CCD photometry of the Globular Cluster NGC 6093
A. Ruelas-Mayorga, L. J. Sanchez, C. A. Bernal-Herrera, A. Nigoche-Netro, J. Echevarria, A. M. Garcia
本文介绍了球状星团NGC 6093（M80）在B、V、R和I滤光片上的测光CCD观测结果。我们给出了这个天体的色星等图，并得到了它的金属度[Fe/H]、红化E（V-B）、E（V-I）和距离模数（m-M）_0的值。
In this paper we present photometric CCD observations of the globular cluster NGC 6093 (M80) in filters B, V , R and I. We produce the colour-magnitude diagrams for this object and obtain values for its metallicity [Fe/H], reddening E(V-B), E(V-I) and distance modulus (m - M)_0.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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New CCD Photometry Study of RV UMa
分析了RV UMa的所有可用CCD观测数据，以获得光变化的精确数学描述。本文讨论了短周期RRab星变星RV Uma的一个新的研究，并通过光变曲线和物理参数确定了“Blazhko效应”的存在。这颗恒星总共被观察了839次拍摄，并表现出有史以来最短的调制周期=0.468002的光变曲线调制。结果检测到恒星本身的温度和平均半径发生了微小但明确的变化。所有结果与以前发表的文献值进行了比较和讨论。
CCD Photometry of Trapezia Stars I
本文对四个四边形星协的恒星开展CCD孔径测光，测定UBVRI星等，并利用Q参数推导光谱型、距离和红化，同时讨论了与SIMBAD结果差异的成因。
CCD time-series photometry of the globular cluster NGC 5053: RR Lyrae, Blue Stragglers and SX Phoenicis stars revisited
本文报道了球状星团NGC 5053的CCD $V$、$r$和$I$时间序列测光结果。在我们的图像中，给出了八颗已知的天琴座RR星的最大光的新时间，并对它们的周期进行了修正。对它们的$V$光变曲线进行傅立叶分解，估计它们的物理参数。讨论了傅立叶基铁丰度、温度、质量和半径的精度。新的周期被发现的5个已知的SX Phe星和他们的长期周期变化的关键讨论提供。铁丰度的RR天琴座恒星被发现是[Fe/H] $\sim -1.97 \pm 0.16$和较低的值不支持本分析。天琴座RR型恒星的绝对星等刻度产生的平均真距离模数为$16.12 \pm 0.04$或距离为$16.7 \pm 0.3$ kpc。比较观测CMD与理论等时线表明星团的$12.5 \pm 2.0$陀螺年龄。对所有报告的蓝离散星（BS）及其$V,I$的仔细鉴定得出结论：BS 12、BS 22、BS 23和BS 24不是BS。另一方面，报告了三个新的BS。在7颗BS中发现了变异，其中5颗很可能是SX Phe型，还有一颗红巨星。新的SX Phe星遵循已建立的$PL$关系，并表明与RR Lyrant星的距离一致。
CCD Photometry of the Pleiades Delta Scuti Star V650 Tauri
报告了三地点CCD测光活动的初步结果。2008年11月期间，在三个大陆上对属于昴星团的$δ$ Scuti变星V650 Tauri进行了为期14天的光度观测。收集了164小时数据的总体运行。V650金牛座至少有五个显著的频率已经被检测到。
UBVI CCD Photometry of the Open Cluster NGC 4609 and Hogg 15
本文用UBVI CCD测光方法对位于Crux的疏散星团NGC 4609和Hogg 15进行了测光。对于NGC 4609，CCD数据是第一次。根据新的测光方法，我们得到了每个星团的红化、距离模数和年龄：NGC 4609：E（B-V）= 0.37 +/- 0.03，V_0 - M_V = 10.60 +/- 0.08，log τ = 7.7 +/- 0.1; E（B-V）= 1.13 +/- 0.11，V_0 - M_V = 12.50 +/- 0.15，log τ <= 6.6。Hogg 15的年轻年龄强烈暗示WR 47是星团中的一员。我们还确定了这些星系团的质量函数，并获得了NGC 4609的正常斜率（Gamma = -1.2 +/- 0.3）和Hogg 15的略微浅的斜率（Gamma = -0.95 +/- 0.5）。
