The ASAS-SN Catalog of Variable Stars X: Discovery of 116,000 New Variable Stars Using g-band Photometry
超新星全天空自动巡天是第一个监测整个天空的光学巡天，目前的频率从$\lesssim 24$小时到$g \lesssim 18.5$等。自2013年以来，ASAS-SN一直定期运行，迄今为止每个视场收集了2，000到7，500多个$\sim$时代的$V$和$g-$波段观测。这项工作说明了ASAS-SN的更新，更深，更高的节奏$g-$波段数据的第一次分析。从$g<18$ ~mag的${\sim}55$百万个孤立源的输入源列表中，我们使用随机森林分类器识别出$1.5\times10^6$变星候选者，该分类器基于来自$\textit{Gaia}$、2 MASS和AllWISE的特征进行训练。使用ASAS-SN $g-$波段光变曲线，以及使用Citizen ASAS-SN数据增强的更新的随机森林分类器，我们将候选变量分为8种广泛的变异性类型。我们提出了一个${\sim}116,000$新的高分类概率变星目录，包括${\sim}111,000$周期变星和${\sim}5,000$不规则变星。我们还发现了${\sim}263,000$已知的变星。
2022-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of a Century's Worth of AR Scorpii Photometry from DASCH and ASAS-SN
天蝎座AR（AR Sco）是一个双星系统，包含唯一已知的白矮星（WD）脉冲星。以前报道的光度数据集只提供了2005年的覆盖范围，但我们通过分析哈佛大学天空世纪数字访问项目（DASCH）的观测结果，将AR Sco的观测基线扩展到20世纪初。我们发现AR Sco的轨道波形在该基线上保持恒定，与其平均亮度没有显着偏差。这一结果有力地表明，在现代观测中没有吸积是AR Sco的长期特征。此外，DASCH光变曲线提供了一个机会来测试早期的预测，即WD的不稳定性将导致在轨道光变曲线的长期研究中可观察到的岁差周期。DASCH观测并不表明存在这样一个时期，我们表明，以前的，不确定的测试这一假设是不敏感的岁差期间的存在。此外，长的DASCH基线使我们能够将轨道频率的变化率限制为$\dotν \lesssim 3.8\times10^{-20}$ Hz s $^{-1}$，从而限制了磁制动作为该系统中角动量损失机制的功效。最后，我们讨论了如何结合轨道波形的稳定性，高振幅，和短周期应该有可能确定额外的WD卫星在全天调查数据。
2019-09-12 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue -- XII. A sample of systems with $K2$ photometry
我们提出的光和径向速度（RV）曲线的分析结果的八个分离的食双星观测的全天空自动化调查，我们已经跟进了高分辨率光谱，后来观察到的$Kepler$卫星的一部分，$K2$任务。RV测量值来自OAO-188/HIDES、MPG-2.2m/FEROS、SMARTS 1.5m/CHIRON、Euler/CORALIE、ESO-3.6m/HARPS和OHP-1.93/EQUIPDIE仪器获得的光谱。用JKTEBOP程序对$K2$时间序列测光进行了分析，考虑了不同来源的食外调制。使用FD 3代码检索单个组分光谱，并使用代码iSpec进行分析，以确定有效温度和金属丰度。绝对值的质量，半径，和其他恒星参数的计算，以及年龄，发现通过等时线拟合。首次对五个系统进行了这种分析。所呈现的样本由各种恒星组成，从低质量的矮星，到G和F型主序星，再到演化的活跃亚巨星，其中一颗被发现正在穿越赫兹普龙间隙。一个目标可能包含一个$γ$ Dor型的反射子，另外两个目标是高阶多次波的一部分，并且还检索了它们的三次波的光谱，并用于约束这些系统的性质。
2021-10-12 astro-ph.SR
Photometry of Saturated Stars with Neural Networks
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and AstroParticle Physics（宇宙学与天体粒子物理中心）
本研究提出用MLP神经网络处理ASAS-SN的饱和恒星测光，大幅提升光变曲线精度，方法可跨相机和波段使用，已公开部署。
2024-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR cs.CV
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue -- IX. Spotted pairs with red giants
我们提出了三个斑点系统的红巨星组件的光谱和光度的解决方案。本文首次给出了这两颗双星的绝对物理参数和轨道参数。这些都是来自V-，和I-波段ASAS和WASP测光，和新的径向速度计算高品质的光谱，我们得到了广泛的摄谱仪和使用二维互相关技术（TODCOR）。所有被研究的系统（ASAS J184949-1518.7、BQ Aqr和V1207 Cen）都显示了它们的组成部分（由一颗主序星或一颗次巨星和一颗红巨星组成）的微分演化相位，因此在检验恒星演化模型方面构成了非常有价值的对象。此外，这些系统还显示出这两种成分的显着色球活动。它们也可以被归类为经典的RS CVn型星。除了径向速度和光度的标准分析，我们应用光谱解缠，以获得单独的光谱，每个分析系统的两个组件，允许更详细的光谱研究。我们还比较了红巨星的性质，显示斑点，与那些没有，发现活动现象基本上抑制了恒星的罗斯比数高于$\sim$ 1和半径大于$\sim$ 20 R $_\odot$。
2016-08-17 astro-ph.SR
ASASSN-21co: A detached eclipsing binary with an 11.9 year period
