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
Evidence for High Eccentricity and Apsidal Motion in the Detached Eclipsing Binary GSC 04052-01378
我们观测了最近发现的偏心食双星GSC 04052-01378，以改善光变曲线参数，并进一步寻找其可能的高偏心率和拱点运动的证据。此外，我们提出了一个基本的恒星模型，非常适合我们的数据集的观测和偏心率被发现是e = 0.538（6），这对应于一个高的值在这组双星。
2017-12-10 astro-ph.SR
Brightness variations in totally-eclipsing binary GSC4589-2999
本文介绍了2008年和2009年获得的GSC 4589 - 2999的多色CCD测光结果。观测结果表明，该系统是一个活跃的大陵五双星。根据新的数据，该系统的平均亮度在2007 - 2009年期间正在下降。2008 - 2009年获得的光变曲线使用威尔逊-德文尼代码建模。我们还讨论了系统在不同轨道相位时的光和色的变化。有证据表明，这些亮度和颜色的变化是由于在系统的两个组成部分上不均匀分布的恒星黑子的旋转。
2012-09-12 astro-ph.SR
The photometric investigation of the newly discovered W UMa type binary system GSC 03122-02426
用Wilson-Devinney（W-D）程序计算并分析了新发现的双星系统\astrobj{GSC 03122-02426}的$B$ $V$ $R_c$ $I_c$带光变曲线。结果表明，二元系统的质量比为$q = 2.70$，质量较小的组分比质量较大的组分热$422K$.结果表明，\astrobj{GSC 03122-02426}是一个W型浅接触（接触度为$f = 15.3\,\%$）二元体系。它可能是一个新形成的接触双星系统，只是几何接触，并将演化为热接触双星系统。高轨道倾角（$i = 81.6^{\circ}$）意味着\astrobj{GSC 03122-02426}是一个日全食双星系统，我们得到的光度参数是相当可靠的。我们还估算了\astrobj{GSC 03122-02426}中两个组分的绝对物理参数，这将为接触双星系统的研究提供基础信息。讨论了\astrobj{GSC 03122-02426}的形成和演化过程。
2016-08-03 astro-ph.SR
GSC 2314-0530: the shortest-period eclipsing system with dMe components
本文介绍了新发现的食双星GSC 2314-0530（NSVS 6550671）的VRI色CCD测光和分光观测结果，该双星具有dMe分量和P=0.192636天的极短周期。同时的光变曲线解和径向速度解允许确定GSC 2314-0530的全局参数：T_{1} =3735 K; T_{2} =3106 K; M_{1} =0.51 M_sun; M_{2} =0.26 M_sun; R_{1} =0.55 R_sun; R_{2} =0.29 R_sun; L_{1} =0.053 L_sun; L_{2} =0.007 L_sun; i=72.5度; a=1.28 R_sun; d=59件H_α谱线（平均EW= 5A）的强发射和几次耀斑活动揭示了其组成部分的色球活动。根据已知低质量dM双星的参数，导出了质量- M_{bol}、质量-半径和质量-温度的经验关系式。
2010-05-03 astro-ph.SR
Photomeric analysis of eclipsing binaries: VY UMI, RU UMI AND GSC 04364-00648
本文对三颗食双星进行 BVR 与 TESS 光度分析，首次在 RU UMi 中发现第三体引起的光时效应，并测定 VY UMi 与 GSC 04364-00648 的周期变化率及绝对参数。
2023-01-31 astro-ph.SR
New light curves and ephemeris for the close eclipsing binary V963 PER
我们在2010-11年对V963 Per（= GSC 3355 0394）进行了CCD测光，这是一颗最近发现的具有不等食深的近距离双星。七个新的日食时间产生了一个改进的星历，但我们警告说，二次日食可能会受到光变曲线的影响。这种变化似乎是在一个月的时间尺度在百分之几的水平。
2011-08-01 astro-ph.SR
New SPB stars in the field of the young open cluster NGC 2244 discovered by the MOST photometric satellite