CCD Photometry of NGC 2482 and Five Previously Unobserved Open Star Clusters
本文介绍了NGC 2482中心区的BV和u 'g' r 'i' CCD测光。我们还介绍了过去研究不足的五个星系团的BVu 'g' CCD测光：Ruprecht 42、Ruprecht 51、Ruprecht 153、Ruprecht 154;和AH 03 J 0748 -26.9，据我们所知，以前从未研究过。使用全局优化技术，消除了大部分的主观性，以前固有的主序列拟合研究，我们获得的距离，年龄和金属的集群的值，这些基本参数的不确定性的鲁棒估计。我们的四个星团距离银河系中心不到1.3千秒差距，基本上具有太阳的金属丰度。那些离银河系中心较远的星系团的金属丰度与其他研究中发现的降低[Fe/H]的0.3 dex步骤一致。
Outliers: multicolour photometry guiding the search for evolved binary systems in the globular cluster 47 Tucanae
我们使用哈勃太空望远镜多色测光的球状星团47图卡坦半岛发现人口的24个对象，没有以前的分类，是离群值从单星模型轨道的颜色星等图，但可能是集群成员。通过将这些来源与演化模型和X射线源目录进行比较，我们能够表明，这些来源中的大多数可能是附近没有任何X射线源的双星系统，最有可能是由一颗白矮星和一颗主序星以及少量可能的双简并系统形成的。
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。
Homogeneous photometry VII. Globular clusters in the Gaia era
我们提出了宽视场，地面约翰逊-费因斯UBVRI测光48银河系球状星团的基础上近90000公共和专有的图像。测光校准的最新转换中获得的框架，我们的二级标准项目，典型的内部和外部的不确定性的顺序为几个毫米。这些数据为现有的小区域、高精度HST测光和来自盖亚、SDSS或LSST等大型调查的所有天空目录之间提供了桥梁。对于许多集群，我们提出了第一个公开可用的测光在一些五个波段（通常是U和R）。我们用表面密度和亮度分布图以及颜色星等图的例子说明了光度学的科学潜力，重点是：（i）我们研究了NGC 5904的形态，发现椭圆率和位置角随径向距离的变化;（ii）我们给出了基于U的色星等图，并证明了在我们的样本中没有一个星团是没有多个恒星星族的，可能只有少数几个具有高度和差异性发红或实地污染的集群例外，对这些集群需要进行更复杂的调查。即使是NGC 5694和Terzan 8也是如此，它们以前被认为是（大多数）单一人口候选者。
CCD Photometry of the Globular Cluster NGC 5897
该研究对球状星团NGC 5897进行CCD测光，绘制八幅颜色-星等图，识别巨星支、水平支、主序及蓝离散星，并测得水平支平均视星等为16.60±0.46，较前人结果更暗。
DD Mon and XY UMa: CCD Photometry and modelling of two close binary systems with solar-type components
本文介绍了我们对密近双星DD Mon和XY UMa在B、V、R和I波段的地基CCD观测结果。的光变曲线进行了分析，使用威尔逊Devinney代码（W-D）的几何和光度元素的系统的推导。我们比较的光度和光谱的质量比确定在这些二进制文件的方法，作为一个功能的所有典型的困难，出现在分析这样的系统（光变曲线不对称性，第三光等）。最后，本文提出了一个新的食双星系统XY UMa的黑子模型，它属于RS CVn型活动双星。
WIYN Open Cluster Study : Wide-Field CCD Photometry of the Old Open Cluster NGC 6819
我们提出了一个全面的光度学研究的老疏散星团，NGC 6819使用1x 1度的领域VI MOSAIC CCD成像与WIYN 0.9米望远镜。色星等图（CMD）显示了一个发育良好的主层序（MS），从V~14.5等一直延伸到我们的光度极限V~21等。用红化和金属丰度的值拟合理论等时线（E（B-V）=0.14，[Fe/H]=+0.09 dex）与观测到的CMD的距离模量为（m-M）_{0}=11.93+/-0.10，NGC 6819的年龄约为2.6 Gyr。我们的宽视场成像显示，NGC 6819的面积范围（R= 13 '）比以前认为的要大。宽视场也有利于我们对场星污染程度的估计，并最终改进了对星团结构参数（r_c= 2.80 '，r_t= 38.2'，r_h= 7 '）和潮汐质量（M_{tid} =3542.4 M（太阳））的测量。平坦的光度和质量函数表明，NGC 6819经历了质量分离作为其动力学演化的结果。利用Welch-Stetson变率指数（I_{WS}）对星团蓝离散星（BSS）的变率进行了研究，发现了一些可能的BSS候选星。