利用ASAS-SN和ASAS-V波段的观测资料对长周期分离食双星ASASSN-21 co进行了数值模拟。ASAS观测显示，2009年4月发生了深度为V ~ 0.6等的日食。2021年3月的ASAS-SN g波段观测显示，日食的持续时间和深度相似，表明轨道周期为11.9年。我们结合了g-波段的观测与额外的BVRI测光日食期间使用PHOEBE模型日食。我们发现，该系统是最好的描述两个M巨星的第二半径与主半径的比值为~0.61。在日食期间采取的光谱是一致的，至少有一个组成部分的二进制是一个M巨星，我们发现没有时间变化的光谱特征。日食本身是不对称的，在接近日食中期时亮度增加，可能是由于旋转变化幅度太低而无法在日食外观察到。
2021-07-01 astro-ph.SR
Analysis of Dual Band and Survey Photometry of Two Low Mass Ratio Contact Binary Systems
本文介绍了全蚀接触双星TYC 8351-1081-1和ASAS J210406-0522.3的光度分析。TYC 8351-1081-1是具有高接触度（f=0.66）的极低质量比（q=0.086）系统，而ASAS J210406-0522.3被发现处于边缘接触（f=0.08），具有0.272的相对低的质量比。两种系统都有良好的热接触，部件之间的温度差异很小。在过去的20年里，这些系统已经被一些天空调查所观察到。我们比较了这些调查的光变曲线的解决方案，并发现手动分析的调查光度数据是强大的，并产生与专用地面光度测量相媲美的结果。有证据显示主星的光度有显著的转移，TYC 8351-1081-1的转移量约为0.5LJ，ASAS J210406-0522.3的转移量约为0.06LJ。在过去的20年里，这两个系统的周期似乎没有变化，理论上的角动量损失在这两种情况下都低于目前的测量阈值。我们还表明，在这两种情况下，质量比和分离远高于轨道不稳定性的理论值。正如预期的那样，次要组分的密度相对于主要组分显著更高。
2022-02-18 astro-ph.SR
A CCD photometric study of the newly discovered contact binary ASAS 134738+0410.1
利用印度$IUCAA$ Girawali天文台（IGO）2米望远镜获得的V波段观测数据，我们对ASAS ID 134738 + 0410.1的恒星进行了CCD测光研究。这颗恒星是从全天空自动巡天（ASAS）的$δ$ Scuti数据库中选出的（Pojmanski 2002）。我们的分析表明，该恒星不是一个$δ$盾牌变星，而是一个轨道周期为0.2853067天的W UMa型接触双星。从观测数据中确定了两个新的主极小值和次极小值的时间。使用威尔逊-德文尼光变曲线模型技术获得的初步解表明，该恒星更可能是一颗部分食的W UMa型接触双星。然而，单靠光度测定是不可能确定这对双星的实际亚型的，因为所观察到的光变曲线可以同时适用于A型和W型两种溶液。这种双星的确切分类需要从高分辨率光谱学中确定。
2010-05-21 astro-ph.SR
ASASSN-16dt and ASASSN-16hg: Promising Candidates for a Period Bouncer
介绍了2016年两颗WZ Sge型矮新星ASASSN-16dt和ASASSN-16hg的光学测光结果。他们的光变曲线显示，在没有普通超级驼峰（或早期超级驼峰）的第一个平台阶段和有普通超级驼峰的第二个平台阶段之间，亮度有所下降。我们发现，倾角是由3：1共振潮汐不稳定性的缓慢演变，它可能会被观察到在低质量比的对象。在ASASSN-16 dt中，根据超峰的形成（A阶段）时间（0.06420（3）d）估算的质量比（$q \equiv M_{2}/M_{1}$）为0.036（2）。此外，它的超爆发具有许多类似于其他低$q$ WZ Sge型DNe的性质：持续时间长的A级超峰，小的超峰振幅，长延迟的普通超峰出现，和缓慢的衰减速率在平台阶段的超峰。非常小的质量比和观测特征表明，这个系统是周期弹跳器的最佳候选者之一--一个二进制解释后周期最小灾变变量的缺失种群。虽然由于缺乏A级超级峰的检测而没有得到明确的验证，但ASASSN-16 hg可能是周期弹跳者的可能候选者，这是基于其光变曲线的形态和小的超级峰振幅。周期跳跃候选者的许多爆发特性都源于其次级恒星的小潮汐效应。
2018-03-08 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue -- XI. CHIRON investigation of long-period binaries
本文介绍了利用CHIRON摄谱仪对长轨道周期（P = 20 - 75 d）食双星进行的光谱观测结果。七个系统的物理和轨道解来自V波段，和I波段ASAS，WASP，和TESS测光，而径向速度计算从高质量的光谱，使用二维互相关技术。从分离的光谱中确定了恒星的大气参数。我们的大多数目标都是由演化的恒星（亚巨星或红巨星）组成的，但有两个系统显示了不同演化阶段的组成部分和一个可能的合并。对四颗双星的质量和半径的测量精度优于3%。这些天体为恒星演化提供了非常有价值的信息。
2020-11-30 astro-ph.SR
The 2014-2017 outburst of the young star ASASSN-13db: A time-resolved picture of a very low-mass star between EXors and FUors
