从目前的光度观测中推导出新的周期为0.277892天。利用最新版本的W-D程序构造、研究和分析了新的光变曲线。
2014-02-12 astro-ph.SR
Long-term $V(RI)_{c}$ CCD photometry of pre-main-sequence stars in the association Cepheus OB3
介绍了2007年2月至2020年11月期间收集的13颗主序前星的光学CCD光度观测结果。这些恒星位于仙王座OB3星协中，在年轻恒星V733仙王座的区域内。光度观测，特别是关于恒星的长期变化，在文献中缺失。我们提出了第一个长期的$V(RI)_{c}$监测他们，涵盖13年。我们的研究结果表明，所有被调查的恒星都表现出很强的光度变化。本论文是我们对位于活跃恒星形成区的PMS星进行光度研究计划的一部分。
2021-03-24 astro-ph.SR
Photometric Study and Search for Pulsations in RZ Dra and EG Cep
本文介绍了大陵型食双星RZ Dra和EG Cep的CCD观测结果。用PHOEBE软件和Wilson-Devinney程序（2003版）分析了光变曲线。一个详细的光度分析，根据这些意见，提出了二元性和脉动。结果表明，半分离系统中的第二个组成部分填充其罗氏瓣。在减去理论光变曲线后，进行频率分析，以检查每个系统的主要组件的脉动。此外，还对每种情况进行了周期分析，以寻找食对周围的其他成分。
2009-10-15 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
Discovery of the spectroscopic binary nature of three bright southern Cepheids
我们提出了一个分析的光谱径向速度和光度数据的三个明亮的银河系造父变星：LR三角南（LR TrA），RZ Velorum（RZ Vel），和BG Velorum（BG Vel）。根据新的径向速度数据，这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。峰-峰径向速度振幅与光度振幅的比值表明LR TrA和BG Vel存在伴星。IUE谱表明RZ Vel和BG Vel的伴星不可能是热星。对所有测光数据的分析表明，RZ Vel和BG Vel的脉动周期单调变化，这是由于恒星演化。此外，最长的周期造父变星在这个样本中，RZ Vel，显示周期波动叠加在单调的周期增加。光时间效应的解释所观察到的图案需要长期的光度监测这造父变星。LR TrA的脉动周期自发现亮度变化以来一直保持恒定。利用统计数据，它还表明，大量的光谱双星仍然有待发现明亮的经典造父变星。
2013-08-08 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared UBVRIJHK Photometry for the RR Lyrae stars in the Nearby Globular Cluster M4 (NGC 6121)
我们目前的光学和近红外UBVRIJHK测光的恒星在银河系球状星团M4（NGC 6121）的基础上获得了大量的观测资料，主要是从公共天文档案。我们专注于星团中的天琴座RR变星，并做出特别的努力，以准确地重新识别以前发现的变量。我们还发现了两个新的可能RR天琴座变量在M4领域：其中一个是它的位置在天空中和它的光度特性是一个可能的成员集群，第二个是一个可能的背景（凸起？）object.我们提供了准确的赤道坐标的所有47颗恒星确定为RR天琴座，新的光度测量的46人，和新的周期估计45。我们还获得了34颗以前被确定为其他类型的变星的恒星的精确位置和平均光度，以及另外5颗首次被确定的非天琴座RR变星。我们给出了该星团的光学和近红外色星等图，并显示了其中变星的位置。我们给出了M4中RR型天琴座星的Bailey（周期-振幅）图和周期-频率直方图，并将它们与M5（NGC 5904）的相应图进行了比较。我们的结论是，RR天琴座种群在两个集群是非常相似的，我们已经考虑的所有相关属性。这两个集群的平均周期，脉动模式比，和贝利图显示支持最近提出的“奥斯特霍夫中性”分类。
2014-06-29 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the totally eclipsing contact binary V811 Cep
对V811 Cep进行了首次光度分析。给出了V、R和I带的第一条完整的光变曲线。用Wilson-Devinney（W-D）程序对V811 Cep进行了分析，结果表明V811 Cep是一个质量比为0.285的中接触双星（$f=33.9(\pm4.9)\%$）。它是一个W-亚型接触双星，即质量较小的组分比质量较大的组分更热，并且光变曲线是不对称的（O 'Connell效应），这可以用质量较小的组分上存在热点来解释。轨道倾角为$i=88.3^{\circ}$，表明它是一颗全蚀双星，因此获得的参数是可靠的。通过O-C分析发现，轨道周期以$\dot{P}=-3.90(\pm0.06)\times 10^{-7}d \cdot yr^{-1}$的速率减小，说明质量从大质量组分向小质量组分发生了质量转移。