Deep, Wide-field CCD Photometry for the Open Cluster NGC3532
本文报道了疏散星团NGC~3532的深宽视场CCD观测结果。我们新的$BV(RI)_{c}$测光有效地覆盖了一个平方度的区域，达到了前所未有的$V\sim21$深度，揭示了NGC~3532是一个丰富的疏散星团，拥有大量的微弱，低质量的恒星。我们采用了一些方法来减少在集群的颜色星等图，包括补充我们的光度与$JHK_{s}$数据从2 MASS目录中的场星污染的影响。这些努力使我们能够定义一个强大的样本的候选人的主序恒星适合于一个纯粹的经验确定集群的参数，通过比较他们的完善的毕宿星团的主序。我们的结果证实了以前的发现，NGC~3532位于相当接近太阳[ $(m-M)_0=8.46\pm0.05$ ; $492^{+12}_{-11}$ ~pc]，并有一个非常低的红化，其位置附近的银河系平面[ $E(B-V)=0.028\pm0.006$ ]。此外，通过拟合一组过冲等时线，得到了该星团的$\sim300$，Myr年龄。这种新的测光方法也扩展到足够微弱，以达到集群白矮星序列，正如我们的测光恢复八个光谱确定的集群成员所证实的。利用这八个成员的位置，以及最新的理论冷却轨道，我们已经在$[V,~(B-V)]$色星等图中确定了$\sim30$额外的白矮星，它们很有可能属于NGC~3532。我们从白矮星等时线拟合这些恒星的轨迹，$300\pm100$ \，Myr，得出的年龄是一致的，从关闭的年龄。我们…
A CCD Search for Variable Stars in the Open Cluster NGC 6611
本文介绍了年轻疏散星团NGC 6611的$UBVI_C$变率巡天观测结果。我们总共发现了95颗变星。这些恒星中的大多数被归类为周期性和不规则的前主序星（PMS）。对$JHK_S$ 2质量测光和四色IRAC测光的分析揭示了165个II类年轻恒星源，其中20个是不规则变星，一个是食双星。这些分类，补充$JHK$ UKIDSS测光和$riHα$ VPHAS测光，被用来确定24个候选的经典金牛座T星和30个弱线金牛座T星。除了PMS变量，我们还发现了8个$δ$ Scuti候选变量。这些都是以前不知道的。此外，我们发现了17个食双星，其中两个是以前已知的。根据盖亚EDR3星表提供的自行信息，计算了91颗变星的星团成员概率。对于61个变量，确定了高于80%的概率，这使得它们成为聚类成员。只有25个概率小于20%的变量被认为是非成员。
CCD time-series photometry of variable stars in globular clusters and the metallicity dependence of the horizontal branch luminosity
我们描述和总结了我们的球状星团（GCs）CCD时间序列测光计划的结果，以及使用差分图像分析（DIA）提取非常精确的光变曲线，即使在拥挤的中心区域，直到$V\sim 19$等。我们已经在23个选定的GCs样本中发现了大约250颗变星，更新了每个系统中变量的普查，在某些情况下，我们实际上已经完成了一定数量级的普查。通过光变曲线的傅立叶分解获得每个单独RR Lyrics的绝对幅度和[Fe/H]。这些参数的平均值导致宿主GC的距离和金属丰度。我们还校准了SX Phe星的P-L关系，这使得独立计算星团距离成为可能。我们提出的平均值[Fe/H]，$M_V$和距离为一组选定的GC完全基于RR Lyrics光曲线傅立叶分解技术，并设置在一个前所未有的均匀规模。通过$M_V$ -[Fe/H]关系讨论了水平支（HB）的光度依赖性。我们发现，这种关系应分别考虑RRab和RRc星。
CCD Washington photometry of 10 open clusters or candidates projected close to the Galactic plane
本文介绍了华盛顿星系C和T1通带下T1 ~ 19.5等10个银河系疏散星团（OC）或靠近银道投影的候选星团的高质量CCD测光，它们是：ESO 313-SC03，BH 54，Ruprecht 87，ESO 129-SC32，BH 217，Collinder 347，Basel 5，Ruprecht 144，Archinal 1和Berkeley 82。其中四个天体位于银河系中心方向，立体角为21度。迄今为止，没有关于其中5个物体的光域光电或CCD测光的报告。团簇半径估计径向密度分布（RDPs）在集群领域。使用集群华盛顿（C-T1，T1）的颜色星等图（CMD），统计清洗场星污染，我们估计红化，日心距离和年龄的集群拟合帕多瓦理论等时线计算的华盛顿系统。在所有的情况下，最好的拟合得到了接近太阳能金属含量等时线。RDPs和CMD都表明我们处理的是真正的OC，除了Ruprecht 87和Archinal 1，它们可能不是物理系统。在ESO 313-SC 03、ESO 129-SC 32、BH 217、Collinder 347和Basel 5的油田中似乎存在差异红化。所研究的OCs位于距太阳d = 1.0-5.0 kpc，银心距离RGC = 6.0-10.6 kpc，平均红化E（B-V）在0.10-1.30等之间，年龄在500万年（Collinder 347）和~ 1000万年（Basel 5…