ASASSN-13 db是一颗拥有原行星盘的M5型恒星，是已知经历吸积爆发的最低质量恒星。自2013年被发现以来，它经历了两次爆发，其中第二次爆发始于2014年11月，持续到2017年2月。我们使用高，低分辨率光谱和时间分辨测光从ASAS-SN调查，LCOGT和灯塔天文台研究吸积流的光变曲线和动力学和物理性质。2014年至2017年的爆发持续了近800天。光变曲线中的4.15 d周期可能对应于具有热点的恒星的旋转调制。光谱显示多个发射线与可变的逆P-Cygni公司和一个高度可变的蓝移吸收以下的连续。金属发射线的线比（Fe I/Fe II，Ti I/Ti II）表明吸积流中的温度为$\sim$ 5800-6000 K。从光度学和光谱学上看，2014-2017年的事件显示出EXor和FUor之间的中间行为。吸积率（M=1-3 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ /yr）比静止期的吸积率高出约2个数量级，与2013年观测到的吸积率没有显著差异。光谱中的吸收特征表明，该系统是在一个高角度，并驱动一个强大的，非轴对称风，可能与磁重联。ASASSN-13 db的性质表明，在非常低质量的系统中，需要比太阳型恒星更低的温度来模拟吸积。最后，在爆发期间的旋转调制表明，吸积相关的结构解决后，爆发开始，可以是相对稳定和长期的。我们的工作还展示了时间分辨光度学和光谱学在探索变星和…
2017-08-15 astro-ph.SR
ASAS J071404+7004.3 -- a close, bright nova-like cataclysmic variable with gusty winds
尽管明亮（$V=12$）和附近（$d=212$ pc），ASAS J 071404 +7004.3直到最近才被确认为一颗类似新星的激变变星。我们目前的时间分辨光谱获得的艾萨克牛顿望远镜连同$\textit{Swift}$ X射线和紫外观测。结合$\textit{TESS}$光度法，得到了周期为3.28 h，传质速率为$4-9 \times 10^{-9} M_{sun}/yr$。历史测光显示至少有一个低的状态建立系统作为一个VY Scl星。我们的高节奏光谱还揭示了从吸积盘发出的快速变化的风。我们使用Monte Carlo PYTHON代码对这些进行了建模，并表明所有的发射线都可能来自风-这可以解释此类系统中缺乏双峰线的原因。顺便讨论了变率对$\textit{Gaia}$ Hertzsprung-Russell图中激变变星位置的影响。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
MONOS: Multiplicity Of Northern O-type Spectroscopic systems. III. New orbits and Gaia TESS analysis for 10 SB2E systems
本文利用Gaia DR3、TESS测光与高分辨率光谱，对10个北天O型光谱双星进行轨道建模，新发布8个轨道并改进2个，发现首个Oe+O光谱双星及偏心相接O型超巨星系统，扩展了短周期大质量双星样本。
2025-08-06 astro-ph.SR
Orbital Solutions and Absolute Elements of the W UMa Binary MW Pavonis
本文介绍Williamon对短周期A型W~UMa双星MW~Pav的差分$UBV$光电测光。利用Wilson-Devinney分析程序，我们得到了这些观测值与Lapasset（1977，1980）的$UBV$测光、$ASAS$程序的$V$测量以及Rucinski & Duerbeck（2006）的双线径向速度测量的同时解。我们的解决方案表明，MW~Pav是在一个过度接触的状态，其中两个组件超过其临界罗氏瓣。我们推导出了$M_1 = 1.514 \pm 0.063 \, M_\sun$和$M_2 = 0.327 \pm 0.014 \, M_\sun$的质量，以及初级和次级的$R_1 = 2.412 \pm 0.034 \, R_\sun$和$R_2 = 1.277 \pm 0.019 \, R_\sun$的等体积半径。该系统被假定为具有圆形轨道，并在倾角为$86.39\arcdeg \pm 0.63\arcdeg$。初级的有效温度固定为$6900$ ~K，而次级的有效温度为$6969 \pm 10$ ~K。光变曲线的不对称性要求在较小的、质量较小的次级部分上有一个大的、单个的星点。一个一致的基础解决方案，具有不同的点特性的Williamon，Lapasset，和$ASAS$的数据，被发现。该组合解利用第三光分量，发现周期以dP/dt~=~ $(6.50 \pm 0.19) \time…
2017-05-15 astro-ph.SR
The Araucaria Project. Accurate stellar parameters and distance to evolved eclipsing binary ASAS J180057-2333.8 in Sagittarius Arm
本文分析了全天自动巡天（ASAS）星表中的双线食双星系统ASAS J180057-2333.8。我们测量绝对的物理和轨道参数，这个系统的基础上档案$V$ -波段和$I$ -波段ASAS测光，以及高分辨率的光谱数据与ESO 3.6m/HARPS和CORALIE摄谱仪。该系统的物理和轨道参数的推导精度约为0.5 - 3%。该系统是一个非常罕见的配置，由两颗光谱类型为K1和K4，光度等级为II的明亮且分离良好的巨星组成。恒星的半径为$R_1$ = 52.12 $\pm$ 1.38和$R_2$ = 67.63 $\pm$ 1.40 R $_\odot$，质量为$M_1$ = 4.914 $\pm$ 0.021和$M_2$ = 4.875 $\pm$ 0.021 M $_\odot$。对各组成部分质量的精确测量达到了0.5%，这是对巨星最好的质量测定之一。我们推导出该系统的精确距离为2.14 $\pm$ 0.06 kpc（stat.）$\pm$ 0.05（系统）这颗恒星位于人马座-船底座臂。恒星的银河系自转速度为$Θ_s=258 \pm 26$ km s $^{-1}$，假设为$Θ_0=238$ km s $^{-1}$。与PARSEC等时线比较，该系统处于核心氦燃烧的早期阶段，年龄略大于1亿年。用MESA星程序研究了过冲对恒星演化轨迹的影响。