2021-03-23 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
Cepheid investigations in the era of space photometric missions
造父变星是各种主题的关键对象，从恒星脉动和中等质量恒星的演化到通过它们提供的距离测量来理解银河系和宇宙的结构。流体动力学计算的发展，大型地面测量的发布，以及连续的空间测光的出现，在过去的几年里揭示了许多关于这些恒星的令人困惑的现象。在本文中，我收集了一些重要的和新的成果的主题的距离测量和二进制调查。我还总结了最近发现的光的变化，如倍周期，调制，低振幅的附加模式，周期抖动和颗粒的迹象，并讨论了新的机会，目前和未来的空间任务将为我们提供。
2017-05-04 astro-ph.SR
Astrometric and photometric study of Dias 4, Dias 6 and other five open clusters using ground based and Gaia DR2 data
本文利用UBVRI CCD光度计（Johnsons-Meinins系统）和Gaia DR 2资料对7个南半球疏散星团进行了研究。Dias 4、Dias 6和其他四个星团的UBVRI光度观测结果是首次确定的。从观测的UBVRI数据，我们得到了光度成员的概率估计，并使用自行从UCAC 5目录，我们还确定了运动学成员。从盖亚DR 2天体测量数据，我们确定恒星成员使用自行和松弛，考虑到完整的协方差矩阵。对于这两个独立的数据集和成员资格，我们应用我们的非主观的多维全局优化工具，以适应理论等时线，以确定距离，年龄，红化，金属丰度和二进制分数的集群。平均自行、距离和年龄的结果是一致的，但从盖亚DR 2数据获得的结果在成员选择和估计参数方面都更精确。在NGC 6087的情况下，造父变星S Nor，疏散星团的成员，被用来获得一个独立的距离估计，证实了我们的拟合方法确定的。我们还报告了一个偶然发现的两个新的集群在扩展领域附近原来是迪亚斯4。
2018-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical photometry of GM Cep: evidence for UXor type of variability
本文报道了主序前星GMCep的光学光度观测结果。这颗恒星位于年轻的疏散星团Trumpler 37 --一个活跃的恒星形成区域。GM Cep显示了大幅度的快速变化，解释为以前研究中EXor类型的可能爆发。我们的数据来自2008年6月至2011年2月在罗真天文台（保加利亚）和Skinakas天文台（希腊克里特岛）收集的BVRI CCD测光观测。在BVRI波段对GM Cep视场中的16颗比较星进行了校准。我们的测光资料显示了2.5年的高振幅变化（Δ V ~ 2.3m）和两个深度极小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。另一方面，经典金牛座T星典型的亮度高振幅快速变化也出现在GM Cep的光变曲线上。将我们的结果与文献中发表的结果进行比较，我们得出结论，亮度的变化是由以下两者的叠加引起的：（1）来自星周盘的磁通道吸积，以及（2）来自星周尘埃云或星周盘特征的掩星。
2011-11-09 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres II. Signature of convection in the atmosphere of the red supergiant star $μ$ Cep
红超巨星是冷质量恒星，是宇宙中最大和最明亮的恒星。它们的特点是不规则或半规则的光度变化，其物理原理尚不清楚。本文利用层析方法导出了红超巨星$μ$ Cep的速度场，并将其与光度变化联系起来。层析成像方法允许恢复的视线速度分布在恒星盘和不同的光学深度切片。该方法被应用到一系列的高分辨率光谱的$μ$ Cep，这些结果进行了比较，从3D辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟的红超巨星。在速度场的波动与光度和光谱的变化进行比较，后者是来自TiO带强度和服务（至少部分）代理的有效温度的变化。层析成像方法揭示了速度和光谱/光度变化之间的相移。这种相移导致温度-速度平面中的滞后回线，其时间尺度为几百天，类似于光度计。在$μ$ Cep中测量的滞后回线时间尺度与干扰对流模式的声波的时间尺度之间的相似性表明，这种波在触发滞后回线中起重要作用。
