Time series analysis of long-term photometry of BM Canum Venaticorum
研究RS CVn双星是具有挑战性的，因为除了斑点活动之外，其他效应，如组件之间的质量转移和它们球形形式的引力扭曲可能会扭曲它们的光变曲线。但是，通过减去与轨道周期同相的平均光变曲线，可以从数据中消除这种影响。我们研究了四分之一个世纪的标准约翰逊差分V测光的RS CVn二进制BM CVn。我们的主要目的是确定BM CVn的活动周期，表面差异旋转速率和活动行星的旋转周期。将连续周期搜索（CPS）应用于测光。光变曲线的平均值和振幅的变化被用来寻找活动周期。旋转周期的变化给出了表面差异旋转速率的估计。Kuiper方法被应用到主要和次要的极小点的时期，以寻找活动的周期。测光结果显示该双星存在稳定的平均光变曲线（MLC），其轨道周期P_orb = 20d.6252。我们从原始V幅度中去除该MLC，这给出了校正的V'幅度。这两个样本的V和V'数据分别与CPS分析。当去除MLC时，不可靠的CPS模型的比例降低。在V和V'样品中检测到相同的约12.5年的显著活动周期。两个样本的表面微分旋转系数估计值k >= 0.10相同，但去除MLC后，不切实际的周期估计值数量减少。在V和V'星等中检测到相同的活动经度周期P_al = 20d.511 +-0d.005。光变曲线的初级和次级最小值时期的这种长期规律性不是由MLC引起的。相反，MLC阻碍了对活性染料的检测。
2016-09-13 astro-ph.SR
Four-colour photometry of EY Dra: a study of an ultra-fast rotating active dM1-2e star
我们在BV（RI）C通带上对EY Draconis进行了超过1000天的测光。光变曲线的变化是由旋转表面的斑点引起的。对斑点状表面的模拟显示，在恒星的两个半球上存在两个大的活动区域。表面图案的演变表明了一种翻转现象。利用傅里叶分析，我们探测到了一个自转周期为P_rot=0.45875d，活动周期为P~ 350 d，类似于太阳的11年长周期。这个周期长达一年，是在活跃恒星上发现的最短周期。两个明亮的耀斑也被检测和分析。
2010-05-06 astro-ph.SR
Long-term stability of spotted regions and the activity-induced Rossiter-McLaughlin effect on V889 Herculis. A synergy of photometry, radial velocity measurements, and Doppler imaging
年轻活跃的G矮星武仙座V889（HD 171488）在多普勒图像中显示出明显的斑点，以及测光和径向速度（RV）测量的巨大变化。然而，其活性区域的寿命和演化并不为人所知。我们使用互补的数据和方法研究了恒星表面活动区的存在性和稳定性。此外，我们分析了斑点引起的RV变化和多普勒图像的相关性。测光和高分辨率光谱学被用来检查恒星活动。一个清洁样多普勒成像（DI）算法是用来获得表面重建。我们研究高精度的RV曲线，以确定其调制由于恒星活动类比罗斯特-麦克劳克林效应。为此，我们开发了一种措施，为转移的一条线的中心，并将其RV测量。我们发现，大斑点区存在V889 Her一年以上，保持相似的大尺度结构和位置。这适用于我们观察的几个时间段，涵盖十多年。此外，我们使用DI线轮廓重建，以确定长期的星点RV测量的影响。通过这种方式，我们验证了RV曲线与多普勒图像的一致性。基于长期RV数据，我们确认V889 Her的旋转周期为$1.3371 \pm 0.0002$天。
2009-04-09 astro-ph.SR
Long-term EXOTIME photometry and follow-up spectroscopy of the sdB pulsator HS 0702+6043
脉动亚矮星B（sdB）以短周期p模或长周期g模振荡。HS 0702 +6043（DW Lyn）是少数几个同时显示两种类型特征的天体之一，因此被归类为混合型彗星。它是我们EXOTIME计划的目标之一，在极端水平分支物体周围寻找行星同伴。除了在星震学中探测恒星瞬时内部结构的标准练习外，从O-C图中测得的脉动频率变化可以与理论上的演化时标进行比较。根据迄今为止可用的测光数据，我们能够推导出一个高分辨率的频谱，并报告我们的努力，以构建一个多季节的O-C图。此外，我们已经收集了时间分辨光谱数据，以约束恒星参数和导出模式参数以及径向和旋转速度。
2009-01-28 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
Long-term, Multiwavelength Light Curves of Ultra-cool Dwarfs: I. An Interplay of Starspots & Clouds Likely Drive the Variability of the L3.5 dwarf 2MASS 0036+18