在MOST卫星对年轻的疏散星团NGC 2244进行的近两周的连续光学测光中，我们发现了两颗新的SPB星，GSC 00154-00785和GSC 00154-01871。我们提出了这些恒星的MOST光变曲线的频率分析，揭示了两个振荡频率（0.61和0.71 c/d）在GSC 00154-00785和两个（0.40和0.51 c/d）在GSC 00154-01871。这些频率范围是一致的g-模式的$\ell \leq 2$激发的主序星或前主序星（PMS）的质量为4.5 - 5 $M_{\odot}$和太阳的组成$(X, Z)= (0.7, 0.02)$的模型。发表的自行测量和径向速度不足以建立明确的集群成员这两个恒星。然而，PMS模型，最适合其本征光谱的年龄与NGC 2244一致。如果星团成员身份能够得到确认，这将是第一颗已知的PMS SPB恒星，并将为PMS恒星的内部结构的星震测试打开一扇新的窗口。
2011-10-18 astro-ph.SR
Poorly Studied Eclipsing Binaries in the Field of DO Dra: V0455 Dra and V0454 Dra
我们报告了对两个研究不足的系统GSC 04396-00605和GSC 04395-00485的分析，这两个系统最近分别被命名为V0455 Dra和V0454 Dra。对于两颗食星，使用我们广泛的数据对周期和历元进行了显着校正。平均光变曲线的现象学特征是使用“新Algol变量”（NAV）算法确定的。使用新开发的软件MAVKA确定最大值/最小值（ToM）的各个时间，该软件使用“渐近抛物线”近似输出准确的参数。使用Wilson-Devinney模型近似光变曲线，列出最佳拟合参数。对于这两个系统，暗点的存在是合理的，参数估计。这两个系统被归类为EW型的过接触双星。这些观测是在“经度间天文学”项目内监测激变变量DO Dra时使用LOAO的1米韩国望远镜获得的。
2020-02-21 astro-ph.SR
Photometric Study of Two Recently Discovered Variable Stars in the Field of BS Cas
本文研究了两颗最近发现的变星（CzeV 134 = GSC 3682 0018 = USNO-A2.0 1425-1870026和CzeV 135 = GSC 3682 2051 = USNO-A2.0 1425-1825909 = V1094 Cas），它们是在W UMa变星BS Cas的观测范围内发现的。给出了这些恒星的位相曲线和发现图。计算了星历表和其他光度学参数。唯象特征表明，第一颗恒星（CzeV 134）可能是一颗低振幅RRc天琴座型变星，周期P = 0.419794 \pm 0.000029 d，初始历元T0 = HJD 2453236.50412 \pm 0.00056.光变曲线的振幅和形状是可变的，可能指示Blazhko现象。第二颗恒星（CzeV 135）被分类为A亚型EW型双星系统。然而，可能不排除天琴座β型，因为各种分类参数位于两个类别的重叠值范围内。周期P=0.51429090 \pm 0.0000012 d，初始时期T0 = HJD 2454543.7920 \pm 0.0006。O 'Connell效应显而易见。这种影响有轻微的变化，在比较不同季节的观测时很明显。分析了这些恒星的O-C图。
2012-07-15 astro-ph.SR
A Survey for High-Mass Eclipsing Binaries
我们报告的结果，从寻找银河系高质量的食双星。在Sloan $r$和$i$中使用智利波鸿大学的机器人双折射仪RoBoTT进行光度监测活动，并由Johnson $UBV$数据进行补充。与SIMBAD数据库的比较显示了260颗可变的大质量恒星。基于采样良好的光变曲线，我们发现了35个新的食高质量系统，并确认了6个先前已知系统的性质。对于所有的对象，我们提供了第一光变曲线，并确定轨道周期通过Lafler-Kinman算法。除了GSC 08173-0018和Pismis 24-13（$P = 19.47\,d$和$20.14\,d$）以及特殊的短周期系统TYC 6561-1765-1（$P = 0.71\,d$）外，所有系统的轨道周期都在1至9天之间。我们在罗氏几何的框架内模拟了26个系统的光变曲线，并计算了每个系统组件的基本参数。Roche瓣分析表明，14个系统具有分离几何结构，而12个系统具有半分离几何结构;其中7个是近接触系统。推导出的质量比$q = M_2/M_1$在0.4 ~ 1.0之间，平均值为0.8。质量的相似性表明，这些高质量的双星是在恒星形成过程中产生的，而不是通过潮汐捕获。
2019-11-09 astro-ph.SR
The model parameters of the mean light curves of the variable red giant stars in the near infrared colour-bands and compare them with the visual mean light curves
用近红外波段（H和K）的观测资料模拟了平均光变曲线。对目视观测数据也进行了同样的拟合。比较了红外和可见光平均光变曲线。获得了平均光变曲线的所有参数和傅立叶系数。对亮度变化进行了周期图分析。
2016-07-13 astro-ph.SR
The shapes of light curves of Mira-type variables
利用ASAS巡天的454个米拉光变曲线样本，研究了这类变星的光变形状。与早期的研究相反，我们选择了一种通用的方法来识别正弦光变化的任何偏差。我们发现，约30%的研究光变曲线显示出显着偏离正弦参考形状。在这些恒星中，可以识别出两种频率相当的特征光变曲线形状。大气化学和光变曲线形状之间的联系被发现了一些线索，但除此之外，光变曲线形状和其他恒星参数之间似乎没有或只有非常微弱的关系。
