M101中的大量恒星。III。亮星和变星的光谱和测光

WISE选择的褐矮星和超亮红外星系候选者的Spitzer测光

Spitzer Photometry of WISE-Selected Brown Dwarf and Hyper-Luminous Infrared Galaxy Candidates

我们目前斯皮策3.6和4.5 $μ$米测光和位置的样本1510褐矮星候选人确定的智慧全天空调查。其中166个天体在光谱学上被归类为光谱类型为M（1）、L（7）、T（146）和Y（12）的天体;另外16个天体本质上是非恒星。其余的很可能是缺乏光谱验证的遥远L型和T型矮星，其他Y型矮星候选者仍在等待后续行动，以及斯皮策测光显示它们是背景源的其他天体。我们提出了一个斯皮策测光的所有天体物理来源在这些领域中确定的目录，并使用该目录来确定7个较暗（4.5 $μ$ m $\sim$ 17.0等）的褐矮星候选人，这可能是宽视场的同伴，以原来的WISE源。为了验证这一假设，我们使用了919斯皮策观测周围的WISE选择的高红移超亮红外星系（HyLIRG）候选人的样本。对于这个对照样本，我们发现了另外6颗褐矮星候选者，这表明7颗伴星候选者没有物理联系。事实上，这7颗斯皮策棕矮星候选者中只有一颗的光度距离估计与WISE棕矮星候选者的伴星一致。除此之外，没有证据表明有任何广泛分离的（$>$ 20 AU）超冷双星。作为本文的补充，我们提供了一个源目录的$\sim$ 7.33 $\times 10^5$对象检测到所有这些斯皮策后续领域的天文学界使用。完整的星表包括斯皮策3.6和4.5 $μ$ m测光，以及USNO-B的位置匹配$B$和$R$测光; 2 MASS的$J$、$H$和$K_s$测光; WISE全天空…

矮新星的OAO/MITSuME测光。III。CSS130418：174033+414756

OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. III. CSS130418:174033+414756

我们报告了短周期矮新星CSS130418：174033+414756在2013年超级爆发期间的多色测光。该系统在A阶段有一个异常短的超峰周期，为0.046346（67）d，是矮新星中最短的周期之一。我们发现，在$g' - I_{\rm c}$颜色变化的最蓝的峰值往往符合亮度最小值的超级驼峰调制。我们还研究了$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$波段的夜间平均超峰振幅，发现它们对波长的依赖性较小。这些特性很可能与矮新星的超级驼峰相同。我们成功地获得了$g' - R_{\rm c}$和$R_{\rm c} - I_{\rm c}$颜色在时间下降。与WZ Sge型矮新星的其他倾角相比，颜色指数显着更蓝。利用超峰的生长周期，我们估计了质量比为$q$ = 0.077（5），这比以前的研究大得多。

潮汐扰动水平分支星的发光[O III ]和[N II ]

Luminous [O III] and [N II] from Tidally Disrupted Horizontal Branch Stars

我们的模型中产生的光致电离碎片的潮汐破坏水平分支星的发射线。我们发现，在后期，最亮的光发射谱线是[N Ⅱ] λλ 6548，6583和[O Ⅲ] λλ 4959，5007。一颗红团水平分支星被大质量（50 - 100 M_（\sun））黑洞轻微破坏的模型产生的发射线光谱与在NGC 1399球状星团中观测到的超亮X射线源CXOJ 033831.8 - 352604中的结果非常一致。我们预测的紫外线发射线光谱，可以验证潮汐破坏的情况下，约束BH的质量。

用中红外光度学鉴别邻近星系中的红超巨星

Identification of red supergiants in nearby galaxies with mid-IR photometry

幕式质量损失在大质量恒星演化中的作用是当前恒星演化理论中最重要的未决问题之一。间歇性的质量损失会产生尘埃，因此导致演化的大质量恒星在中红外波段非常明亮，在光学波长处暗淡。我们的目标是增加调查的发光中红外光源的数量，以揭示这些物体的后期阶段。为了实现这一目标，我们采用了中红外选择标准，以确定在两个附近的星系尘埃演化的大质量恒星。该方法是基于中红外颜色，使用3.6 μm和4.5 μm测光从档案斯皮策太空望远镜图像的附近星系和J波段测光从2 MASS。我们将我们的标准应用于附近的两个恒星形成矮不规则星系，六分仪A和IC 1613，选择了八个目标，我们用光谱学进行了跟踪。我们的光谱分类和分析产生了在IC 1613中发现两颗M型超巨星，在六分仪A中发现三颗K型超巨星和一颗候选的F型巨星，以及两颗前景M巨星。我们表明，所提出的标准提供了一个独立的方法来识别尘埃演化的大质量恒星，可以扩展到所有附近的星系与可用的斯皮策/IRAC图像在3.6 μm和4.5 μm。

NGC 2403和M81中的亮星和变星

Luminous and Variable Stars in NGC 2403 and M81

本文给出了邻近旋涡星系NGC 2403和M81中亮星和变星候选者的光谱学和多波长测光结果。我们讨论了特定的恒星类别，蓝变星（LBV），B[e]超巨星（sgB[e]）和高光度的黄超巨星。我们在M81中发现了两个新的LBV候选者和三颗sgB[e]星。我们还发现，一些明星以前认为LBV候选人实际上是场星。已确认和候选的LBV和sgB[e]星以及其他已确认的成员都显示在各自星系的HR图上。我们还给出了NGC 2403中两颗“SN冒名顶替者”V37（SN 2002kg）和V12（SN 1954J）的HR图以及它们的直接环境。