2019-10-10 astro-ph.SR
CCD Photometry of Standard Stars at Maidanak Astronomical Observatory in Uzbekstan: Transformations and Comparisons
标准星的观测在恒星测光中具有重要意义。我们研究了乌兹别克斯坦迈达纳克天文台UBVRI CCD测光系统的标准转换关系。所有观测都是在2003年8月至2007年9月期间使用AZT-22 1.5 m望远镜、SITE 2k CCD或Fairchild 486 CCD和标准Bessell UBVRI滤光片进行的。我们观察到许多标准恒星周围的天体赤道所观察到的SAAO天文学家。测定了各夜的大气消光系数、光度零点和光度零点的时间变化。次生消光系数和光度零点非常稳定，而原生消光系数表现出明显的季节变化。我们还确定了每个滤波器的变换系数。对于B、V、R和I滤波器，可以用直线或两条直线的组合来实现到SAAO标准系统的转换。然而，在U滤波器和Fairchild 486 CCD组合的情况下，需要高达0.08 mags的显著非线性校正项-与巴耳末跳跃的大小或巴耳末线的强度相关。我们发现我们的数据在V，B-V，V-I和R-I上与SAAO测光匹配良好。而在U-B中，零点差约为3.6 mmag，散射约为0.02 mag。我们将U-B中相对较大的散射归因于SAAO测光在U中的较大误差。我们确认了SAAO标准UBVRI系统和Landolt标准系统之间的大部分微小差异。我们还试图解释大气消光系数的季节变化的背景下，在地球大气中的散射源。
2009-09-25 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of the Cepheids X Puppis and XX Sagittarii
本文分析了两颗明亮的造父变星船尾座X和人马座XX的光度和光谱数据。根据文献中的数据以及自己75年的观测，我们得出结论，这两个造父变星都属于光谱双星系统。然而，这些数据不足以确定轨道周期或轨道的其他要素。这一发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。测光结果表明，X Pup的脉动周期持续增加，Δ P=0.007559 d/century，可能是由恒星演化引起的。XX Sgr的脉动周期在过去的100年里是非常稳定的。
2012-10-18 astro-ph.SR
Combining BRITE and ground-based photometry for the Beta Cephei star Nu Eridani: impact on photometric pulsation mode identification and detection of several g modes
我们同时报告了一个基于地面和空间的光度研究的造父β星Nu波江座。组成BRITE星座的五颗卫星中的四颗已经进行了半年的观测，并辅以地面光电测光。我们表明，仔细结合这两个数据集几乎消除了混淆的问题，往往阻碍了时间序列分析。我们在光变曲线中检测到恒星固有的40个周期信号。尽管较低的检测限，我们没有恢复所有的压力和混合模式以前在文献中报道，但我们新检测到6个额外的重力模式。这种行为是脉动幅度的时间变化的结果，我们也检测到的一些p模式。我们指出，理论上预测的脉动振幅对波长的依赖性是陡峭的视觉通带比那些观测测量，在一定程度上，三个主要的脉动模式的波江座将被错误地识别使用的数据，仅在光学滤波器。我们讨论这种差异的可能原因。
2016-09-29 astro-ph.SR
A multisite photometric study of two unusual Beta Cep stars: the magnetic V2052 Oph and the massive rapid rotator V986 Oph
我们报告了Beta Cep恒星V2052 Oph和V986 Oph的多站点测光活动。在182个夜晚中，五大洲的八台望远镜获得了670小时的高质量差分光电Stromgren，Johnson和Geneva时间序列测光。V2052 Oph数据的频率分析能够检测三个脉动频率，最强信号的第一谐波，以及旋转频率及其第一谐波。从分析颜色振幅比的脉动模式识别确认主导模式为径向的，而其他两个振荡最有可能是l=4。结合地震对旋转轴倾斜的限制和已发表的磁场分析，我们得出结论，径向模式必须是基本的。旋转光调制与已发表的光谱可变性同相，并且与两个磁极都通过视线的倾斜旋转器一致。旋转轴的倾角为54 ° <i<58 °，磁性为58 ° <β <66 °。讨论了V2052 Oph存在磁约束风的可能性。V986 Oph单次振荡的光度振幅与l=3模式最一致，但这种识别是不确定的。额外的内在的，显然是时间上不相干的，光的变化V986 Oph的报告。在这一点上无法区分不同的解释，但这种变化似乎存在于许多OB星。获得更快速旋转的Beta Cep星，这似乎更喜欢模式的高l的星震信息的前景进行了简要的讨论。