2010-10-13 astro-ph.SR
Long rotation period main-sequence stars from Kepler SAP light curves
恒星自转在恒星活动中起着关键作用。自转周期可以通过恒星黑子引起的光变曲线变化来检测。开普勒提供了两种类型的光变曲线，一种是预搜索数据调节（PDC）光变曲线，另一种是简单孔径光度计（SAP）光变曲线。与PDC光变曲线相比，SAP光变曲线具有较长的趋势，比较适合于长周期信号的搜索。然而，SAP数据受到一些人为因素的影响，如季度滚动和仪器误差，使得很难找到SAP光变曲线中的物理周期。我们探索了一个系统的方法，基于光变曲线预处理，周期检测和候选选择。我们还开发了一个模拟的光曲线测试，以估计我们的检测限的SAP样LC。将我们的方法应用于原始SAP光变曲线后，我们发现了1000多颗周期大于30天的主序星，其中165颗是新发现的。考虑到SAP的潜在缺陷，我们还对新发现的目标进行了测光检测，并确认了大部分周期信号。
2019-08-31 astro-ph.SR
The Concept of Few-Parameter Modelling of Eclipsing Binary and Exoplanet Transit Light Curves
提出了食双星和凌日行星恒星光变曲线的一个新的少参数唯象模型，该模型能以优于光变曲线振幅的1%的精度拟合观测光变曲线.该模型可用于光变曲线形状的适当描述、分类、中食时间的确定和精细周期分析。
2015-02-26 astro-ph.SR
Long-term, Multiwavelength Light Curves of Ultra-Cool Dwarfs: II. The evolving Light Curves of the T2.5 SIMP 0136 & the Uncorrelated Light Curves of the M9 TVLM 513
我们提出了17个夜晚的可变L/T过渡褐矮星SIMP J013656.5+093347的地基，近红外测光和另外3个晚上的放射性晚M矮星TVLM 513-46546的地基测光。我们的TVLM 513-46546测光包括2个晚上的同时，多波长，地基测光，其中我们检测到明显的J波段变化，但没有检测到类似幅度的I波段变化，证实TVLM 513-46546的变化最有可能来自云或极光，而不是星点。我们对SIMP J013656.5+093347的测光包括15个夜晚的J波段测光，使我们能够观察这个L/T过渡褐矮星的可变光变曲线如何从旋转周期到旋转周期，从晚上到晚上和从星期到星期的演变。我们估计SIMP J013656.5+093347的自转周期为2.406 +/- 0.008小时，没有发现明显的差异自转的证据。SIMP J013656.5+093347在我们的光变曲线中显示的峰到峰幅度在几天内从大于6%演变到小于1%，SIMP J013656.5+093347光变曲线显著演变的典型时间尺度似乎约为<1到10个旋转周期。这表明，那些进行分光光度观测的褐矮星应该谨慎的解释比较光谱之间的一个变量褐矮星的最大流量和最小流量的观测持续只有大约一个旋转周期，因为这些比较可能描绘一个单一的光谱特征，短暂的快照，而不是完整的特征范围。
2016-09-12 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
Topographic Mapping of astronomical light curves via a physically inspired Probabilistic model
我们提出了一个概率生成的方法来构建地形图的光变曲线从食双星。该模型定义了一个低维流形的局部噪声模型诱导的平滑非线性映射从低维潜在空间到空间的概率模型的观察到的光变曲线。局部噪声模型是描述如何生成这种光变曲线的物理模型。由于该模型的原则概率性质，成本函数自然出现，模型参数通过MAP估计使用期望最大化算法拟合。一旦模型已经被训练，每个光曲线可以被投影到潜在空间作为局部噪声模型上的平均后验概率。我们展示了我们的方法在人工生成的光变曲线的数据集和由来自真实观测的光变曲线组成的数据集上。
2009-09-22 astro-ph.SR
Light Curve Modelling and Evolutionary Status of the Short Period Binary 1SWASP J092328.76+435044
利用新的BVR全光变曲线对新发现的系统1 SWASP J092328.76+435044进行了光变曲线模拟。应用斑点模型处理光变曲线的不对称性。用Wilson-Devinney程序得到的输出模型表明，大质量组分比小质量组分热，ΔT约为400 K。共估计了8个新的最小值时间。根据估计的物理参数，系统部件的演化状态进行了研究。
2017-10-04 astro-ph.SR
Studies of Variability in Proto-Planetary Nebulae: II. Light and Velocity Curve Analyses of Iras 22272+5435 and 22223+4327