Be星IV的短期变率和质量损失。船尾座$ν$（B7-8 IIIe）三十年空间测光中两组近距离、近似等距的频率

Short-term variability and mass loss in Be stars IV. Two groups of closely spaced, approximately equidistant frequencies in three decades of space photometry of $ν$ Puppis (B7-8 IIIe)

在早期型Be星，非径向脉动（NRP）模式与数值相关的频率可能是有益的释放多余的角动量通过质量喷射事件。差频和和/谐波频率通常形成额外的组。这项研究的目的是找出类似的频率模式是否发生在较冷的三等B7- 8\，IIIe壳星$ν$ Pup。对BRITE-Constellation（2015，2016/17和2017/18），SMEI（2003- 011）和Hipparcos（1989-1993）的空间测光进行时间序列分析。两个IUE SWP和27个光学阶梯光栅光谱跨越20年，从不同的档案检索。光谱没有表现出异常或明确的变化。未检测到磁场。所有三颗测光卫星都记录到了0.656 c/d附近的变化，这些变化被分解为三个特征，它们之间的距离约为0.0021 c/d。第一谐波形成第二频率组，也间隔约0.0021 c/d。频率间隔非常接近但不完全等距。未检测到0.0021 c/d附近的变异性。长期的频率稳定性可以用来推导出对一个假定的伴星的性质有意义的约束。IUE光谱并没有显示出热的次发光二级的存在。$ν$ \，Pup是另一颗Be星，表现出长期恒定的NRP变异模式，并强调了组合频率和频率组的重要性。这颗星是一个很好的目标，努力确定一个有效的单一Be星。

监测M33中明亮的黄色大质量恒星：新的黄色超巨星候选者

Monitoring luminous yellow massive stars in M33: new yellow hypergiant candidates

大质量恒星在红超巨星（RSG）阶段幸存下来的演化仍然没有探索，因为这样的物体很罕见。黄超巨星（YHG）似乎是位于汉弗莱斯-戴维森光度上限附近的后RSG类的温暖对应物，其特征是大气不稳定性和高质量损失率。我们的目标是增加M33中YHG的数量，从而有助于更好地理解大质量恒星的超新星前演化。从中红外标准中选择的五个灰尘encushed YSGs的光学光谱获得的目标是检测广泛的大气的证据。我们还分析了M33中21个最明亮的YSG的BVI测光，以确定光谱类型的变化。为了探索星周尘埃的性质，我们对21个YSG的多波段测光进行了SED拟合。我们发现在我们的样本中有三个发光的YSG是YHG候选者，因为它们被热尘埃包围，并被笼罩在扩展的冷尘埃信封中。我们的恒星2的光谱显示发射一个以上的H $α$组件，以及钙II的排放，这意味着一个扩展的大气结构。此外，对这颗恒星的长期监测显示，它的可见光曲线变暗，幅度大于0.5等，导致温度明显下降超过500 K。我们认为观测到的变化类似于银河系YHG $ρ$ Cas的变化。五个不太明亮的YSG建议后RSG候选人显示热或/和冷尘埃排放的证据。我们证明，中红外光度法，结合光谱学和时间序列光度法，提供了一个强大的方法来识别候选YHG。未来在本星系群中发现YHG对于研究中等质量大质量恒星的晚期演化具有重要意义。

用疏散星团光度数据III拟合等时线。用UBV光度法估算金属丰度

Fitting isochrones to open cluster photometric data III. Estimating metallicities from UBV photometry

金属丰度是影响星团基本特征正确确定的关键参数，在银河系和恒星演化研究中具有重要意义。在现有的2174个疏散星团中，只有不到10%的星团的金属丰度在文献中得到了测定。在这项工作中，我们提出了一种方法，通过非主观的等时线拟合的交叉熵全局优化算法应用于UBV光度数据的疏散星团的金属丰度估计。用拟合方法同时确定了距离、红化、年龄和金属丰度等自由参数。拟合过程使用权重的观测数据的基础上估计的成员可能性为每个恒星，认为观测星等的限制，恒星的密度分布作为半径的函数，从集群的中心，和密度的恒星在多维星等空间。我们基于15个不同的UBV数据集给出了9个经过充分研究的疏散星团的[Fe/H]结果。[Fe/H]的值在10个情况下，光谱测定在文献中获得一致，表明我们的方法提供了一个很好的替代确定[Fe/H]通过使用一个客观的等时线拟合。我们的结果表明，典型的精度约为0.1 dex。

探索冷发光巨星III中的风驱动尘埃种类。M型AGB星的风模型：动力学和光度学性质

Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties

在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。

从多色测光和Kurucz大气模型-- III得到的RR天琴座星的基本参数。SW和，DH Peg，CU Com，DY Peg

Fundamental parameters of RR Lyrae stars from multicolour photometry and Kurucz atmospheric models -- III. SW And, DH Peg, CU Com, DY Peg