2012-05-29 astro-ph.SR
Evidence for Photometric Contamination in Key Observations of Cepheids in the Benchmark Galaxy IC 1613
这项研究的目的是提高人们对光度污染（拥挤/混合）的有害影响的认识，因为它可以传播到宇宙距离尺度的不良系统偏移。最新的银河系造父变星W_VIc和斯皮策校准被用来确定IC 1613和NGC 6822中经典造父变星的距离，从而使光度污染的影响能够与金属丰度一起评估。IC 1613中造父变星的距离（W_VIc，[3.6]）表现出银河系的依赖性，因此靠近核心的造父变星看起来（虚假地）太亮（r_g <2 '）。这种效应归因于邻近恒星（未分辨）的光度污染，因为恒星密度和表面亮度可能会随着银河系距离的减小而增加。对于占据NGC 6822的造父变星的比较样本来说，这种影响相对难以辨别，部分原因是该样本比贫金属星系IC 1613更近。每个星系中相对未受污染的造父变星的W_VIc和[3.6]距离是相当的，从而证实了这些波段中的周期-星等关系（莱维特定律）对金属丰度（d[Fe/H] ~ 1）相对不敏感。
2014-09-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An asteroseismic study of the Southern $β$ Cephei star \astrobj{ALS 3721}
我们提出了一个新的调查结果，旨在确定南部的$β$仙王座恒星ALS 3721的脉动特性。2011年在南非的南非天文台获得了分光和多色光度数据。频率分析表明，ALS 3721的振荡可以归因于两个具有较高显著性的主频率。恒星参数和投影旋转速度得到的光谱也被用来执行光度模式识别。为了确定球谐度（$l$），遵循的主要方法是通过比较在不同通带中观测到的光振幅比与从非绝热脉动模型计算的光振幅比。因此，在一般情况下，在预期的$β$ Cephei范围内发现了与频率对应的球谐度。
2013-01-16 astro-ph.SR
CORS Baade-Wesselink method in the Walraven photometric system: the Period-Radius and the Period-Luminosity relation of Classical Cepheids
我们提出了一个新的推导CORS Baade-Wesselink方法在Walraven测光系统。我们解决了完整的Baade-Wesselink方程通过校准表面亮度函数与最近的网格大气模型。采用新的方法来估计的平均半径的样本的银河造父变星，这是可用的精确的光变曲线在Walraven波段。目前的半径同意，在误差范围内，很好地与造父变星半径的基础上，最近的光学和近红外干涉测量。我们还使用两个不同的值（p=1.36，p=1.27）测试了投影因子对周期-半径关系的影响，这些值包含了文献中可用的估计值。我们发现，我们的周期半径关系与最近文献中类似的经验和理论周期半径关系的一致性，通过将投影因子从p=1.36改变为p=1.27来改善。我们的周期-半径关系为log（R）=（0.75 \pm 0.03）log（P）+（1.10 \pm 0.03），rms=0.03 dex。由于对所选造父变星的有效温度进行了准确估计，我们还推导出了V波段的周期-亮度关系，并发现Mv=（-2.78 \pm 0.11）log（P）+（-1.42 \pm 0.11），其中rms=0.13 mag，p=1.27。它与文献中最近的结果相当吻合，而p=1.36的关系偏离超过2 σ。我们的结论是，即使考虑到所获得的周期-亮度关系的固有色散，这是大致相同的数量级的投影因子的影响，本文的结果似乎有利于值p = 1.27。
2010-12-20 astro-ph.SR
A deep optical survey of young stars in the Carina Nebula. I. -- UBVRI photometric data and fundamental parameters
本文呈现了船底座星云135,071颗恒星的深度UBVRI测光数据，结合多波段交叉匹配构建主星表，测定了星团基本参数、红化规律与距离，并筛选出大量前主序成员星，为后续研究提供了高遗产价值的数据。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term Photometric Behavior of the Eclipsing Binary GW Cephei