CCD UBV photometry of the open cluster NGC 6819
本文介绍了疏散星团NGC 6819的CCD UBV观测结果。我们计算了星系团场中的恒星密度分布，以确定NGC 6819的结构参数。利用现有的天体测量数据，我们计算了这些恒星是星团物理成员的概率，并利用这些天体确定了NGC 6819的天体物理参数。利用F-G型主序星的U-B vs B-V双色图和紫外超光谱，我们推断该星团的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.130\pm0.035$ mag和$[Fe/H]=+0.051\pm 0.020$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 6819的色星等图，得到星系团的距离模、距离和年龄分别为$μ_{V}=12.22\pm 0.10$ mag、$d=2309\pm106$ pc和$t=2.4\pm0.2$ Gyr。NGC 6819的银河系轨道参数估计表明，该星团的轨道是在一个稍微偏心的$e=0.06$轨道，周期为$P_{orb}=142$ Myr。估计的星团质量函数的斜率接近太阳附近恒星的斜率。
Time-resolved CCD photometry and time-series analysis of RR Lyrae type RR Gem star
我们提出了一个时间分辨光度和时间序列分析的天琴座RR型星RR宝石的结果。主要结果如下：我们得到宝石RR星的脉动周期为0.39689 d，V和I平均星等分别为11.277（V）和11.063（I）等。我们确认它的变化类型为RRab/BL，因为它显示了Bla $\breve{z}$ ko效应，它也显示了不对称的光变曲线（陡峭的上升分支），周期为0.3至1.0天，振幅为0.3至2兆。
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。
CCD Photometry of a Newly Confirmed SU UMa-Type Dwarf Nova, NSV 4838
我们提出了时间分辨CCD测光的矮新星NSV 4838（UMa 8，SDSS J102320.27+440509.8）在2005年6月和2007年2月爆发。两条光变曲线都显示出超级峰，2005年爆发的平均周期为0.0699（1）天，2007年爆发的平均周期为0.069824（83）天。利用其已知的轨道周期0.0678天，我们根据经验关系式估计系统的质量比为$q$ =0.13。虽然大多数SU UMa型矮新星具有类似的超峰周期显示负的周期导数，我们发现在2007年的超级爆发期间，超峰周期在$\dot{P}$ / $P_{\rm sh}$ =+7（+3，-4）$\times10^{-5}$时增加。我们还研究了NSV 4838的长期光变曲线，从中我们推导出340天作为该系统的超循环。
UV photometry of spotted stars in the horizontal branch of the globular cluster NGC 2808 using AstroSat
最近对球状星团（GC）中热（20，000至30，000 K）极水平分支（EHB）恒星的研究发现了它们的可变性。有人建议，这种变化是由恒星表面上的磁点的投影旋转驱动，预计在较短的波长有较高的振幅。在这里，我们提出了这样的热恒星的分析，在大规模的GC NGC 2808使用紫外成像望远镜（UVIT），搭载AstroSat。我们使用的紫外线吸收光谱数据结合哈勃太空望远镜紫外球状星团调查（HUGS）数据的中心区域（内$\sim$ $2.7'$ $\times$ $2.7'$）和地基光学测光的集群的外部。我们产生的远紫外（FUV）-光学色星等图（CMD），在这些我们发现一个人口的热EHB星比零年龄水平分支（ZAHB）模型暗淡。已经报道的可变EHB星（vEHBs）的FUV星等的比较表明，最长的周期vEHBs是最微弱的，随着旋转周期和UV星等之间的初步相关性斑点星。为了牢固地确立任何相关性，必须进行进一步研究。
First Time-Resolved CCD Photometry and Time-series Analysis of NSV 13601