本文报道了对明亮的径向脉动场星SW And，DH Peg，CU Com，DY Peg的最全面的UBV（RI）_C观测结果。在SW和DH Peg的紫外颜色曲线中发现了长期变化。我们应用我们的光度流体动力学方法来确定这些恒星的基本参数：金属丰度，红化，距离，质量，半径，平衡光度和有效温度。我们的方法适用于SW和，CU Com和DY Peg。发现了一个质量为0.26+/-0.04 M_Sun的非常小的SW And，它的基本参数是正常双模RR Lyrant（RRd）星的参数。DY Peg被发现有矛盾的天体物理参数：金属丰度、质量和周期是高振幅Delta Sct星的特征，而光度和半径则将其置于RR型天琴座星。DH Peg被发现是奇特的：在紫外线的颜色曲线的明确的不稳定性，在冲击阶段的大气动力学变化表明，我们的光度流体动力学方法的主要假设，准静态大气近似（QSAA）和径向模式的独家激发可能不满足这颗星。本系列论文以表格和图形的形式总结了所研究的所有恒星的基本参数。

热亚矮星与双星的变星特性：基于Gaia DR3多历元测光的机器学习分析

Variability in hot sub-luminous stars and binaries: Machine-learning analysis of Gaia DR3 multi-epoch photometry

本研究利用Gaia DR3和TESS测光数据，结合t-SNE和UMAP降维算法对1,576颗热亚矮星变星进行聚类分析，成功识别出193颗新变星和152个新CV候选体，为大规模恒星变星分类提供了高效方法。

M31和M33中的发光和变星。III。黄、红超巨星和后红超巨星演化

Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-Red Supergiant Evolution

最近的超新星和瞬变观测揭示了越来越多的非终端恒星爆发。虽然这些爆发的祖先包括最明亮的恒星，但对大质量恒星在其最演化状态下的超新星前机制知之甚少，因此激发了对可能的祖先的普查。通过对邻近星系中演化和不稳定的发光恒星群体的调查，我们选择了M31和M33中的黄超巨星和红超巨星候选者样本，对其光谱特征和光谱能量分布进行了回顾。由于中型和晚型超巨星在色星等图上的位置可能会受到前景矮星的严重污染，我们采用光谱分类和光学和近红外测量的多波段测光来确认成员资格。基于质量损失和星周尘埃在其SED中存在的光谱证据，我们发现黄超巨星中的$30-40\%$可能处于后红超巨星状态。与进化轨迹的比较表明，这些质量损失的后RSG的初始质量在$20-40\,M_{\odot}$之间。在M31和M33中观测到的红超巨星中，超过一半都在产生尘埃拱星喷出物。我们还在M31中发现了两颗新的暖超巨星，J004621.05+421308.06和J004051.59+403303.00，它们都可能处于后RSG状态。

富碳巨星的合成测光。III。追踪质量损失的银河系C型Miras序列

Synthetic photometry for carbon-rich giants. III. Tracing the sequence of mass-losing galactic C-type Miras

随着模型计算的帮助下，我们的目标是再现观测测光结果的一个大样本的特点良好的银河C型米拉变量失去质量在不同的速度。我们使用动态模型大气，描述外层的富碳Miras，这是严重影响的动态效应。基于所得到的结构，并在化学平衡以及LTE的假设下，我们计算了合成光谱和合成宽带光度学（约翰逊-马林斯-格拉斯）。一组五个代表性的模型与不同的恒星参数描述了一个序列，从少到多的演变对象稳步增加的质量损失率。这使我们能够研究的显着影响，拱星尘埃的光谱能量分布和（振幅）的光变曲线在不同的过滤器。我们测试的光度特性（平均近红外的幅度，颜色和振幅）和其他特性的模型（质量损失率，周期和热辐射校正）通过比较这些与相应的观测数据从文献中采用。使用不同种类的图表，我们说明了模型位于一个假设的进化序列所定义的观察到的C型米拉样本。基于银河系的目标与经验关系得出的C星在大麦云云的比较，我们讨论的相关性的金属丰度和过剩碳（C-O）的发展尘埃驱动的风。从不同的角度（主要是光度）研究了动力学模型大气，我们得出结论，我们的建模方法（意味着数值方法和模型参数的适当选择相结合）能够在很宽的质量损失率范围内描述富C长周期变量，即，从没有任何尘埃风的适度脉动物体到高度尘埃笼罩的碳米拉。

用宽波段测光研究红巨星的长次级周期

Using broadband photometry to examine the nature of Long Secondary Periods in red giants

长期的$JHK$光变曲线最近已成为可用于大量的更明亮的恒星在SMC。我们已经使用这些$JHK$光变曲线，连同OGLE $V$和$I$光变曲线，来研究SMC中的发光红巨星样本的变化，这些红巨星显示出突出的长次级周期（LSP）。LSP的起源目前尚不清楚。在富氧恒星中，我们发现当富氧恒星在LSP周期变暗时，大多数宽带颜色（例如$V-I$）会变得更红，而$J$ - $K$颜色几乎没有变化，有时会变得更蓝。我们解释的$J$ - $K$的颜色变化是由于增加水蒸气吸收下降的光所造成的发展一层致密的冷气体以上的光球。这一结果和以前的观测表明，色球层的发展之间的最小到最大的光表明，LSP现象是与喷射的物质从恒星光球附近的光下降的开始。我们探讨的可能性，宽带光的变化，从光学近红外区域可以解释由尘埃吸收喷出的物质或旋转恒星表面上的大斑点。然而，这两个模型都不能解释在各种颜色星等图中观察到的光变化。我们的结论是，一些其他的机制是负责的光变化与LSP在红巨星。

Be星III的短期变率和质量损失。天鹅座28颗卫星的BRITE和SMEI测光

Short-term variability and mass loss in Be stars III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni

BRITE纳米卫星星座在2014-2016年的11个月里获得了28 Cygni的mmag测光。增加了2003-2010年太阳质量抛射成像仪的观测数据和118 H $α$谱线剖面。几十年来，天鹅座28已经显示出四个大振幅的频率：两个间隔很近的频率是光谱学证实的$g$模式，接近1.5 c/d，一个稍低的外光球（Stefl）频率，以及0.05 c/d的两个g模式之间的差频。这个顶层框架与eta Cen（论文I）没有区别，后者在光谱类型、旋转速率和视角方面也非常相似。Stefl频率是唯一不受差频影响的频率。后者的振幅经历了很大的变化;在最大值附近，近拱星物质的量增加，Stefl频率的振幅增长了一些因素。在这样的增亮过程中，几十个瞬态尖峰出现在频谱中，集中在三组中。只有11个频率是共同的所有年份的BRITE观测。Be恒星似乎是由几个耦合的时钟控制的，其中大多数在几周到几个月的时间尺度上不是很有规律，但却可以运行几十年。g模式与低差频的组合和/或大气对它的响应表现出显著的非线性。与eta Cen一样，差频变率似乎是28 Cyg星盘质量传递调制的主要原因。不同频率的分层集合可以达到Be现象已知的最长时间尺度。

恒星的湍流对流和脉动稳定性- III。红巨星的非绝热振荡

Turbulent convection and pulsation stability of stars - III. Non-adiabatic oscillations of red giants

我们用非局域各向异性含时对流理论计算了发光红巨星的线性非绝热振荡。结果表明，低阶径向模可以自激发。它们的激发是辐射以及对流和振荡之间耦合的结果。湍流压力对红变量振荡的激发有重要影响。

将祖先、爆炸前的变异性和明亮的蓝色变星的巨大爆发与Gaia16cfr联系起来

Connecting the progenitors, pre-explosion variability, and giant outbursts of luminous blue variables with Gaia16cfr

我们提供了2016年12月1日盖亚卫星发现的亮蓝变星（LBV）爆发Gaia 16 cfr的多时期，多色爆发前测光和爆发后光曲线和光谱。我们检测Gaia 16 CFR在13个时期的哈勃太空望远镜成像跨越阶段的10年到8个月前爆发和斯皮策太空望远镜成像13年前爆发。爆发前的光学测光与18 Msun的F8 I恒星一致，尽管这颗恒星可能是红色的，接近30 Msun。爆发前的源表现出显着的近红外过量与120 AU的外壳与4x 10 -6 Msun的尘埃一致。我们推断，源是笼罩在一个光学厚和紧凑的壳的拱星材料从LBV风，形成了一个伪光球一致的S多尔一样的变量在其“最大”的阶段。在爆发的一年内，源在10-30天的时间尺度上变化很大。爆发的光变曲线与2012年SN 2009 ip爆发的光变曲线非常接近，尽管观测到的速度明显低于该事件。在Halalpha中，爆发在后期有过量的蓝移辐射，中心约为-1500 km/s，类似于双峰IIn型超新星和LBV爆发SN 2015 bh。从爆发前和爆发后的测光，我们推断爆发喷出物正在从2016年12月事件发生后的几年内的前兆爆发演变成一个密集的，高度结构化的星周环境。

邻近星系中的蓝色发光恒星- UIT005：与发光蓝色变星阶段的可能联系

Blue luminous stars in nearby galaxies - UIT005: a possible link to the luminous blue variable stage

详细研究了M33中的蓝超巨星B_2005（B_2 -2.5Ia ~+）。我们的定量光谱分析结果表明，该恒星是一个非常明亮的，log（L/Lsun）~5.9 dex，质量为M~50 Msun，在其表面显示出非常高的氮氧比（N/O~8，以质量计）。基于派生的Mg和Si丰度，我们认为，这种高N/O比不能是由于其位置上的磁盘的M33，已知提出一个陡峭的金属丰度梯度的初始低O含量的结果。结合氦丰度，最合理的解释是，005处于演化的高级阶段，其表面的氮富集和O耗尽是由于与来自恒星内部的CNO处理物质混合造成的。与目前恒星演化模型的预测比较表明，有显着的差异，特别是关于化学处理的程度，与模型预测的O耗尽程度比观察到的要低得多。同时，在我们的分析中得出的质量损失率是一个数量级低于进化计算中考虑的值。基于对周围恒星星族和邻近星团NGC 588的研究，我们用WFPC 2测光法认为，NGC 588星团中的逃逸星可能是NGC 005。

质量损失AGB星的红外测光和演化。III。MS和S星的质量损失率

Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. III. Mass loss rates of MS and S stars

上下文渐近巨星分支（AGB）阶段标志着低质量和中等质量恒星演化的结束，它们是质量返回到星际介质和星系化学演化的基本贡献者。对AGB星的光度和距离的了解不足，阻碍了对质量损失过程的详细了解。目标。在一系列的论文中，我们试图建立一个标准，允许更定量的测定光度的各种类型的AGB星，使用红外（IR）通量作为基础。还需要更新质量损失率的汇编，因为它对我们研究这些恒星的演化特性至关重要。在本文中，我们集中我们的分析研究的质量损失率的银河系S星的样本。方法.我们重新分析的银河系MS，S，SC星的样本的恒星风的属性与可靠的估计的距离的基础上先前确定的标准。然后，我们将所得的质量损失率与先前获得的样品的C-丰富的AGB星。结果平均而言，S星的星风效率低于相同光度的富碳AGB星。近中红外颜色在我们的分析中似乎是至关重要的。他们表现出良好的相关性，特别是对Mira星的质量损失率。我们认为，恒星风的速率之间的关系和近-中红外颜色和变化的周期提高了对低质量恒星的晚期演化阶段的理解，并可能是恒星风的速率之间的关系和热星等的起源。