从2005年开始，连续4年对食双星GW Cep进行了新的CCD测光，并对光变和周期变化作出了合理的解释。所有的历史光变曲线，超过30年的时间间隔，显示惊人的光变化，最好的模型是同时存在的一个冷点和一个热点的更大质量的冷组分恒星。该系统是磁活动的，并且热点一直存在于恒星的内半球，这表明这两个点是由（1）冷恒星上与磁发电机相关的活动和（2）从主要成分到次要成分的质量转移形成的。根据Wilson-Devinney代码和所有其他最小历元的38个光变曲线计时，GW Cep的周期研究表明，轨道周期经历了正弦变化，周期和半振幅分别为32.6 yrs和0.009 d。原则上，这些可能是由第三个天体的光旅行时间效应或至少一个组成恒星的活跃磁循环产生的。因为我们没有发现光度变化和周期变化之间的任何联系，这种变化很可能是由于存在一颗看不见的第三颗伴星，它的最小质量为0.22 $M_\odot$，被引力束缚在食对上。
2009-11-24 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
Tomography of the red supergiant star μ Cep
本文应用层析成像方法研究了红超巨星μ Cep和三维辐射流体动力学模拟快照中的恒星大气层深度速度场，以约束大气层运动并将其与光度变化联系起来。
2018-09-20 astro-ph.SR
Reconstruction of Cepheid Radial Velocity Curves from the shape of the V-band Light Curves
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire 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）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（法智利天文学联合实验室，IRL 3386，法国国家科学研究中心）；Universidad de Concepción, Departamento Astronomía（康塞普西翁大学，天文学系）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（高级研究所，塔拉帕卡大学）
本文提出基于光变曲线形状和脉动周期重建造父星径向速度曲线的方法，通过分析光变和径向速度傅里叶参数的关联，实现了高精度重建，精度达1%以内。
2026-03-12 astro-ph.SR
Photometric sample of early B-type pulsators in eclipsing binaries observed with TESS
本研究基于TESS观测数据，补充分析了8颗额外恒星，最终得到含84颗食双星系统β Cep型脉动星的光度样本（64颗新发现），为大质量恒星星震学建模及解决观测模型差异提供支撑。
2024-04-17 astro-ph.SR
Orbit determination for the binary Cepheid V1344 Aql
本研究针对双星造父变星V1344 Aql，结合新观测与已发表的光谱、测光数据，通过分离脉动与轨道视向速度变化、$\chi^2$最小化方法，首次测定其轨道周期约34.6年、偏心率0.22，并更新了脉动周期，为造父变星周光关系定标提供支撑。
2023-10-16 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of six southern Cepheids
我们提出了六个明亮的银河系造父变星的光度和光谱数据的分析：船底座GH，V419半人马座，V898半人马座，船尾座AD，人马座AY，和ST Velorum。根据新的径向速度数据（在某些情况下补充了文献中的早期数据），这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。V898 Cen是已知的造父变星双星中轨道径向速度振幅最大的一颗（> 40 km/s）。这些数据不足以确定这些新的光谱双星的轨道周期或其他轨道要素。这些发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。我们还收集了所有可用的测光数据，揭示了AD Pup的脉动周期，在这个样本中最长的造父变星，是不断增加的Δ P = 0.004567 d/世纪，可能是由恒星演化。叠加在AD Pup的抛物线O-C图上的波形图案很可能是由双星系统中的光时效应引起的。ST Vel也以持续增加的周期脉动。其他四颗造父变星的特征是在过去的半个世纪里具有稳定的脉动周期。
2013-01-31 astro-ph.SR
TESS observations of Cepheid stars: first light results