本文介绍了飞马座变星NSV 13601的时间分辨CCD测光和时间序列分析的第一批结果。使用Maharaja Krishnaarsinhji Bhavnagar大学（MKBU）的14”SCT进行观察。分别用Vstar和Period 04软件进行分析，并对结果进行比较。主要结果如下：从数据分析来看，其周期为：$\sim$ 77.784 d（MKBU数据V）（VStar），$\sim$ 77.632 d（MKBU数据Ic）（VStar），$\sim$ 77.058 d（MKBU数据V）（Period 04）和$\sim$ 49.560 d（MKBU数据Ic）（Period 04）。MKBU资料的V和I平均星等分别为12.203（V）和11.292（I）等。我们确认它是一颗变星。\keywords {恒星：个体：NSV 13601 -恒星：振荡-技术：光度测定。
VR CCD photometry of variable stars in globular cluster NGC 4147
我们目前的一个区域的球状星团NGC 4147的变星的搜索结果的基础上测光观测与4k × 4k CCD成像仪安装在最近安装的3.6米Devasthal光学望远镜在Aryabhatta研究所观测科学，印度奈尼塔尔的轴向端口。我们对NGC 4147进行了V和R波段的时间序列测光，在NGC 4147区域共发现了42个周期变星，其中28个是首次发现的。17颗变星位于半光半径$\lesssim$ 0.48弧分之内，其中10颗是新发现的变星。10个变量中的两个位于核心半径$\lesssim$ 0.09弧分内。根据其在$V/(V-R)$彩色星等图上的位置和变率特征，将新发现的7个可能成员变星分别归为RRc、EA/E、EW和SX Phe。利用RRab和RRc星的光变曲线，通过傅立叶分解得到了NGC 4147的金属丰度，发现其具有Oosterhoff II的特征。用RRab星的光变曲线得到的距离与观测到的$V/(V-R)$色星等图得到的距离一致。
CCD \emph{VI} time-series of the extremely metal poor globular cluster M92: revisiting its variable star population
本文分析了Oo II型球状星团M92的\emph{VI} CCD时序测光。对星团中的变星群体进行了研究，目的是修订它们的分类、鉴定、频谱，并选择母星团金属丰度和距离的指标。RR Lyrics光曲线的傅立叶分解导致平均[Fe/H] $_{\rm spec}=-2.20\pm 0.18$和距离$8.3\pm0.2$ kpc的估计。报告了四个新变量：一个RRd（V40），一个多模式SX Phe（V41），一个SR（V42）和一个最有可能不是集群成员的RRc（F1）。V7的AC性质得到证实。RRc星V11的双模性质尚未得到证实，它的振幅调制很可能是由于Blazhko效应。在已知的RRc变量V13中发现两种模式。有人认为，以前被分类为RRab的变星V30实际上是一颗不属于该星系团的BL Her型恒星。利用$Gaia$ -DR 2自行，我们确定了5012颗恒星在该领域的集群，这是非常有可能的集群成员，我们拥有测光，使生产一个完善的颜色星等图。这也使我们能够确定一些不属于星团的变星。在HB上的RR型天琴座脉动模式被第一个泛红色边缘清晰地分开，这是所有OO II型星团的共同特征。
CCD photometry of the first observed superoutburst of KP Cassiopeiae in 2008 October
我们报告的CCD测光和分析的第一次观察到的超爆发的SU UMa型矮新星KP仙后座在2008年10月。我们观察到第15个超级峰周期的超级峰周期明显缩短。在此之前，Psh为0.08556（3）d，之后从0.08517（2）d发展到0.08544（3）d，周期变化率dPsh/dt = 3.2（2）* 10-5。我们测得可能的轨道周期为0.0814（4）d，将KP Cas放置在周期间隙下方。超峰周期过剩为0.048（5），经验上，质量比q为0.20（2）。超爆发持续了8 ~ 12天，峰值接近13级，振幅高于平静期5级，并以0.14等/天的速度消退了4天。超级爆发结束后的密切监测在60天后发现了一次正常的爆发，达到14.7级，持续时间不到3天。
The PLATO End-to-End CCD Simulator -- Modelling space-based ultra-high precision CCD photometry for the assessment study of the PLATO Mission
PLATO卫星飞行任务项目是欧空局的下一代宇宙视野卫星项目，专门用于探测系外行星，并使用超高精度测光法对其主星进行星震学研究。PLATO任务的主要目标是对明亮和足够近的恒星周围的系外行星系统进行全面的统计分析，以便进行详细的后续研究。关于天基仪器的设计权衡及其性能的许多方面，最好是通过对预期观测进行现实模拟来解决。在观测过程中各种噪声源的复杂相互作用使得这种模拟成为PLATO有效载荷联营体评估研究的一个不可或缺的部分。我们创建了一个端到端的CCD仿真软件工具，称为PLATOSim，它模拟CCD图像的光度时间序列，包括CCD及其电子器件的真实模型，望远镜光学，恒星场，卫星的指向不确定性（或姿态控制系统[ACS]抖动），以及所有重要的自然噪声源。该模拟器解决的主要问题是不同的光度算法的噪声特性，选择的光学设计，允许的抖动幅度，以及预期的噪声预算的光变曲线作为恒星的星等不同的参数条件下的函数。我们的模拟结果表明，提出的多望远镜概念的PLATO可以实现测量超过20000冷矮星亮度比mV =11的精度优于27 ppm/h，这是必不可少的研究类地系外行星系统使用的过境方法所定义的科学目标。