2015-05-13 astro-ph.SR
Characteristics of bright ab-type RR Lyrae stars from the ASAS and WASP surveys
在这篇文章中，我们提出了基于高密度，高精度广角搜索行星（WASP）光变曲线的结果，并补充了来自全天自动巡天（ASAS）的268颗RR型天琴座恒星（176颗规则星，92颗Blazhko）的低精度测光。光变曲线进行傅立叶分解和系数从WASP转换到ASAS标准使用24个常见的恒星。然后将这些系数与来自银河系球状星团、银河系核球和大小麦哲伦云（LMC和SMC）的类似数据进行比较。使用傅立叶系数，我们还通过文献中的标准方程计算了物理参数。我们证实了先前作者的结果，包括Blazhko恒星的较低振幅和较长的上升时间。研究发现，在$R_{31}$与$R_{21}$的关系图中，恒星的位置主要取决于它的金属丰度，而Blazhko星比无调制的恒星更喜欢不同的位置。场型和球状星团RR型天琴座变星的$ϕ_{21}$和$ϕ_{31}$与大麦哲伦星云、小麦哲伦星云和银河核球中的恒星不同。虽然有一些微弱的迹象表明，Blazhko星可能喜欢稍低的金属丰度和较短的周期，没有令人信服的证据被发现。最有趣的亮点是最近提出的一组新的富金属RR天琴座型恒星的鉴定。这些低亮度，金属强的变量，其中包括Blazhko和常规的恒星，有较短的周期和约180 K的温度高于恒定的$(B-V)_{0}$比样本中的其他恒星。
2014-10-21 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue - VIII. The totally-eclipsing double-giant system HD 187669
我们提出了HD 187669的第一个完整的轨道和物理分析，被全天自动巡天（ASAS）识别为食双星ASAS J195222-3233.7。我们将来自ASAS和SuperWASP公共档案馆的多波段测光和0.41米PROMPT机器人望远镜与来自HARPS摄谱仪的高精度径向速度相结合。两种不同的方法用于分析：1）同时使用WD代码拟合所有数据，以及2）分别分析每个光变曲线（使用JKTEBOP）和RV，并在最后合并部分结果。这个系统也显示了一个总的主要（更深）日食，持续约6天。在这次日食期间获得的光谱被用来进行大气分析与MOOG和SME代码，以约束的物理参数的二次。我们发现ASAS J 195222 -3233.7是一个双线光谱双星，由两颗演化的晚型巨星组成，质量分别为$M_1 = 1.504\pm0.004$和$M_2=1.505\pm0.004$ M $_\odot$，半径分别为$R_1 = 11.33\pm0.28$和$R_2=22.62\pm0.50$ R $_\odot$，在$P=88.39$ d轨道上，金属丰度略低于太阳。它的性质很好地再现了2.38 Gyr等时线，并感谢金属丰度估计从总体光谱和质量的高精度，有可能限制年龄下降到0.1 Gyr。它是第一个如此演化的星系食双星，测量精度如此之高，因此是研究恒星演化后期的独特基准。
2014-12-15 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue - IV. A 0.61 + 0.45 M_sun binary in a multiple system
我们提出了一个新发现的低质量的脱离食双星的轨道和物理参数从全天空自动巡天（ASAS）数据库：ASAS J 011328 -3821.1 A -一个成员的视觉双星系统的第二个组成部分分开约1.4弧秒。根据1.9-mRadcliffe/GIRAFFE、3.9-mAAT/UCLES和3.0-mShane/HamSpec望远镜/摄谱仪获得的高分辨率光谱，根据TODCOR技术和H_α发射线位置，计算了径向速度。对于分析，我们使用V和I波段测光获得的1.0米伊丽莎白和机器人0.41米PROMPT望远镜，辅以公开可用的ASAS光变曲线的系统。我们发现ASAS J 011328 -3821.1 A是由两个晚型矮星组成，质量分别为M_1 = 0.612 +/- 0.030 M_sun，M_2 = 0.445 +/- 0.019 M_sun，半径分别为R_1 = 0.596 +/- 0.020 R_sun，R_2 = 0.445 +/- 0.024 R_sun，两者都显示出相当高的活性水平，表现为强的H_α和H_β发射以及冷点的存在。还计算了第三光对食对性质的影响，并导出了B分量的光度性质。与几个流行的恒星演化模型的比较表明，该系统正处于主序演化阶段，可能比太阳更富金属。我们还发现了一些线索，表明B星本身是由两颗几乎相同的~ 0.5M太阳星组成的双星。
2012-06-13 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue -- III. Two new low-mass systems with rapidly evolving spots
我们提出了我们的光谱和光度分析结果的两个新发现的低质量的分离食双星发现在全天自动巡天（ASAS）目录：ASAS J 093814 -0104.4和ASAS J212954-5620.1。利用SAAO 1.9米拉德克利夫望远镜上的GIRAFFE仪器和3.9米英澳望远镜上的UCLES摄谱仪，我们获得了这两个物体的高分辨率光谱，并推导出它们在不同轨道相位的径向速度。这两个对象的RVs测量与TODCOR技术使用合成模板光谱作为参考。我们还获得了V和I波段测光使用1.0米伊丽莎白望远镜在SAAO和0.4米PROMPT仪器位于CTIO。用PHOEBE和JKTEBOP程序计算了系统的轨道参数和物理参数。我们比较了我们的结果与几套广泛使用的等时线。我们的多历元测光观测表明，这两个对象显示出显着的日食调制，这随着时间的推移而变化。我们认为这种效应是由恒星黑子引起的，它们在数十天的时间尺度上演化。出于这个原因，我们在短时间尺度（不到一个月）的光度观测的基础上构建了我们的模型。模拟结果表明：（1）ASAS-09是一个具有近孪晶组分的主序活动系统，质量M1 = 0.771（33）Msun，M2 = 0.768（21）Msun，半径R1 = 0.772（12）Rsun，R2 = 0.769（13）Rsun。(2)ASAS-21是一颗主序星活动双星，质量M1 = 0.833（17）Msun，M2 = 0.70…