我们提出了第一次分析的造父变星观测的TESS空间任务在部门1至5。我们的样本由25个变星组成：10个基模，3个泛音和2个双模经典造父变星，加上3个II型和7个反常造父变星。这些目标是从不同恒星密度的区域中选择的，包括银河系和麦哲伦星系。三个目标具有TESS科学处理操作中心提供的2分钟节奏光变曲线：对于其余目标，我们使用自己的差分光度计FISH管道从全帧图像中准备了自定义光变曲线。我们的主要目标是探索TESS关于造父变星各种亚型的潜力和局限性。我们检测到许多低幅度的功能：弱调制，周期抖动，由于光时效应的时序变化。我们还报告了非径向模式的迹象，并首次发现了这种模式在一个异常的造父变星，泛音星XZ Cet，然后我们证实了地面的测光测量。我们准备了一个自定义的光度解决方案，以尽量减少饱和效应在明亮的基本模式经典造父变星，$β$多尔与lightkurve软件，我们揭示了强有力的证据，周期到周期的变化，在恒星。然而，在一些情况下，脉动的波动无法与仪器效应区分开来，例如来自附近污染源的污染，这种污染也因部门而异。最后，我们将讨论如何精确的光变曲线的形状将是至关重要的，不仅用于分类的目的，而且要确定这些恒星的物理性质。
2020-12-17 astro-ph.SR
Photometric study of five open star clusters
用法国奈尼塔公司的ARIES 104厘米望远镜对Czernik 4、Berkeley 7、NGC 2236、NGC 7226和King 12五个疏散星团进行了$UBVRI$测光。基本的集群参数，如前景变红$E(B-V)$，距离和年龄已被推导出的装置所观察到的两个颜色和颜色星等图，再加上与理论模型的比较。$E(B-V)$值范围为0.55 - 0.74等，而这些星团的年龄范围为$\sim$ 10-$\sim$ 5亿年。我们还研究了空间结构、质量函数和质量分离效应。目前的研究表明，低质量恒星从星团晕的蒸发随着它们的演化而增加。
2013-06-20 astro-ph.SR
An extended theoretical scenario for Classical Cepheids. I. Modeling Galactic Cepheids in the Gaia photometric system
我们提出了一个新的扩展和详细的一套模型的经典造父变星在太阳化学成分（$Z=0.02$，$Y=0.28$）的基础上测试良好的非线性流体动力学方法。为了模拟可能依赖于关键的假设，如中央氦燃烧中等质量恒星的质量-亮度关系或超绝热对流的效率，模型集计算通过改变不仅脉动模式和恒星质量，但也质量-亮度关系和混合长度参数，用于关闭系统的非线性流体动力学和对流方程。的依赖性的预测边界的不稳定带以及光和径向速度曲线上的假设的质量-亮度和效率的超绝热对流进行了讨论。计算了非线性周期-质量-亮度-温度、周期-半径和周期-质量-半径关系。在Gaia滤波器$G$、$G_{BP}$和$G_{BR}$中转换了基波和第一泛音模的辐射热光变曲线的理论图谱，并导出了相应的平均星等。最后，第一个理论周期亮度颜色和周期Wesenlaxes的关系，在盖亚过滤器提供和由此产生的理论计算结果与盖亚数据发布2结果的基本和第一泛音银河造父变星进行比较。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The \b{eta} Lyrae-Type Eclipsing Binary EG Cep: New BVRI Photometry and Modelling
本文介绍了半分离食双星EGCep的新的BVRI CCD观测结果。用Wilson-Devinney程序分析了观测到的光变曲线，导出了新的几何和光度元素。这些元素用于计算系统的物理参数，以研究其演化状态。
2014-04-10 astro-ph.SR
V470 Cas and GSC 2901-00089, Two New Double-mode Cepheids
我们提出了一个测光研究的两个新的双模造父变星，脉动的第一和第二泛音模式：V470 Cas和GSC 2901-00089。为了检索双模式变异性，我们使用了ROTSE-I/NSVS和SuperWASP在线公共档案中的所有可用观测结果。我们在约翰逊系统中的B，V和R波段的多色CCD观测证实了这些变量的双重周期性。我们研究两颗星的周期变化，第一泛音周期的变化被可靠地检测到。此外，我们考虑了银河系1 O/2 O造父变星的彼得森图。
2016-05-04 astro-ph.SR
Accretion Events in Binary Systems: AZ Cas and VV Cep
在最后一个历元，观测到VV Cep食双星的轨道周期突然延长了约1%。质量转移和/或质量损失是该事件最可能的解释。VV Cep的表亲AZ Cas的光度行为表明吸积可能发生，并且在这个系统中也可能很重要。
2011-02-25 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
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The B and Be States of the Star EM Cepheus