An investigation of GSC 02038-00293, a suspected RS CVn star, using CCD photometry
我们提出的差分，时间序列测光的GSC 02038-00293，一个可疑的RS CVn二进制，使用的数据收集与开放大学的PIRATE机器人望远镜位于天文台马略卡岛之间的2010年5月10日和6月13日。GSC 02038-00293在V波段获得了一个完整的轨道周期循环，在B和R波段获得了一个部分循环，轨道周期为0.4955 +/- 0.0001天。这一周期与先前公布的数值非常一致，但与全天自动巡天发现的0.330973天有很大差异。我们认为GSC 02038-00293是一颗短周期食RS CVn星，仅从我们的数据，我们计算出的星历表为JD 2455327.614 + 0.4955（1）x E。我们还发现，以前观察到的六至八年的周期的星斑活动，占的行为的第二个最低的是接近六年，有可检测的变红在这两个最低。
Photometry differential of comets
这里介绍的结果获得了三个彗星73 P（Schwassmann Wachmann）B的组件B，6P dArrest和C2008 J1（Boattini）。彗星73P于2006年4月被观测到，CCD相机Starlight Express SXL 8连接到牛顿望远镜250 mm的直接焦点，焦距为1200 mm，而6P和C2008 J1曾经被牛顿望远镜观测到，但使用CCD相机Atik 16IC直接聚焦。向CCD照相机添加滤光器光度测定Rc（Schmidt）。对于6P彗星，已经使用了14像素的散焦，这意味着中央假核已经散焦了14像素的FWHM。所用工具的技术数据见表1和表2。
CCD time-series photometry of the globular cluster NGC 6981: Variable star census and physical parameter estimates
本文给出了对球状星团NGC 6981（M72）在V、R和I-Johnson波段10个夜晚的观测结果。我们采用差分图像分析技术对时间序列图像进行精密差分测光，这使我们能够对星团中研究不足的变星种群进行普查。我们发现，在文献中的20个可疑的变量实际上是不可变的，我们确认的变量性质的另外29个变量，同时完善他们的星历。我们还发现了11个新的天琴座RR变星和3个新的SX Phe变星，使NGC 6981中已确认的变星总数达到43颗。我们进行傅立叶分解的RR天琴座恒星的一个子集的光变曲线，并使用傅立叶参数估计的基本物理参数的恒星使用的关系，在文献中。这些物理参数的平均值使我们能够估计父集群的物理参数。根据Zinn & West（1984）的金属丰度标度，得到[Fe/H]_ZW = -1.48+-0.03（或[Fe/H]_UVES = -1.38+-0.03，新的Carretta等人（2009）标度），RR 0和RR 1星的距离分别为16.73 ± 0.36kpc和16.68 ± 0.36kpc。我们还确认了该星团的Oosterhoff I型分类，并表明我们的色星等数据与Dotter等人（2010）得出的~12.75+-0.75 Gyr年龄一致。
Near-infrared photometry and spectroscopy of the low Galactic latitude globular cluster 2MASS-GC03
本文利用Las Campanas天文台Clay望远镜MMIRS和Via Lactea巡天（VVV）数据中的VISTA变星，对投射在银盘上的球状星团2 MASS-GC 03进行了深近红外测光和光谱学研究。最可能的集群成员候选人确定近红外测光。在10个光谱跟踪的候选者中，有5个具有团成员的性质，由此计算出<[Fe/H]> = -0.9 +-0.2，径向速度v_r > = -78 +-12km/s。估计距离10.8kpc的可能是3个RRLy成员。考虑到该星团目前距离银河系中心4.2千秒差距，该星团估计的11.3 +-1.2 Gyr的长生存时间加强了其球状星团性质的情况。这个星系团在银河系中心的方向上有一点伸长。
Constraints on the Formation of the Globular Cluster IC 4499 from Multi-Wavelength Photometry