变星光变曲线中的多周期性、调制和触发器III。1982-2014年LQ Hya光度法的载波拟合分析

Multiperiodicity, modulations and flip-flops in variable star light curves III. Carrier fit analysis of LQ Hya photometry for 1982-2014

我们研究了LQ Hya测光1982-2014与载波拟合（CF）方法，并将我们的结果与早期的光度分析和最近的多普勒成像地图进行比较。我们首先利用不同类型的统计方法来估计CF方法的载波周期的各种候选。其次，计算整个数据集的全局拟合和较短段的局部拟合，其中找到的周期是最佳的。对所有可用数据的谐波最小二乘分析揭示了一个接近1.6天的短周期，作为一组重要频率的极限值。我们将其解释为赤道附近黑子的自转周期。此外，显著周期的分布被发现是双峰的，暗示了一个长期的调制周期，我们开始研究与两个谐波CF模型。微弱的调制信号，确实恢复，周期约为6.9年。相位色散分析给出了一个明确的对称最小的相干时间低于100天左右。我们将其解释为斑点的平均旋转周期（1.60514天），并选择该值作为CF分析的载波周期。与CF方法，我们寻求任何系统的趋势，在全球的时间范围内的斑点分布，并在当地寻找突然的相位变化，在快速旋转的物体。在2005-2008年期间，全球CF揭示了一个相干结构旋转的周期为1.6037天，而在大多数其他时间的斑点分布似乎相当随机的相位。的对象的斑点分布的演变被发现是非常混乱的，没有明确的迹象，方位角发电机波，将持续较长的时间尺度，虽然观察到的短暂的相干结构偶尔不旋转与平均斑点分布相同的速度。

OGLE-III光度法和N体模型中的X形Milky Way凸起

The X-Shaped Milky Way Bulge in OGLE-III Photometry and in N-Body Models

我们在OGLE-III光度学中模拟了银河系凸起的分裂红团，并将结果与两个N体模型的预测进行了比较。我们的分析产生了两个红色团块亮度的精确地图，在更遥远的峰值中的恒星比例，以及它们的组合表面密度。我们比较观察到的预测，以前在文献中使用的两个N体模型。只要假设银河棒的主轴和银河中心的视线之间有一个角度$α_{\rm{Bar}} \approx 30^{\circ}$，两个模型都能正确地预测几个特征。特别是在微弱的红色团块中的恒星比例应该随着经度的增加而减少。模型和数据之间最大的差异是红团星的表面密度向负向的下降速度，以及两个红团星之间的亮度差向正向的下降速度，两者的差异幅度都不超过$\sim$ 25%。我们的红巨星光度函数的分析也产生了红巨星分支碰撞参数的估计对这些高纬度领域，和证据的高比率（$\sim$ 25%）的磁盘污染的凸起的颜色和大小的红团，磁盘污染率增加对视线进一步远离飞机。

星系NGC 2770中SN 2015 bh的光度学和光谱学

Photometry and spectroscopy of SN 2015bh in the galaxy NGC 2770

我们提出了中等分辨率光谱学和光谱光度学的光学瞬态PSN J 09093496 +3307204（SN 2015 bh）在星系NGC 2770，这已经转移到超新星阶段。这些观察是在2015年2月至2016年5月期间进行的。在SN冒名顶替者阶段（2015 a）和超新星阶段（2015 b），除了巴尔末辐射外，在光谱中还可以看到强的Fe II辐射;因此，这些光谱类似于威廉姆斯Fe II型经典新星的光谱。这颗恒星位于一个黑暗星云的边缘附近，被明显吸收（Av = 1.14 +/-0.15等）。考虑到这种吸收，我们确定了2015 a阶段的最大绝对星等Mv = -15.0 +/-0.3等，2015 b阶段的Mv = -18.14 +/-0.30等。2015 b相的光变曲线与SN IIL相似。这颗超新星的前身是一颗明亮的蓝变星（LBV），具有强大的Hα辐射。我们考虑了几个假设的超新星爆炸后的光学瞬态与LBV。一个演化的大质量恒星的核心坍缩中断了它与双星系统中大质量伴星（一颗失败的发光红新星）合并的过程的假设被选为这一事件的首选假设。

高精度photometry通过望远镜散焦。III。凌日行星系WASP-2

High-precision photometry by telescope defocussing. III. The transiting planetary system WASP-2

我们提出了高精度测光的三个凌日的太阳系外行星系WASP-2，通过散焦的望远镜，并实现点到点之间的散射0.42和0.73毫等。这些数据是使用JKTEBOP代码建模的，并考虑了最近发现的靠近该系统的微弱恒星的光线。WASP-2系统的物理特性是使用来自五组不同恒星演化模型的列表预测得出的，允许指定统计和系统误差。该行星的质量和半径分别为M_b = 0.847 +/- 0.038 +/- 0.024 Mjup和R_b = 1.044 +/- 0.029 +/- 0.015 Rjup。它的平衡温度很低，为1280 +/- 21 K，这与最近的发现一致，即它没有大气逆温。我们的第一个凌日数据集相对于最佳拟合的光变曲线模型只有0.42 mmag的散射，据我们所知，这是对凌日系外行星进行地面观测的记录。