2011-01-03 astro-ph.SR
The year-long flux variations in Boyajian's star are asymmetric or aperiodic
我们结合并校准了Boyajian恒星的公开数据，包括来自ASAS（SN，V，I），开普勒，盖亚，SuperWASP和公民科学家观测（AAVSO，HAO和Burke-Gaffney）的测光。精密（mmag）测光涵盖2006-2017年。我们发现，长达一年的流量变化幅度约为4%，不能解释周期短于10年的周期对称或非对称模式。如果这些下降是过境，它们的周期必须超过10年，或者它们的结构必须在每个4年的长周期中显着演变。
2018-01-30 astro-ph.SR
GG Carinae: orbital parameters and accretion indicators from phase-resolved spectroscopy and photometry
B[\，e\，]超巨星是一种罕见且不寻常的大质量和发光恒星，其特征是不透明的星周包层。船底座GG是一颗联星，其主要组成部分是B[\，e\，]超巨星，其变异性仍然无法令人满意地解释。利用ASAS、OMC和ASAS-SN的光度数据以及Global Jet Watch和FEROS的光谱数据研究可见光发射线，我们重点研究了该系统在其$\sim$ 31天轨道周期的变化，并限制了主星的恒星参数。有一个光度最小的每个轨道周期，在发射线光谱，我们发现径向速度变化的幅度和线物种的初始能量之间的相关性。的光谱行为是一致的发射线形成的主要的风，与线物种之间的变化幅度所造成的能量较低的线形成在较大的半径平均。通过模拟大气的主要，我们能够模拟的径向速度变化的风线，以限制的轨道的二进制。我们发现这颗双星甚至比以前认为的（$e=0.5\pm0.03$）更加古怪。利用这个轨道解，该系统是最明亮的近星点和最暗淡的apastron，在轨道周期的光度变化的形状可以很好地描述由主星的风的次级的可变吸积。我们认为，GG船底座的进化历史可能需要重新评估的二元背景下。
2020-11-27 astro-ph.SR
Searching for Black Hole Candidates by LAMOST and ASAS-SN
大多数动力学证实的恒星质量黑洞和候选者最初都是从X射线爆发中选出的。在目前的工作中，我们寻找黑洞候选人在LAMOST调查使用光谱与测光从ASAS-SN调查，其中的轨道周期的二进制可以揭示的周期性光变曲线，如椭球调制类型。我们的样本由9个双星组成，其中每个源包含一个巨大的恒星，具有大的径向速度变化（$ΔV_{\rm R} > 70~{\rm km~s^{-1}}$）和光变曲线已知的周期。我们集中在9个源与长周期（$T_{\rm ph} > 5$天）和评估的质量$M_2$的光学不可见的同伴。由于仅从几次重复光谱观测中观测到的$ΔV_{\rm R}$是真实振幅的下限，因此真实质量$M_2$可能显著高于当前评估。通过结合LAMOST的$ΔV_{\rm R}$和ASAS-SN的$T_{\rm ph}$，特别是正在进行的LAMOST中分辨率巡天，可能是对$M_2$施加约束的有效方法。
2019-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-22ak: La Belle au bois dormant in a hydrogen-depleted dwarf nova?
研究发现了暂现源ASASSN-22ak在长期深度宁静后出现规律性爆发，其特征与氢贫的演化激变变星相似，支持了部分AM CVn星源于激变变星演化的观点。
2023-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
New eccentric eclipsing binary in triple system: SY Phe
通过对依巴谷、ASAS、Pi和Super WASP的测光资料分析，发现SY Phe是一颗轨道周期约为5.27089天、成分相似的离体食双星。它有一个稍微偏心的轨道，但拱点运动可能非常缓慢。该系统在较长的时间尺度上经历了一个附加的光度变化，叠加在食光曲线上。它还包含一个远距离分量，因此也考虑了第三光。
2012-07-25 astro-ph.SR
Fundamental parameters of the eclipsing binary DD CMa and evidence for mass exchange
我们提出了一个详细的光度和光谱分析的DD CMa，公布的调查光度和新的光谱数据的基础上。我们发现一个改进的轨道周期的$P_\mathrm{o}= 2.0084530 \pm 0.0000006 ~\mathrm{d}$。我们的光谱揭示了H $β$和H $α$吸收，具有弱发射肩，我们还在WISE多波段测光中发现了颜色过剩，解释为星周物质的特征。我们模拟的$V$波段轨道光变曲线来自ASAS和ASAS-SN调查，假设一个半分离的配置和使用的质量比和温度的较热的恒星来自我们的光谱分析。我们的模型表明，该系统由一个半径分别为3.2和3.7 $\mathrm{R_{\odot}}$的B2.5矮星和B 9巨星组成，它们在半径为6.75 $\mathrm{R_{\odot}}$的圆形轨道上运行。我们还发现，$M_{\mathrm{c}} = 1.7 \pm 0.1 ~\mathrm{M_{\odot}}$，$T_{\mathrm{c}} = 11350 \pm 100 ~\mathrm{K}$和$M_{\mathrm{h}} = 6.4 \pm 0.1 ~\mathrm{M_{\odot}}$，$T_{\mathrm{h}} = 20000 \pm 500 ~\mathrm{K}$，分别为较冷和较热的恒星。在减去合成的恒星光谱后，我们发现H $α$和H $β$有宽的单发射峰。我们的结果与恒星之间的…