我们对两个明亮的富碳原行星状星云IRAS 22223+4327和22272+5435的光、颜色和速度变化进行了详细的观测研究。光变曲线是基于我们从1994年到2011年的观测，以及Arkhipova和合作者发表的数据。它们每个都显示出四个显著的周期，IRAS 22223+4327和22272+5435的主要周期分别为90和132天。对于它们中的每一个，次级周期与主周期的比值都是0.95，这个数值与造父变星中的数值有很大的不同，但这可能是后AGB星的特征。在较小的径向速度数据集中发现较少的有效周期，但它们与光变曲线一致。颜色曲线通常模仿光变曲线，当物体最暗时最红。当存在同时的光、色和速度曲线时，在季节中的比较揭示了光和色曲线是同相的，而径向速度曲线与光变曲线是0.25异相的。因此，它们不同于造父变星，造父变星的径向速度曲线与光变曲线相差0.50 P。观测到的周期和振幅与后AGB脉动模型的比较显示出较差的一致性，特别是对于周期，这是远远长于预测。这些观测数据，特别是同时期的光，颜色和速度曲线，提供了一个很好的基准新的脉动模型的冷恒星在后AGB，原行星状星云阶段。
2013-10-31 astro-ph.SR
Light curves of symbiotic stars in massive photomeric surveys II: S and D'-type systems
本文给出了79颗S型和D '型共生星的ASAS、ANOO和OGLE光变曲线的周期分析结果。58个天体的光变曲线随轨道周期变化。在34个物体的情况下，首次估计了轨道周期，这使具有已知轨道周期的共生星的数量增加了约64%。46个天体的光变曲线显示，除了长期或/和轨道变化外，还有50-200天时间尺度的短期变化，很可能是由于冷巨星组成部分的恒星脉动造成的。我们还报告了许多光变曲线中存在的类似日食的极小值和爆发。
2013-12-27 astro-ph.SR
On the Light Curves of AM CVn
通过将AM CVn的光变曲线分解为它们的傅立叶分量来分析AM CVn的光变曲线。超峰、负超峰和轨道变化三个分量的基模振幅和泛音振幅是可变的。这意味着所观察到的AM CVn的光变曲线形状的变化不仅是由于这些组分之间的干扰，而且还由于它们的参数的可变性。
2016-11-10 astro-ph.SR
Real light curves of FK Comae Berenices: Farewell flip-flop
七十年来，人们普遍认为，短寿命恒星黑子的形成、迁移和衰变解释了色球活动恒星不断变化的光变曲线。我们的假设是，这些欺骗性的观测光变曲线是两个真正的长寿命恒星黑子的恒定周期光变曲线的干扰。这些长寿的恒星黑子相对于彼此的缓慢运动导致了观测到的光变曲线的变化。这一假设与目前对恒星黑子的看法相矛盾。因此，我们对它进行了8次可重复的测试。我们的新的周期发现方法检测的两个真正的光变曲线的FK Com。我们的假设是完全成功的：所有真实的光变曲线参数都直接与FK Com的多普勒图像中也看到的长寿恒星斑有关。这些参数在空间和时间上都是相关的，就像在太阳中一样，包括弱的太阳表面差异旋转。至于其他色球活跃星，所有八个可重复的测试也支持我们的假设。它解释了许多虚假现象：光变曲线的快速变化、星点寿命的缩短、自转周期的快速变化、活动周期、星点迁移、周期循环、振幅循环和最小历元循环。这也解释了为什么光变曲线和多普勒图像给出了矛盾的表面差异旋转估计，即使是同一颗恒星，以及突然的180度活动变化（触发事件）和长期平均光变曲线。我们认为，目前的观点的恒星黑子需要修改。
2019-07-29 astro-ph.SR
Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties
我们提出了一个目录的93个非常好的观察新星光变曲线。光变曲线是根据229，796个单独测量的星等构建的，中位数覆盖范围延伸到峰值以下8.0等，并且26%的光变曲线在喷发后一直到平静。我们的时间分箱光变曲线以图形和完整的表格形式呈现。我们还计算和制表的许多属性的光变曲线，包括峰值的震级和日期，时间下降2，3，6，和9个从最大的震级，直到亮度恢复到平静的时间，平静的震级，幂律指数的下降率在整个爆发，在这个下降的休息时间，加上更多的具体到每个新星类的属性。我们提出了一个分类系统的新星光变曲线的形状和时间的基础上下降了3个数量级的峰值（t3）。S代表平滑的光变曲线（38%的新星），P代表高原（21%），D代表尘埃下沉（18%），C代表尖形的次级极大值（1%），O代表叠加在平滑下降上的准正弦振荡（4%），F代表平顶光变曲线（2%），J代表叠加在下降上的抖动或耀斑（16%）。我们的分类由这个字母和括号中的t3值组成;例如V1500 Cyg是S（4），GK Per是O（13），DQ Her是D（100），U Sco是P（3）。
2010-04-20 astro-ph.SR
Real light curves of FK Comae Berenices: Dead end
最近，我们提出了色球活动星光变曲线的一般模型，其中观测到的光变曲线是两个长寿命恒星黑子实常周期光变曲线的干涉。在这第一篇论文中，我们提出了六个具体的问题，破坏了这一论点，因为它与目前广泛持有的恒星表面差异旋转和恒星黑子的观点相矛盾。我们的目标是回答这六个问题。我们提出的证据表明，我们的一般模型的长寿命的星点已经被发现在早期的表面成像研究。用Lomb-Scargle功率谱方法对FK Com的模拟数据和实际数据进行了分析，发现该方法不能检测出我们的一般模型的两条真实的常周期光变曲线。如果我们的模型是有效的，这种方法给出了不相容的周期，振幅和最小历元的估计告诉不了真正的周期，真正的振幅和真正的最小历元的两个真正的光变曲线。这就意味着，自1947年发现星点以来，所有早期对色球活动恒星光变曲线的一维周期分析都给出了被广泛接受的虚假结果。然而，我们到达了一个死胡同，因为我们不能解决真正的光变曲线的FK Com。在第二篇论文中，我们用一种新的二维周期求法求解了这些实光变曲线，证明了我们的一般模型的有效性，并回答了第一篇论文中提出的所有六个问题。