Population of hot subdwarf stars studied with Gaia III. Catalogue of known hot subdwarf stars: Data Release 2

In light of substantial new discoveries of hot subdwarfs by ongoing spectroscopic surveys and the availability of new all-sky data from ground-based photometric surveys and the Gaia mission Data Release 2, we compiled an updated catalogue of the known hot subdwarf stars. The catalogue contains 5874 unique sources including 528 previously unknown hot subdwarfs and provides multi-band photometry, astrometry from Gaia, and classifications based on spectroscopy and colours. This new catalogue provides atmospheric parameters of 2187 stars and radial velocities of 2790 stars from the literature. Usi…

EXPRES. III. Revealing the Stellar Activity Radial Velocity Signature of $ε$ Eridani with Photometry and Interferometry

The distortions of absorption line profiles caused by photospheric brightness variations on the surfaces of cool, main-sequence stars can mimic or overwhelm radial velocity (RV) shifts due to the presence of exoplanets. The latest generation of precision RV spectrographs aims to detect velocity amplitudes $\lesssim 10$ cm s$^{-1}$, but requires mitigation of stellar signals. Statistical techniques are being developed to differentiate between Keplerian and activity-related velocity perturbations. Two important challenges, however, are the interpretability of the stellar activity component as RV…

SLUG --Stochemical Lighting Up Galeries. III：一套用于模拟光度学、光谱学和贝叶斯推断的随机恒星星族工具

SLUG -- Stochastically Lighting Up Galaxies. III: A Suite of Tools for Simulated Photometry, Spectroscopy, and Bayesian Inference with Stochastic Stellar Populations

用于预测由恒星星族发射的可观测光的恒星星族合成技术在天文学的许多领域中具有广泛的应用。然而，对于小的年轻恒星群体的精确预测，例如在单个星团，恒星形成的矮星系和螺旋星系的小片段中发现的那些，需要将人口随机处理。相反，要精确地推断这些物体的性质，也需要考虑随机性。在这里，我们描述了一套全面的模块化，开源软件工具来解决这些相关的问题。其中包括：由da Silva等人（2012年）引入的slug代码的大幅增强版本，该代码计算随机或确定性采样的恒星星族的光谱和测光，这些恒星族具有几乎任意的恒星形成历史，聚类特性和初始质量函数; cloudy_slug，一种自动将slug计算的光谱与多云辐射转移代码耦合的工具，以预测随机星云发射; bayesphot是一个通用工具，用于根据未解析的光度学对恒星系统的物理性质进行贝叶斯推断; cluster_slug和sfr_slug是一对工具，分别在slug模型库上使用贝叶斯推断来计算单年龄星团的质量、年龄和灭绝，以及星系的恒星形成率。后两个工具利用了软件中包含的大量预先计算的恒星星族模型库。完整的软件包可在http://www.slugsps.com上获得。

Swift/UVOT Stars Survey。III。103个银河系疏散星团的测光和色星等图

The Swift/UVOT Stars Survey. III. Photometry and Color-Magnitude Diagrams of 103 Galactic Open Clusters

作为Swift/UVOT巡天的一部分，我们对103个银河系疏散星团进行了近紫外点源测光。这些数据，采取了整个任务的跨度，提供了一个独特的和前所未有的一套近紫外点源测光简单的恒星星族。在应用主要由GAIA DR 2自行驱动的隶属度分析后，我们发现这103个中有49个具有清晰精确的CMD，可以进行调查。我们比较的CMD理论等时线，发现理论等时线和CMD之间的良好协议。例外的是主序中较暗的部分和uvw 2-uvw 1 CMD中的红巨星分支，这很可能是由于uvw 2过滤器中红色泄漏的校正困难或我们对冷恒星紫外线不透明度的理解有限。在大多数情况下，我们推导出的星系团参数-年龄，距离和红化-与共识文献一致，但我们发现一些星系团值得从文献值进行实质性修订，特别是NGC~2304，NGC~2343，NGC ~ 2360，NGC~2396，NGC~2428，NGC~2509，NGC~2533，NGC~2571，NGC~2818，Colinder ~220和NGC~6939。一些星团也显示出白矮星和蓝离散星序列。我们证实了在NGC~2360和NGC~2818中存在扩展的主序列关闭，并在许多其他可能需要进一步光谱研究的星系团中显示了它的暗示。研究中的大多数集群都具有低灭绝性，其余的都符合“Milky Way”灭绝定律。然而，Collinder~220暗示了一个可能的“LMC样”灭绝定律。我们最终向社区提…

Alma 发光恒星目录 IV：麦哲伦云中的大质量恒星普查

Alma Luminous Star catalogue IV: A Massive star census in the Magellanic Clouds

该研究利用 Gaia DR3 与 Simbad 等多源数据，通过测光、变率和光谱类型筛选，构建麦哲伦云中最全面的大质量恒星样本，以支持对麦哲伦云及麦哲伦桥的研究。

基于OGLE III对RR天琴座恒星测光的大麦云性质

The Properties of the Large Magellanic Cloud Based on OGLE III Photometry of RR Lyrae Stars