2021-09-01 astro-ph.SR
GG Carinae: Discovery of orbital phase dependent 1.583-day periodicities in the B[e] supergiant binary
船底座GG是一颗双星，其主要成分是B[e]超巨星。利用TESS、ASAS、OMC和ASAS-SN的测光资料和Global Jet Watch的光谱资料，研究了GG Car的可见He，I，Fe，II和Si，II谱线的短周期变化。我们发现了一个迄今为止被忽视的周期性$1.583156\pm0.0002$ \，天，是目前在其光度和径向速度的发射线，旁边的变化，在完善的$\sim$ 31天的轨道周期。我们发现，在测光和一些发射线的短周期变化的幅度调制的轨道相位的二进制，这样的短周期变化具有最大的振幅时，二进制是在近星点。在整个轨道周期内，短周期变化的相位没有显著变化。我们调查的1.583天的变化的潜在原因，并发现所观察到的周期与预期的$l=2$ f-模式的主要考虑其质量和半径的周期一致。我们认为，当主星位于双星偏心轨道（$e=0.5$）的近星点附近时，主星被四极潮汐力周期性地拉出流体静力平衡，并且主星几乎充满了洛希瓣。这导致在$l=2$ f模式频率下的振荡，该振荡随着组件之间的距离增加而衰减。
2021-03-18 astro-ph.SR
Accretion variability from minutes to decade timescales in the classical T Tauri star CR Cha
经典的金牛座T型恒星被一个拱星盘所包围，它们正在从中吸积物质。这个过程是类太阳恒星形成的关键。虽然经常用简单的静态模型来描述，但吸积过程本质上是随时间变化的。我们的目标是通过分析2006年，2018年和2019年的光度和光谱观测，在从几分钟到十年的广泛时间尺度上研究低质量年轻恒星物体CR Cha的吸积过程。我们对TESS任务和ASAS-SN和ASAS-3数据库中的CR Cha光变曲线进行了周期分析。我们利用与TESS观测窗同时获得的$I,J,H,K$波段测光研究了系统的颜色变化。我们分析了在2006年使用AAT/UCLES获得的一系列高分辨率光谱中发现的吸积示踪剂的振幅，时间尺度和形态，2018年使用HARPS，2019年使用ESTERO和FEROS光谱仪。所有的光度数据显示，与2.327天的旋转周期，这是稳定的系统在几十年的周期性变化兼容。此外，ASAS-SN和ASAS-3的数据暗示，在2001年至2008年期间，长期增亮0.2等，在2015年至2018年期间略低于0.1等。近红外颜色的变化可以通过改变吸积速率或内部盘结构的变化来解释。我们的结果表明，H $α$发射的变化幅度在从数小时到数天/周的时间尺度上增加，之后即使在十年时间尺度上也保持相似。另一方面，我们发现显着的形态变化的年度/十年的时间尺度，表明不同的物理机制，负责线轮廓的变化，如吸积或风，在不同的时间存在不同程度的。
2022-01-10 astro-ph.SR
Absolute properties of the neglected eclipsing B-type binary HD 194495
本文给出了被忽略双星系统HD 194495（B3 1，IV-V+ B4 1，V）的高分辨光谱观测结果。综合分析了三组不同的测光数据（$Tycho$ B $_T$和V $_T$测光数据、$Hipparcos$的H $_p$波段数据和ASAS 3测光的$V-$波段数据）和视向速度，结果表明该系统的轨道周期为4.90494 $\pm$ 0.00005天，轨道倾角为69 $\pm$ 1 °。该解产生的质量和半径为：对于初级，$M_{\rm 1}$ = 7.57 $\pm$ 0.08 $M_{\odot}$和$R_{\rm 1}$ = 5.82 $\pm$ 0.03 $R_{\odot}$;对于次级，$M_{\rm 2}$ = 5.46 $\pm$ 0.09 $M_{\odot}$和$R_{\rm 2}$ = 3.14 $\pm$ 0.08 $R_{\odot}$。根据两颗恒星在理论H-R图上的位置，我们发现根据恒星演化模型，该系统的年龄为$\gtrsim$ 2800万年。光谱和光度的结果与理论预测一致。
2011-06-27 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the All-Sky Automated Survey catalogue - X. Three high-contrast systems with secondaries detected with IR spectroscopy
我们目前的综合光度和光谱分析的三个分离的食双星，其中次要成分是不可见的或很难识别的光谱- ASAS J 052743 -0359.7，ASAS J 065134 -2211.5，和ASAS J 073507 -0905.7的结果。第一个是已知的目视双星ADS 4022，我们发现它是一个四重系统，由两个光谱双星组成，其中一个显示日食。没有一个系统以前被认为是光谱双星。我们收集了一些高分辨率的光学和红外光谱，计算径向速度（RV），后来将它们与MITSUME和ASAS测光。红外光谱对于安全识别冷却器组件的谱线至关重要。RV测量采用TODCOR技术，RV曲线采用我们自己的程序V2 FIT建模。用JKTEBOP和PHOEBE程序进行光变曲线模拟。由光谱估算了两个体系的温度和金属丰度。对于ADS 4022系统，我们还使用了存档的WDS数据和新的SOAR观测数据，以便首次推导出视觉对的轨道。通过与PARSEC等时线的比较，对年龄进行了估计。食对A052743 A（$P=5.27$ d）由1.03（6）M $_\odot$、1.03（2）R $_\odot$主星和0.60（2）M $_\odot$、0.59（2）R $_\odot$副星组成。$P=21.57$ d不食双星B的质量可能介于两个食双星之间，并且两个双星都在围绕共同质心的$\sim$ 188年轨道上。系统A065134（$P=8.22$…