2018-09-20 astro-ph.SR
Modelling light curves of binary systems: accounting for extended winds
本文提出了一个简单的食双星系统的综合模型，其中包括一个具有强星风的组成部分。数值模拟表明，光变曲线的形状（特别是最小值的宽度）强烈依赖于风参数。风的影响在模拟二进制的光变曲线中至关重要，例如，WR星。
2013-03-26 astro-ph.SR
The light curve in supernova modeled by a continuous radioactive decay of $^{56}$Ni
UVOIR辐射热光变曲线通常由放射性衰变来模拟。为了更精确地模拟绝对/视星等与时间的关系，引入了放射性同位素的连续生产。解一个一阶可分离变量微分方程。
2014-01-03 astro-ph.SR
The Detailed Light Curve Evolution of V1674 Her (Nova Her 2021)
我们报告高节奏测光的超快（$t_2\sim1.2$ d）新星V1674她在其上升到最大光（$V\sim6.3$）和随后的下降开始。这些来自Evryscope和拉古纳山天文台全天空照相机的观测结果显示，在$g\sim14$（比峰值低$\sim$ 8等）的极大前光变曲线中有一个平台，持续了至少三个小时。在一些接近最大亮度的新星中也观察到了类似的特征（所谓的最大前停顿），但据我们所知，在峰值以下$\sim$ 8等的光变曲线中检测到一个平台是前所未有的。
2021-07-12 astro-ph.SR
The Information Content in Analytic Spot Models of Broadband Precision Light Curves. II. Spot Distributions and Lifetimes, Global and Differential Rotation
随着空间精密测光任务的出现，星点光变曲线的数量和质量都大大提高。本文介绍了大量的星点模型及其产生的光变曲线，以：1）更好地确定光变曲线度量和传达有用物理信息的方法，2）理解从物理星点分布到产生的光变曲线的转换的潜在简并性如何掩盖这些信息。我们探索模型的相对活跃的恒星在几个倾角，而不同的数量（暗）点，随机点分布的位置和时间，时间尺度的增长和衰退，和差分旋转。我们研究的行为的绝对和差分变化的个人强度下降和整体光曲线，并演示如何复杂的光斑分布和行为导致光曲线，通常只表现出一个或两个倾角每旋转。不幸的是，过于简单的“一个或两个光点”或“活动经度”的描述或光变曲线的建模往往会产生很大的误导。我们还表明，短的“活动周期”可以很容易地简单地由于随机过程。事实证明，很难区分斑点寿命和微分旋转的竞争效应，但在大多数情况下，斑点寿命是两者中影响更大的。迄今为止，许多尝试的技术只在斑点存在多次旋转时才有效。这些包括斑点寿命的自相关退化和全局和差分旋转的周期图。光变曲线几乎不可能精确地推断出不同的旋转，除非斑点存在多次旋转。不幸的是，太阳和它的年龄或年龄更大的太阳型恒星是最困难的情况。需要进一步的工作来增加光变曲线推断的置信度。
2020-08-11 astro-ph.SR
Light Curves For Ten R Coronae Borealis Stars For Longer Than a Century: Secular Evolution, Dip Statistics, and a General Model for the Shape of Isolated Light Curve Dips
本文利用超过一个世纪的档案测光数据研究十颗低温RCB星，未发现显著长期演化，并建立了描述孤立光变下降恢复过程的通用模型。
2023-12-04 astro-ph.SR
Theoretical light curves of type Ia supernovae
目标。我们提出了第一个理论的超新星Ia光变曲线计算与时间相关的版本的通用模型大气代码PHOENIX。我们的目标是产生所有类型超新星的光变曲线和光谱。方法.我们扩展我们的模型大气程序PHOENIX计算Ia型超新星的光变曲线。实现了一个简单的求解器，该求解器在自由膨胀阶段跟踪大气中的能量守恒。结果PHOENIX新增加的设备的正确操作在测试计算中得到了验证。此外，我们还计算了理论光变曲线，并与观测到的SN 1999ee和SN 2002bo的SN Ia光变曲线进行了比较。我们得到了LTE以及NLTE模型的光变曲线。结论.我们已经验证了我们的扩展到时域的正确操作。我们已经计算了第一个SN Ia模型光变曲线使用PHOENIX在LTE和NLTE。对于未来的工作，红外模型光变曲线需要进一步研究。
2011-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalog of Integrated-Light Star Cluster Light Curves in TESS