我们提出了11年的高分辨率，光谱观测的恒星EM~Cep。从H $α$的发射能级可以看出，EM~Cep在B和Be星态之间转换，但大部分时间处于B~星态. EM~Cep被认为是一颗由质量几乎相等的B星组成的食近接触双星，以重现规则的光度变化;然而，这个模型是有问题的，因为在光谱中没有任何观测到的多普勒频移。我们的观测结果证实，在B星和Be星的宽谱线H $α$和HeI~6678中没有明显的多普勒频移，HeI~6678的谱线轮廓通常呈现出填充的吸收核，但在最高Be态时，我们在这条谱线上检测到微弱的发射。由于缺乏观测到的多普勒频移，我们模型EM~Cep作为一个孤立的Be星与可变的拱星盘。我们可以相当好地再现在11年期间观测到的H $α$发射轮廓，在Be状态下，盘质量为$3$到$10\times\,10^{-11}\;M_*$的数量级，周星盘与视线的倾角为$78^{\circ}$。根据2014年的一次椎间盘弹射事件，我们估计质量损失率为$\approx\,3\times 10^{-9}\;\rm M_{\odot}\,yr^{-1}$。导出的磁盘密度参数是典型的经典Be星。因此，我们认为EM~Cep是一颗经典Be星，它的光度变化是$β\;$ Cep或非径向脉动的结果。
2016-06-15 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic study of 5 pre-main sequence stars in the vicinity of NGC 7129
本文介绍了对位于明亮星云NGC 7129附近的5颗前主序星的长期光学光度和光谱观测结果。我们在明亮星云NGC 7129的西北部，以V391 Cep为中心的区域获得了UBVRI测光观测。我们的ECOCCD观测时间跨度为1998年2月至2016年11月。在我们进行光度监测时，总共获得了13个恒星的中等分辨率光谱。我们的测光研究结果表明，所有的恒星在所有的光学通带表现出强烈的变化。这五颗恒星的长期光变曲线显示出典型的经典金牛座T星亮度变化幅度很大。我们没有发现所有五颗恒星的亮度变化都有任何可靠的周期性。光谱观测结果表明，所有被研究的恒星都是典型的金牛座T型星，发射谱线很宽，发射谱线的轮廓和强度变化很大。
2019-11-15 astro-ph.SR
New measurements and analysis of the \b{eta} Cephei star V909 Cassiopeiae
V909 Cas是一颗\b{eta} Cep脉动变星，位于银河系英仙座旋臂的OB星协Cas OB 8中。2016-7年的测光观测提供了30个新的脉动极值，并使其平均脉动周期确定为0.2067798（1）d。通过光谱观测，我们确定了它的星际消光、绝对星等和光度，并将它与其他\b{eta} Cep星一起定位在H-R图的OB不稳定区。
2018-03-31 astro-ph.SR
Photometric observations and modeling of type IIb supernova 2008ax
本文报道了对Ⅱ b型SN 2008ax进行320天的CCD UBVRI测光。光度学行为对于具有低量氢的核心塌陷SNe是典型的。导出了主要的光度参数，并与同类SNe进行了比较。进行了初步建模，并将结果与观察到的光变曲线进行了比较。流体动力学模型的主要参数与SN IIb 1993 J所用的参数接近。
2009-10-22 astro-ph.CO astro-ph.SR
The 2003-4 multisite photometric campaign for the Beta Cephei and eclipsing star 16 (EN) Lacertae with an Appendix on 2 Andromedae, the variable comparison star
报道了一次对仙王座β和蝎虎座16的多点测光活动。在185个夜晚，使用10台望远镜获得了749小时的高质量差分光电斯特罗姆格伦、约翰逊和日内瓦时间序列测光。在去除脉动贡献之后，尝试通过计算机程序EBOP来求解由此产生的食光曲线。虽然没有得到唯一的解，但通过比较赫兹-罗素图中次级分量的计算位置与进化轨迹，可以限制解的范围。对于三个高振幅的脉动模式，uvy和日内瓦UBG振幅比的推导和比较与球谐度l <= 4的理论。最高的程度，l = 4，被证明是不符合的意见。一个模式被发现是径向的，一个是l = 1，而在其余的情况下，l = 2或3。目前的多站点观测相结合的档案测光，以调查的长期变化的振幅和相位的三个高振幅脉动模式。径向模态在73年的时间尺度上表现出非正弦变化。l = 1模是一个频率间隔不相等的三重模，产生两个拍频周期，720.7天和29.1年。l = 2或3模的振幅和相位在380.5天和43年的时间尺度上变化。附录中讨论了比较星2 And的光变。
2015-08-21 astro-ph.SR