我们提出了银河系球状星团IC 4499在U，B，V，R，I和DDO 51波段的多波段测光。该光度测定法用于确定IC 4499具有12 pm 1 Gyr的年龄和E（B-V）= 0.22 pm 0.02的簇红化。因此，IC 4499与大多数银河系GC是同时代的，而不是更年轻的建议。星系团的密度剖面在r~800 arcsec时并不平坦，这意味着要么这个星系团的潮汐半径比之前估计的要大，要么IC 4499被晕所包围。与其他一些质量更大的球状星团的情况不同，在红巨星分支恒星中没有检测到紫外线的异常颜色扩散。在我们的光度测量中，微小的不确定性应该可以检测到这种明显与星团内轻元素变化有关的特征，这表明IC 4499由单个恒星星族组成。
CCD Washington photometry of four poorly studied open clusters in the two inner quadrants of the galactic plane
为了补充我们在华盛顿对银河系疏散星团（OCs）的测光研究，我们现在关注位于银河系第一和第四象限的四个研究不足的OCs，即BH 84，NGC 5381，BH 211和Czernik 37。在华盛顿系统$C$和$T_1$的通带中，我们获得了这四个星团的CCD测光结果，最低可达$T_1$ $\sim$ 18.5星等。它们的位置和大小是由恒星密度径向剖面确定的。我们从提取的$(C-T_1,T_1)$色星等图（CMD）中推导出星系团的红化、距离、年龄和金属丰度，并使用华盛顿系统的理论等时线计算。在BH 84，NGC 5381和BH 211的光学波段没有以前的光度数据。所观察到的集群的CMD显示相对明确的主要序列，除了Czernik 37，其中显着的差异红化似乎是存在的。红巨星团只有在BH 211中才能清楚地看到。对于这个星团，我们估计了（1000 $^{+260}_{-200}$）百万年的年龄，假设金属丰度为$Z$ = 0.019。BH 84被发现比以前认为的要古老得多，而NGC 5381恰好比以前报道的要年轻得多。这些星团的日心距离在1.4到3.4千秒差距之间。BH 84似乎位于太阳的银河中心距离，而NGC 5381，BH 211和Czernik 37位于太阳环内。
Variable stars in NGC 4147 revisited: RR Lyrae stars new CCD VI photometry and physical parameters
利用新的光变曲线数据和半经验定标及零点，通过傅立叶分解计算了球状星团NGC~4147中的天琴座RR型星的物理参数。用RRc星估算的平均金属丰度和距离分别为[Fe/H] $_{ZW}=-1.72\pm0.15$和$19.05\pm0.46$ kpc。V18星是一颗周期约为24.8d的SR型变星，它的变星变率一直存在争议，并已被用来对星团的距离进行独立估计。据观察，RRab和RRc星不共享的水平分支中的模间区域。该星系团可归类为中间奥斯特霍夫型。它的水平分支结构和金属丰度为河外起源提供了很好的证据。它遵循Oo~I型球状星团在$M_V-$ [Fe/H]平面上的分布，与RRc星的分布一致。
Synthetic photometry of globular clusters: Uncertainties on synthetic colors
合成测光是研究球状星团的一个很好的工具，特别是对于理解它们的多种群的性质。我们的目标是量化合成测光的恒星和观测/校准参数的不确定性所造成的误差。这些误差可以在构建要与观测到的颜色-星等图（CMD）进行比较的合成颜色-星等图（CMD）时被考虑在内。我们已经计算了大气模型和合成光谱的两颗恒星，Pollux和南河三，具有典型的关闭和底部红巨星分支恒星的恒星参数在球状星团。然后，我们改变了有效温度，表面重力，微湍流，碳，氮和氧的丰度，和[Fe/H]。我们量化了以下滤镜对合成测光的影响：Johnson UBVRI和HST F275 W、F336 W、F410 M、F438 W、F555 W、F606 W和F814 W。我们估计的消光，大气校正，和织女星参考光谱的测光效果。我们测试了我们的模型再现观测到的光谱能量分布和观测到的两颗恒星的测光能力。我们表明，变化一般是蓝色过滤器。由于恒星参数的不确定性，合成色的色散在小于0.01到0.04等之间变化，这取决于滤光片的选择。零点的不确定性、消光定律或大气校正以系统的方式在几个0.01星等的水平上影响所得到的颜色。该模型再现了两颗恒星的通量校准光谱能量分布以及。合成的和观察到的UBVRI光度之间的比较显示了不同程度的（不）协议。所观察到的差异可能指示执行不同的校准过程以分别获得观察到的光度测定和合成光度测定。
Long-term CCD Photometry and Physical Properties of the sdB+M Eclipsing System 2M 1533+3759