本研究发布首批基于TESS的银河系及大小麦哲伦云星团集成光变光曲线目录，利用ELK软件包进行背景与系统误差校正，提供348个星团共2204条光变曲线，并验证集成光中高、低振幅恒星变光的可探测性。
2023-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bolometric and UV Light Curves of Core-Collapse Supernovae
自2005年以来，雨燕紫外光学望远镜（UVOT）一直在观察紫外和光学的所有子类型的核心塌陷超新星（CCSNe）。我们在这里提出了50 CCSNe与斯威夫特UVOT观察，分析他们的紫外特性和行为。当我们在所有三个UV滤光器中具有多个UV检测时（λc = 1928 - 2600 nm），我们生成早期的热测量光变曲线，分析这些光变曲线的性质，UV对它们的贡献，并推导出UV通量对基于光学-IR的热测量光变曲线的贡献的经验校正。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
$Extrasolar~Storms$: Pressure-dependent Changes In Light Curve Phase In Brown Dwarfs From Simultaneous $Hubble$ and $Spitzer$ Observations
我们提出了$Spitzer$ /IRAC Ch 1和Ch 2监测6个棕矮星在8个不同的时代超过20个月的过程。对四颗褐矮星，我们还同时获得了两个历元内的$HST$ /WFC 3 G141格棱光谱，并导出了五个窄带滤光片的光变曲线。探测大气中不同的压力水平，我们的六个目标的多波长光变曲线都表现出变化，光变曲线的形状在旋转周期的时间尺度上演变，范围从1.4小时到13小时。我们比较光变曲线的形状，并通过比较初级傅立叶分量的相位来估计在不同波长下观察到的光变曲线之间的相移。我们使用国家的最先进的大气模型，以确定在每个过滤器中观察到的通量的不同压力层的通量贡献。我们发现，光变曲线，探测较高的压力是相似的，在相位，但偏移，往往不同的光变曲线，探测较低的压力。两组光变曲线之间的相位差表明，在较低和较高压力下看到的调制可能是由不同的云层引入的。
2016-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Phenomenological modelling of eclipsing system light curves
大多数食双星和有凌日行星的恒星的观测光变曲线可以很好地描述和解释当前先进的物理模型，也允许确定食系统的许多物理参数。然而，对于一些常见的实际任务，不需要知道变星的详细物理，而只需要知道它们的光变曲线或其他相位曲线的形状。我们提出了一套食系统光变曲线的唯象模型。我们表示所观察到的食双星和恒星的光变曲线，由它们的系外行星在圆形轨道上运行，通过一个特殊的，分析的，少参数的函数，使拟合其光变曲线的精度优于1%。然后，在几个实际系统上测试了所提出的一套日食变光曲线的唯象模型。对于XY Bootis，我们还比较了使用我们的唯象模型与使用现有的物理模型所获得的结果的细节。我们表明，所提出的现象学模型的凌日系外行星和食双星光变曲线应用于地面测光观测产生的结果与更复杂的物理模型的应用程序所获得的兼容。所建议的现象学建模似乎是有用的，以解决一些常见的任务，在该领域的食变量的研究。
2015-08-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Photoelectric Observations, Light Curves Analysis and Period Study of the Eclipsing Variable DO Cas
从2000年12月到2001年1月，在6个夜晚对天琴座食双星DO Cas进行了新的B和V光电观测。在伊朗设拉子的比鲁尼天文台进行了观测，并使用威尔逊光变曲线合成和微分校正代码分析了光变曲线。从而得到了相对表面光度、新的光元和新的轨道根数，并从极小时刻开始改进了周期。根据这些和以前出版的时间，研究了周期的变化，并批准了一个恒定的周期，尽管有些作者提到了一些变化。光变曲线的解表明DO Cas是一个接触双星。
2006-10-20 astro-ph astro-ph.SR
Orbital inclination estimates for overcontact binaries using the derivatives of light curves
Chukyo University（中京大学）
本文提出基于光曲线导数的新方法，用于估计过接触双星的轨道倾角，通过回归分析建立经验公式并验证其可靠性。
2026-04-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
The PLATO Solar-like Light-curve Simulator: A tool to generate realistic stellar light-curves with instrumental effects representative of the PLATO mission