2018-12-11 astro-ph.SR
Variability of M giant stars based on Kepler photometry: general characteristics
M巨星是周期最长的脉动恒星之一，这就是为什么他们的研究传统上仅限于分析低精度的视觉观测，而最近，精确的地面数据。在这里，我们提出了一个概述M巨星的变化在广泛的时间尺度（小时到年），基于分析的13个季度的开普勒长节奏观测（每29.4分钟一个点），总的时间跨度超过1000天。大约三分之二的样本恒星是从ASAS-North的开普勒场调查中选出的，其余的是从随机选择的M巨星控制样本中补充的。我们首先描述了从不同的季度，这是必不可少的光变曲线的校正。我们使用傅里叶分析来计算样本中所有恒星的多个频率。超过50颗恒星显示出相对较强的信号，其周期等于开普勒年，并且在整个视场中具有特征性的相位依赖性。我们将其解释为开普勒数据中迄今尚未确定的系统效应。我们讨论了多个周期和振幅的分布规律的存在。在周期振幅平面，我们发现，它是可能区分太阳般的振荡和较大幅度的脉动，这是Mira/SR星的特点。这可能表明当我们沿着巨分支向上移动时，两种类型的振荡之间的过渡区域。
2013-09-04 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Periods of Six Ultracompact Accreting Binaries
超紧凑吸积双星系统每个都由一个恒星残余物组成，该恒星残余物从一个紧凑的供体恒星吸积富含氦的物质。这类双星包括两个相关的子类，AM CVn型双星和氦激变变星，两者的中心恒星都是白矮星。本文对轨道周期在40- 70 min范围内的六颗吸积双星进行了分光光度研究，包括相位分辨VLT光谱和高速ULTRACAM光度测量。其中四个是AM CVn系统，两个是氦激变变星。对于其中四个双星，我们能够确定轨道周期（其中三个是光谱）。SDSS J1505+0659的轨道周期为67.8分钟，比之前认为的要长，也比任何已知的AM CVn双星都要长。我们在SDSS J1505+0659中发现了一个WISE红外过量，我们认为这是第一次直接探测到非直接撞击双星中的AM CVn施主星。SDSS J1505+0659的质量比与白矮星供体一致。CRTS J1028-0819的轨道周期为52.1分钟，是所有氦激变变星中周期最短的。MOA 2010-BLG-087与一颗K级恒星共线，这颗恒星在它的光谱中占主导地位。ASASSN-14 ei和ASASSN-14 mv都显示了在超级爆发之后的显著数量的回波爆发（分别为13和10个回波爆发）。ASASSN-14 ei在其超级爆发后的几年中显示出更高的爆发率，这可能是由于吸积率的增加。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Total eclipse of the heart: The AM CVn Gaia14aae / ASSASN-14cn
我们报道了一个深食AM CVn系统Gaia 14 aae（= ASSASN-14 cn）的发现和特征。Gaia 14 aae是由全天空超新星自动巡天（ASAS-SN; Shapee et al. 2014）和盖亚科学警报项目在两次独立爆发期间独立识别的。第三次爆发见于Pan-STARRS-1（PS1; Schlafly等人，2012年; Tennis等人，2012年; Magnier等人，2013年）和ASAS-SN数据。光谱揭示了一个热，氢缺乏光谱清晰的双峰发射线，符合吸积双简并分类。我们使用跟踪测光来约束系统的轨道参数。我们发现一个轨道周期为49.71分钟，这地方Gaia 14 aae在爆发AM CVn周期分布的长周期极值。Gaia 14 aae主要由其吸积的白矮星发出的光所控制。假设双星系统的轨道倾角为90度，则白矮星的接触相导致吸积体和施主的质量分别为0.78 M太阳能和0.015 M太阳能的下限，以及质量比为0.019的下限。Gaia 14 aae是已知的第三颗食AM CVn的恒星，也是第一颗被WD完全食的恒星。利用氦WD模型，我们估算了吸积体的有效温度为12900 ± 200 K。这三次爆发事件发生在4个月内，而在过去8年的卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS; Drake等人，2009年）、Pan-STARRS-1和ASAS-SN数据中没有看到其他爆发活动。这表明，这些事件…
2015-07-16 astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of Nova V392 Per
在这里，我们分析了2018年爆发期间获得的Nova V392 Per的高分辨率光谱。H $α$和H $β$的发射线呈三峰结构，径向速度分别约为-2000 km/s、-250 km/s和1900 km/s。近红外光谱主要由氢的窄单峰帕邢线和OI $λ$ 8446和OI $λ$ 7773发射线组成。使用DIBs和KI线，我们估计星际超过V392每。利用AAVSO和ASAS-SN测光资料，计算出V392 Per的$_2$和$_3$下降时间分别为$\sim$ 3 d和$\sim$ 11 d，将V392 Per划分为一颗非常快的新星。我们还简要地讨论了V392 Per与其他非常快的新星的相似性，并根据冬眠模型讨论了该系统未来可能的演化。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
LTD064402+245919, compact binary or subgiant with red star eclipsing binary?