我们目前的研究结果的ab-型RR天琴座变量在大麦云云使用广泛的数据集从第三阶段的光学引力透镜实验（OGLE）。根据天琴座RR的光变曲线的周期和振幅确定的金属丰度，揭示了一个统计上显著的径向丰度梯度，大约是银河系和M33圆盘中所见的一半。RR型天琴座丰度梯度与古老且贫金属的大麦哲伦球状星团一致。OGLE RR天琴座的红度是使用它们的最小浅色计算的，平均值为E（V-I）= 0.12 +/- 0.05，其中引用的不确定度代表平均值的标准差。根据最近的毫米波调查，在LMC表面的RR Lyeconflections的分布与CO云的分布和发射强度有很好的相关性。此外，我们发现，老LMC球状星团往往位于低消光的地区。这强调了需要调查更高的消光区，具体目标是增加老LMC球状星团的样本。最后，我们研究的距离分布的RR天琴座，以探测LMC的结构和调查的可能性，一些RR天琴座可能居住在一个运动学热晕人口。除了计算出LMC的平均距离（m-M）o = 18.55 +/- 0.10等，我们还得出结论，在我们的样本中，部分RR天琴座可能是LMC晕的成员。

来自均匀Ca-CN光度学的球状星团的多个恒星群体。III。NGC 6752

Multiple stellar populations of globular clusters from homogeneous Ca--CN photometry. III. NGC 6752

对球状星团NGC~6752进行了多恒星星族（MSP）研究.我们发现，我们的新的光度CN指数准确地跟踪CN和氮的丰度在冷巨星，找到离散的双红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）序列之间的CN-弱和CN-强人口的\nrgb\= 25：75（$\pm$ 3; RGB）和79：21（$\pm$ 13; AGB）。这些数量比的差异表明，有相当一部分低质量的\cns\恒星未能演化到AGB阶段。然而，与以前的研究不同，我们的研究结果表明，在NGC~6752中存在极端的\cns\AGB种群，这可能需要后续的光谱研究。与M5类似，NGC~6752中氮丰度的演化是离散和不连续的，而氧和钠的演化在两个群体之间是连续的，这意味着不同的天体物理来源负责这些元素的演化。此外，从RGB隆起星等推断的氦丰度表明，\cns\星群的氦增强程度略高。尽管两个种群之间的累积径向分布相同，但在单个种群中可以观察到结构-运动学耦合：\cnw\种群具有空间细长的形状，具有更快的旋转，而\cns\种群显示出弱的或没有净旋转，具有空间对称的形状，提出了关于GC长期动力学演化的重要问题。

BRITE-Constellation: nanosatellites for precision photometry of bright stars

BRITE-Constellation (where BRITE stands for BRIght Target Explorer) is an international nanosatellite mission to monitor photometrically, in two colours, the brightness and temperature variations of stars generally brighter than mag(V) ~ 4, with precision and time coverage not possible from the ground. The current mission design consists of six nanosats (hence Constellation): two from Austria, two from Canada, and two from Poland. Each 7 kg nanosat carries an optical telescope of aperture 3 cm feeding an uncooled CCD. One instrument in each pair is equipped with a blue filter, the other with a…

在EarliesT阶段的原恒星流出（POETS）。III。跟踪发光YSO附近盘风和喷流的H2O脉泽

Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). III. H2O masers tracing disk-winds and jets near luminous YSOs

早期T阶段的原恒星外流（POETS）调查的目标是在统计上显著的发光年轻恒星物体（YSO）样本（36）中以10-100 AU的尺度对盘-外流界面进行成像，目标是外流的分子和电离成分。通过对22 GHz水脉泽的VLBI观测，在毫角秒尺度上研究了外流运动学。我们采用JVLA在6，13，和22 GHz的A-和B-阵列配置，以确定无线电连续辐射的空间结构和光谱指数。在大约一半的目标中，在与YSO的距离<= 1000 au处观测到的水脉泽跟踪这些运动学结构中的一个或两个：1）与脉泽自行（PM）的准直方向成近角的空间细长分布，以及2）跨越YSO位置的线性LSR速度（Vlsr）梯度。运动学结构（1）很容易解释为原恒星喷流，通过与文献中报告的YSO喷流的热（连续谱和线）发射的独立观测进行比较，在一些目标中得到了证实。运动学结构（2）被解释为几乎是从侧面观察到的盘风（DW），这是基于几个证据：首先，它总是垂直于YSO喷流指向;其次，它在方向和极性上与热辐射中的Vlsr梯度一致（当在文献中报道时）在<= 1000~au的尺度上识别YSO盘;第三，描绘Vlsr梯度的脉泽PM暗示了速度为10-20 km/s的气流运动，方向与盘中平面成大角度。在其余的目标中，脉泽PM不是准直的，而是倾向于沿着两个几乎垂直的方向排列，并且可能起源于相对于边缘稍微倾斜（<= 30度）的DW-射流系统。

用中红外光度法鉴别Local Group中的成星矮不规则星系中的大质量尘埃星

Identification of dusty massive stars in star-forming dwarf irregular galaxies in the Local Group with mid-IR photometry

增加光谱证实的本星系群中演化的大质量恒星的统计数据，可以调查这些恒星在演化后期发生的质量损失现象。我们的目标是完成人口普查的发光中红外光源的恒星形成矮不规则（dIrr）星系的本地集团。为了实现这一目标，我们采用了中红外光度选择标准来识别演化的大质量恒星，如红超巨星（RSG）和亮蓝变星（LBV），通过使用这些类型的恒星由于尘埃而具有红外过量的事实。该方法是基于3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m测光档案${\it Spitzer}$空间望远镜图像附近的星系。我们应用我们的标准，4 dIrr星系：飞马座，凤凰，六分仪A，和WLM，选择79个点源，我们观察到的VLT/FORS 2摄谱仪在多目标光谱模式。共鉴定出13颗RSG，其中6颗为新发现，2颗为新发射线星，1颗为候选黄超巨星。在其他观测到的物体中，我们确定了碳星，前景巨星和背景物体，如类星体和污染我们调查的早期星系。我们使用我们的光谱调查的结果，以修改中红外和光学的选择标准，从光度测量确定RSG。光学选择标准比中红外选择标准更有效地将河外RSG从前景巨星中分离出来，但是中红外选择标准对于识别本星系群中的尘埃星是有用的。这项工作为进一步研究新发现的尘埃大质量恒星及其宿主星系奠定了基础。