本文介绍了从2010年开始连续7年对HW Vir-type食双星2 M1533 +3759的CCD测光结果。使用$VI$光变曲线以及For等人（2010）给出的径向速度数据，我们确定每个分量的绝对参数为$M_1$ = 0.442 $\pm$ 0.012 M $_\odot$，$M_2$ = 0.124 $\pm$ 0.005 M $_\odot$，$R_1$ = 0.172 $\pm$ 0.002 R $_\odot$，$R_2$ = 0.157 $\pm$ 0.002 R $_\odot$，$L_1$ = 19.4 $\pm$ 1.4 L $_\odot$，$L_2$ = 0.002 $\pm$ 0.002 L $_\odot$。这表明2 M 1533+3759是一个由一个正常的sdB主星和一个M7矮星伴星组成的分离系统。详细分析了377个最小历元，包括我们的111个计时，表明该系统的轨道周期保持不变，在过去的12 yrs. Inspecting两种类型的极小，我们发现一个延迟3.9 $\pm$ 1.0秒的到达时间的次日食相对于主要的日食时间。这个延迟与预测的罗默延迟2.7 $\pm$ 1.4 s是令人满意的一致，结果是sdB+M食双星的第二次测量。二次日食的时间偏移可以用罗默延迟和非零偏心率的组合来解释。这样，双星的离心率就会非常小，为$e \cos ω \simeq$ 0.0…
Stroemgren photometry of the Bulge: the Baade's Window and the globular cluster NGC 6522
本文介绍了包括银河系球状星团NGC 6522在内的巴德窗的Ca-紫外-Stroemgren测光。我们通过色-色平面和自行来分离场星和星团星。然后，我们使用Calamida等人（2011）提出的Stroemgren指数hk的新理论金属丰度校准来估计NGC 6522中红巨星（RG）的全球金属丰度。我们发现，采用hk指数和（Ca-y）颜色估算的金属丰度比采用hk指数和（u-y）、（v-y）和（b-y）颜色估算的金属丰度系统地更富金属。目前的证据表明，香港金属丰度指数不仅受钙丰度的影响，而且还受另一种不透明度的影响。
Some results of CCD-photometry of variable stars at the Astronomical Institute of Karazin Kharkiv National University
本研究对1颗UV Ceti型和3颗W Ursae Majoris型变星开展CCD测光，获取了光变、色指数、周期等参数，结合已有关系与消光数据算出绝对星等和距离，发现所得视差与Gaia DR 3存在差异并分析了可能原因。
Properties of the Young Milky Way Globular Cluster Whiting 1 from Near-Infrared Photometry
惠廷1是银河系晕中快速成长的年轻球状星团群的一员。它的基本参数的初步估计已提供使用光学光度法和低分辨率光谱。为了加强我们对怀汀1的认识，在这项研究中，我们采用了一种互补的方法。等时线拟合法应用于近红外色-星等图，得出年龄t=5.7 $\pm$ 0.3 Gyr，金属度$z$ =0.006 $\pm$ 0.001（[Fe/H]= $-$ 0.5 $\pm$ 0.1），距离模量$(m-M)_0$ =17.48 $\pm$ 0.10。我们的研究结果证实了Whiting 1是一个年轻的、中等富金属的球状星团。它是Sgr dSph中最年轻的成员之一。我们拟合了Elson，Fall和Freeman（EFF）配置文件的近红外数计数，并测量集群核心半径$r_c$ =9.1 ${\prime\prime}$ $\pm$ 3.9 ${\prime\prime}$。通过多历元$V$波段测光发现了两个可能的食变星。最后，在我们的$K$与$(J-K)$色星等图上发现了一个未知的星系团。它有一个红移z $\sim$ 1，它位于距离怀汀1中心约1 ${\prime}$的$α_{J2000}=02^{h} 02^{m} 56.6^{s}$，$δ_{J2000}=-03^{\circ} 16{\prime} 09{\prime\prime}$，污染了星系团测光。
Astrokit -- an Efficient Program for High-Precision Differential CCD Photometry and Search for Variable Stars
针对在几平方度视场内对数万颗恒星进行差分测光的需要，我们开发了Astrokit程序。该软件修正了由于大气透明度变化而引起的恒星亮度变化：为此，程序为每颗恒星选择一个单独的参考星集合，这些参考星在框架中具有相似的星等和位置。如果集合中有十颗或更多的参考星，它们的光谱类型与研究对象的光谱类型之间的差异就变得不重要了。Astrokit使用稳健中值统计标准搜索变星，这使得候选变星的选择比分析恒星星等的标准差更有效。该软件可对大量天体的长时间不均匀测光观测进行非常精确的自动分析，从而有可能发现“热木星”型系外行星凌日和低振幅变量。我们描述的程序的算法和结果，其应用程序，以减少在天鹅座的测光巡天以及观测的疏散星团NGC 188和过境的系外行星WASP-11 b / HAT-P-10 b，进行与乌拉尔联邦大学Kourovka天文台的MASTER-II-URAL望远镜的数据。
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