欧空局的PLATO空间任务的科学目标的准备将需要依赖于大量的代表性模拟光变曲线的产生来实施野兔和猎犬的练习。我们开发了一个光变曲线模拟器命名为PLATO类太阳光变曲线模拟器（PSLS），以产生光变曲线代表典型的PLATO目标，即同时显示类太阳振荡，恒星造粒，和磁活动。与此同时，PSLS还旨在以现实的方式模拟PLATO多望远镜概念中的随机噪声和系统误差。为了量化仪器的系统误差，我们进行了一系列的模拟像素级，包括各种相关的扰动源预计PLATO。从模拟的像素中，我们按计划在船上提取测光。然后，使用基于将在飞行校准阶段期间操作的微扫描技术重建的仪器点扩散函数来校正模拟光变曲线的仪器效应。这些校正后的光变曲线，然后拟合的参数模型，我们纳入PSLS。我们发现，仪器系统误差占主导地位的信号，只有在低于20 μ Hz的频率，并发现主要取决于恒星的星等和检测器的电荷转移效率低下。为了说明我们的模拟器是多么逼真，我们将其预测与开普勒对三个典型目标的观测进行了比较，并发现与观测结果有很好的定性一致性。PSLS再现预期PLATO光变曲线的主要属性。它的执行速度和包含有关的恒星信号以及PLATO相机代表的噪音源，使其成为科学准备PLATO飞行任务的不可或缺的工具。
2019-03-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Blazhko RR Lyrae light curves as modulated signals
我们提出了一个分析的形式主义的描述Blazhko RR天琴座光变曲线，其中采用的方式类似于电子信号传输理论的幅度和频率调制的治疗。我们假设单周期RR Lyrics光曲线作为载波，并调制它们的振幅（AM），频率（FM），相位（PM），并作为一般情况下，我们讨论同时AM和FM。这种处理的主要优点如下：（1）数学形式自然地解释了在Blazhko RR天琴座恒星中发现的许多光变曲线特征，如平均亮度变化，复杂的包络曲线，非正弦频率变化。(ii)我们的描述还解释了傅立叶谱的性质，如明显的高阶多重峰，侧峰的振幅分布，调制频率本身及其谐波的出现。此外，与传统方法相比，我们的光变曲线解决方案减少了必要的参数数量。这种形式可以应用于任何类型的调制光变曲线，而不仅仅是Blazhko RR型天琴座恒星。
2011-06-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Using Light Curve Derivatives to Estimate the Fill-out Factor of Overcontact Binaries
Chukyo University（中京大学）
该研究提出利用光变曲线导数估计过相接双星充满因子的方法，通过合成样本分类发现SPf型系统中充满因子与三阶导数局部极值时间间隔强相关，推导经验公式并经真实数据验证其可靠性。
2025-11-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
Classifying Kepler light curves for 12,000 A and F stars using supervised feature-based machine learning
随着像开普勒和TESS这样的大规模测量的可用性，迫切需要根据已知的变星类别对光变曲线进行自动分类的方法。我们介绍了一种新的算法进行分类的光变曲线，比较7000个时间序列的功能，找到那些最有效地分类一组给定的光变曲线。我们将这种方法应用于有效温度在6500- 10，000 K范围内的恒星的开普勒光变曲线。我们表明，样本可以有意义地表示在一个可解释的五维特征空间，分离七个主要类别的光变曲线（三角洲盾牌星，伽马剑鱼座恒星，RR天琴座恒星，旋转变量，接触食双星，分离食双星，和非变量）。我们实现了一个平衡的分类准确率为82%的独立测试集的开普勒星使用高斯混合模型分类。我们使用我们的方法对第9季度的12，000个开普勒光变曲线进行分类，并提供了结果的目录。我们进一步概述了一个信心启发式的概率密度的基础上搜索我们的目录，并提取正确分类的变星的候选列表。
2022-06-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
The light curves of type II-P SN 2017eaw: first 200 days
我们介绍了2017年5月14日至12月7日期间在NGC 6946中获得的超新星2017eaw的UBVRI测光。我们推导出了UVVRI波段最大光的日期和量级以及光变曲线的参数。讨论了SN 2017的颜色演化、消光和最大亮度。进行了初步的模拟，结果与UBVRI波段的光变曲线符合得令人满意。
2017-12-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The T16 Project: Image Subtraction Light Curves from TESS Cycle 1 Full-Frame Images for Stars with T < 16
T16项目基于TESS第1周期FFI和CDIPS相减图像，发布逾8375万条亮于T=16的恒星光变曲线，并验证其精度与变星研究价值。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
TESS-Gaia Light Curve: a PSF-based TESS FFI light curve product