线性模型的分光光度测量：发光红巨星的精确距离

Spectrophotometric parallaxes with linear models: Accurate distances for luminous red-giant stars

通过现代的红外光谱测量，如APOGEE，红巨星可以被观察到的距离和距离，在盖亚星系的信息量并不高。然而，有效温度、表面重力、成分和年龄的组合--所有这些都可以通过光谱学获得--决定了巨星的光度。因此，光谱学加上光度学应该能够实现精确的分光光度距离估计。在这里，我们使用APOGEE-Gaia-2MASS-WISE重叠来训练一个数据驱动的模型，以预测具有$0<\log g\leq2.2$（比红色团块更明亮）的红巨星分支恒星的光。我们采用APOGEE光谱像素强度的线性函数和多波段光度学来预测视差。模型训练不涉及Gaia视差的平移或反转，并且不需要对Gaia视差信噪比进行削减。它包括一个L1正则化，以消除无信息像素的贡献。训练是用遗漏的子样本进行的，这样就没有恒星的天体测量被间接地用于其分光光度视差估计。该模型在视差预测中隐式地进行了红化和消光校正，而没有任何显式的尘埃模型。我们为样本中的每颗恒星分配了一个新的分光光度视差估计;这些视差的不确定性在几个到15%之间，取决于数据质量，对于绝大多数目标来说，这比盖亚视差更精确，当然任何恒星都超过几个kpc的距离。我们获得了10%的距离估计出的日心距离$20\,$千秒差距，并作出全球地图的银河系的磁盘。

利用哈勃空间望远镜的Y矮星群体：解开我们最冷邻居的奥秘——III. 近红外光度学

The Y Dwarf Population with HST: unlocking the secrets of our coolest neighbours -- III. Near-Infrared Photometry

本研究利用哈勃空间望远镜的近红外光度学数据，揭示了Y矮星的色-光度图序列，发现其与大气模型存在系统性差异，强调了高精度数据对理解最冷天体物理过程的重要性。

Spitzer SAGE红外测光法对大麦云星云中大质量恒星的测量

Spitzer SAGE Infrared Photometry of Massive Stars in the Large Magellanic Cloud

我们提出了一个目录中的1750大质量恒星的大麦云，准确的光谱类型编译从文献中，和光度表的一个子集的1268这些恒星，探索其红外特性的目标。测光表由斯皮策SAGE巡天数据库中的红外对应恒星组成，我们在UBVIJHKs+IRAC+ MIPS 24波段中提供了0.3-24微米的均匀测光。由此得到的红外色星等图说明，超巨星B[e]、红超巨星和亮蓝变星（LBV）是大麦云星云中最亮的红外点源，这是由于它们的内在亮度，而在更长的波长上，则是由于尘埃。我们检测到红外线过剩，由于自由自由发射之间的~900 OB星，这与光度类。我们确认了10颗超巨星B[e]星周围存在尘埃，发现它们的光谱能量分布（SED）的形状非常相似，与光谱可变LBV之间的各种SED形状形成对比。B[e]超巨星（log L/Lo>=4）和新的光学瞬变类的罕见的尘埃祖先（例如SN 2008 S和NGC 300 OT）具有相似的光度，加上尘埃存在于这两种类型的物体中的事实，表明它们有共同的起源。我们发现沃尔夫-拉叶星的红外颜色是独立的光谱类型和他们的SED比模型预测的要平坦。这项研究的结果提供了第一个全面的路线图解释发光，大质量，解决恒星星族在附近的星系在红外波长。

使用 JWST 进行测光与天体测量——III. 对疏散星团 NGC 2506 的 NIRCam-Gaia DR3 分析

Photometry and astrometry with JWST -- III. A NIRCam-Gaia DR3 analysis of the open cluster NGC 2506

本文结合 JWST NIRCam 与 Gaia DR3 多波段数据，改进 ePSF 并高精度测量 NGC 2506，分析其双星比例、质量函数、总质量及白矮星候选体。

Photometry of 10 Million Stars from the First Two Years of TESS Full Frame Images

The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) is the first high-precision full-sky photometry survey in space. We present light curves from a magnitude limited set of stars and other stationary luminous objects from the TESS Full Frame Images, as reduced by the MIT Quick Look Pipeline (QLP). Our light curves cover the full two-year TESS Primary Mission and include $\sim$ 14,770,000 and $\sim$ 9,600,000 individual light curve segments in the Southern and Northern ecliptic hemispheres, respectively. We describe the photometry and detrending techniques we used to create the light curves, and c…

利用多色MeerLICHT数据识别和表征热亚矮星族群

Identifying and characterising the population of hot sub-luminous stars with multi-colour MeerLICHT data

本研究利用多色MeerLICHT数据识别热亚矮星并开发频率测定技术，发现MeerLICHT在估计主频率上优于稀疏的Gaia DR3数据，并验证了BlackGEM仪器的探测能力。