最近，Yang等人发现了一个单线分光双星LTD 064402 +245919，利用LAMOST和ZTF的数据，估计这颗看不见的伴星质量为1-3 $M_{\odot}$，轨道周期为14.50天，是一颗没有X射线辐射的致密双星候选者。然而，来自ZTF和ASAS-SN的新光变曲线显示，一个凹陷的深度朝着更蓝的波长增加，这表明LTD 064402 +245919更有可能是一颗有红色恒星的亚巨星。利用Wilson-Devinney程序和Phoebe程序，导出了次级恒星的$T_{eff}$为3400 K，对应于一颗红色的M2/3恒星。此外，盖亚20%的视差误差很大。如果使用5.0kpc的精确距离，亚巨星的质量将是1.28 $M_{\odot}$，而不是2.77 $M_{\odot}$。然而，新的多色测光是必要的二元属性的最终确认。
2022-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of red high proper-motion objects in Tycho-2 and 2MASS catalogues using Virtual Observatory tools
目标：利用现有的虚拟天文台工具，我们在太阳附近寻找新的M矮星和具有高切向速度的M巨星。研究方法：从光学Tycho-2和近红外2 MASS目录之间的全天空交叉匹配中，我们选择了自行> 50 mas/年和非常红的V-Ks颜色的物体。对于最有趣的目标，我们收集了多波长测光，构建光谱能量分布，估计有效温度和表面重力适合大气模型，进行时间序列分析的ASAS V波段光变曲线，并分配光谱类型从低分辨率光谱获得CAFOS在2.2米卡拉尔阿尔托望远镜。结果如下：我们得到了59个明亮的红色高自行天体的样本，其中包括50个红巨星，4个红矮星，以及5个首次报道的天体。这五颗新恒星的视星等为V~10.8- 11.3等，自行约化，介于已知的矮星和巨星之间，具有典型的巨星近红外颜色，有效温度Teff~2900- 3400 K。从我们的时间序列分析中，我们发现Ruber 4有一个很长的次级周期，Ruber 6有一个非常长的初级周期。利用CAFOS光谱，我们证实了Ruber 7和8的红巨星性质，其中最后一颗似乎是有史以来发现的最明亮的贫金属M巨星之一。
2012-01-25 astro-ph.SR
Variable H$α$ Emission in the Nebular Spectra of the Low-Luminosity Type Ia SN2018cqj/ATLAS18qtd
介绍了Ia型超新星SN 2018 cqj/ATLAS 18 qtd的光度学和光谱学。这颗超新星在$\sim 65$ ~kpc的一个孤立区域爆炸，该区域与$z=0.0165$（$D\approx 74$ ~Mpc）的S 0星系IC~550相隔离，其红移与该星系的物理关联一致。多色测光结果表明，SN 2018 cqj/ATLAS 18 qtd是一个低光度的（$M_{B_{max}}\approx -17.9$ mag），快速衰减的Ia型，具有颜色拉伸$s_{BV} \approx 0.6$和$B$ -带衰减率$Δm_{15}(B) \approx 1.77$等。作为100 IAS巡天的一部分，在+193和+194获得了两个星云相位谱。峰值后307天显示在发射中清楚地检测到窄H $α$线，其在第一光谱中用$\rm FWHM \approx 1200$ km s $^{-1}$和$L_{Hα} \approx 3.8\times 10^{37}$ erg s分辨PDMATHAMV。一个解决H $α$线与光度下降的检测是大致一致的最近的模型，其中氢被剥离的非简并同伴在一个单一的简并祖系统。然而，与H $α$线的光度一致的氢的量将是$\sim 10^{-3}$ M $_{\odot}$，显著小于经典单简并祖系统中的理论模型预测。SN 2018 cqj/ATLAS 18 qtd是继SN 2018…
2019-12-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Fundamental parameters of the close interacting binary HD170582 and its luminous accretion disc
本文对双周期变星HD 170582进行了光谱和光度研究。通过对ASAS V波段光变曲线的研究，确定了改进后的轨道周期为16.87177 $\pm$ 0.02084天，长周期为587天。我们将光变曲线分解为轨道部分，确定星历表，揭示轨道椭圆变化与不等的最大值，和一个长周期，显示准正弦变化与振幅$ΔV$ = 0.1马格。假设同步旋转的冷恒星组件和半分离配置，我们发现一个冷演化的恒星$M_{2}$ = 1.9 $\pm$ 0.1 $M_{\odot}$，$T_{2}$ = 8000 $\pm$ 100 $K$和$R_{2}$ = 15.6 $\pm$ 0.2 $R_{\odot}$，以及$M_{1}$ = 9.0 $\pm$ 0.2 $M_{\odot}$的早期B型侏儒。B型恒星被一个半径为20.8 $\pm$ 0.3 $R_{\odot}$的吸积盘包围，吸积盘的几何和光学厚度对系统在$V$波段的光度贡献约为35%。两个延伸区域位于盘边缘的相对侧，并且比盘热67%和46%，符合光变曲线的不对称性。该系统的倾角为67.4 $\pm$ 0.4度，距离为238 $\pm$ 10 pc。特别令人感兴趣的是HeI 5875的双线性质;两个吸收成分在轨道周期中反相移动;它们可以与测光显示的激波区域相关联。的HeI 5875组件之一的径向速度密切遵循的捐助者的径向速度，这表明该线是形成在附近的流盘相互…
2015-01-19 astro-ph.SR
TV Mon -- post mass transfer Algol type binary with $δ$ Scuti pulsations in primary component
本研究利用多波段观测数据解析TV Mon双星的物理参数，发现主星存在δ Scuti型脉动、伴星疑似有黑子活动，证实其经历过质量转移反转，低质量子星未来将演化为氦白矮星，符合演化模型预测。
2024-11-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
A second low-mass planet orbiting the nearby M-dwarf GJ 536
本研究通过分析多台光谱仪的视向速度数据，结合高斯过程框架，在近邻M型矮星GJ 536系统中发现第二颗低质量行星GJ 536 c，更新了GJ 536 b的参数，并限定了系统内额外行星的质量与周期范围。
2025-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