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）
本文提出TESS-Gaia光变曲线（TGLC）产品，利用Gaia DR3先验信息和有效PSF前向建模去除邻近恒星污染，从TESS全帧图像中提取高精度光变曲线，在16等星时精度达约2%以内，并通过MAST公开发布。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Characterization of Type Ia Supernova Light Curves Using Principal Component Analysis of Sparse Functional Data
随着不断增长的数据，从正在进行的和未来的超新星调查，它是可能的经验量化的形状SNIa的光变曲线更详细，并定量与SNIa的内在属性的形状参数。建立这种关系对于控制超新星宇宙学的系统误差至关重要。基于收集的良好观察SNIa样本积累在过去几年中，我们构建了一个经验SNIa光曲线模型，使用一种统计方法称为稀疏和不规则采样的功能数据的功能主成分分析（FPCA）。使用这种方法，SNIa的整个光变曲线由主成分函数的线性组合表示，并且SNIa由称为主成分分数的几个数字表示。这些分数用于建立光变曲线形状和物理量之间的关系，如固有颜色，星际尘埃红化，谱线强度和光谱类别。这些关系允许纯粹基于光变曲线形状参数来描述某些临界物理量。我们的研究表明，一些重要的光谱特征信息被编码在宽波段光变曲线中，例如，我们发现光变曲线的形状与Si II $λ$ 6355线的速度和速度梯度相关。这对超新星调查很重要，例如，LSST和WFIRST。此外，FPCA光变曲线模型用于构建整个光变曲线形状，其进而以函数线性形式用于在拟合距离模型时调整固有亮度。
2018-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
STARRY: Analytic Occultation Light Curves
如果天体的特定强度图表示为球谐函数之和，则我们推导出掩星期间从球形行星、卫星或恒星接收的总通量的解析、封闭形式、数值稳定的解。我们的表达式在任意程度上都是有效的，并且可以递归地计算以提高速度。我们在这里开发的形式主义适用于恒星过境光变曲线，行星二次日食光变曲线，行星-行星/行星-月球掩星光变曲线，以及热（旋转）相位曲线的计算。在本文中，我们还介绍了STARRY，这是一个用C++编写并用Python包装的开源软件包，它可以计算这些光变曲线。STARRY中的算法比直接数值积分快六个数量级，精度高几个数量级。STARRY还计算光变曲线相对于所有输入参数的解析导数，用于基于梯度的优化和推理，例如汉密尔顿蒙特卡罗（HMC），允许用户快速有效地拟合观察到的光变曲线，以推断天体表面地图的属性。
2018-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Quick-Look Pipeline Light Curves for 5.7 Million Stars Observed Over the Second Year of TESS' First Extended Mission
我们展示了高水平科学产品（HLSPs），其中包含来自TESS第一次扩展任务（第40 - 55节; 2021年7月至2022年9月）第二年的MIT快速查看管道（QLP）的光变曲线。总体而言，从10分钟节奏全帧图像（FFI）中提取了570万颗独特恒星的每个扇区1220万条光变曲线，并向社区提供。与以前的交付一样，QLP HLSPs包括所有观测到的比TESS星等T = 13.5等亮的恒星的原始和去趋势通量时间序列。从第41区开始，QLP还为选定的较暗的M矮星产生光变曲线。自TESS任务开始以来，QLP为社区提供了迄今为止最大的FFI提取光变曲线来源之一。
2022-11-08 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
PISCOLA: a data-driven transient light-curve fitter
即将进行的时域调查，如鲁宾天文台的空间和时间遗产调查，将大大增加超新星（SNe）和其他光学瞬变的样本，需要新的数据驱动技术来分析它们的光度光变曲线。在这里，我们提出了“智能超新星宇宙光曲线分析Python”（PISCOLA），这是一个开源的数据驱动的光曲线拟合器，使用高斯过程，可以估计瞬态的静止帧光曲线，而不需要底层的光曲线模板。我们测试PISCOLA的大规模模拟Ia型SNe（SNe Ia），以验证其性能，并显示它成功地检索休息帧峰值幅度平均调查节奏长达7天。我们还比较了现有的超新星Ia光变曲线拟合SALT 2的真实数据，并发现只有小（但显着）的不同光变曲线参数的分歧。作为PISCOLA应用的概念验证，我们用非负矩阵分解法分解和分析了Pantheon SN Ia样本的PISCOLA静止框架光变曲线。我们的新参数化提供了与现有光曲线拟合器（如SALT 2）相似的性能。我们进一步从PISCOLA推导出了适用于$\sim$ 3500 ~ 7000 μ m的Ia型超新星的色律，并发现与SALT 2色律和具有全消光比与选择消光比$R_V \lesssim 3.1$的红化律一致。
2021-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