我们提出了多望远镜，地基，多波长光学和近红外测光的可变L3.5超冷矮星2 MASSW J 0036159 +182110。我们呈现了2 MASSW J 0036159 +182110的22个夜晚的测光，包括7个夜晚的同时多波长测光，分布在约120天内，使我们能够确定这个超冷矮星的旋转周期为3.080 +/- 0.001小时。我们的许多夜晚的多波长测光使我们能够观察演变，或者更具体地说是缺乏演变，光变曲线的变化。在我们的多波长测光中缺乏可辨别的相移，并且随着2 MASSW J 0036159 +182110移动到更长的波长，变化的幅度通常会降低，这通常与驱动这个超冷矮星的变化的恒星黑子一致，恒星黑子比~1700 K的光球热或冷约100 K。此外，还需要相当厚的云来拟合2 MASSW J 0036159 +182110的光谱，这表明在驱动这个超冷矮星的变化的恒星黑子和似乎包裹这个超冷矮星的云之间可能存在一些复杂的相互作用。
2016-09-12 astro-ph.SR
Re-examining Super-Nyquist Frequencies of 68 $δ$ Scuti Stars Utilizing the Kepler Long Cadence Photometry
本文用滑动 Lomb-Scargle 周期图复核 68 颗 δ Scuti 恒星的 1,406 个 Kepler 频率，识别出 6 个此前遗漏的超奈奎斯特反射频率，提升星震学分析可靠性。
2025-07-24 astro-ph.SR
Long-term photometry and periods for 261 nearby pulsating M giants
我们提出了一个5.5年的CCD测光活动，监测261明亮，南部，半定期变量与相对精确的依巴谷天体。这些数据补充了34颗最亮恒星的独立光电观测，包括11颗不属于CCD调查的恒星，以及以前未发表的VZ Cam长时间序列。其中247颗恒星的脉动周期和振幅已经确定，其中大部分以前没有确定过。所有具有足够观测值的M巨星都是可变的，87%的样本（S/N >= 7.5）表现出多周期行为。本地SRVs的周期比与大麦云云的周期比非常一致。从多个近红外目录中提取K波段表观星等，并进行分析，以确定最可靠的数值。我们回顾了星际和拱星消光的影响，并使用修订的依巴谷星等计算绝对K波段星等。
2009-08-22 astro-ph.SR
The star RR Lyr and the Cepheid variables in the era of the space photometry revolution
利用开普勒望远镜和地面观测研究了天琴座RR的脉动和Blazhko周期的长期行为。讨论了用CoRoT监测造父变星时探测附加模式的困难。
2015-06-26 astro-ph.SR
Long-term Optical Photometry of V709 Cas Using TESS : Refined Periods and Accretion Geometry
本文利用 TESS 长期高分辨率光学测光改进 V709 Cas 的轨道、自转和拍频周期，并揭示其以盘吸积为主、偶有流吸积主导及双极吸积几何。
2025-07-25 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
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova GY Hya
虽然相对较亮，但激变变星GY Hya在过去并没有引起太多的注意。作为一个项目的一部分，以更好地表征这样的系统光度，我们观察了白光的光变曲线，每一个跨越几个小时，在布朗伯格天文台，南非，在2004年和2005年，并在Observatório do Pico dos Dias，巴西，在2014年和2016年。这些数据允许研究轨道调制及其季节变化。轨道周期，已经从Peters & Thorstensen（2005）的光谱观测中得知，通过系统中质量施主星的强烈椭球变化和两个分量的食的存在得到证实。得到了0.34723972~（6）天的精化周期和订正星历。平均轨道光变曲线的季节性变化可以定性地用热点对系统光的贡献的变化以及盘半径的变化来解释。椭球变化的幅度和日食接触相位允许对质量比，轨道倾角和主要和次要组件的相对亮度施加一些限制。有一些迹象表明，在平静期间的磁盘半径，表示在组件分离的单位，是小于其他矮新星。
2017-03-14 astro-ph.SR
CoRoT photometry and high-resolution spectroscopy of the interacting eclipsing binary AU Mon
对非常精确的CoRoT空间测光、过去的约翰逊V光电测光和高分辨率埃歇尔光谱的分析导致确定了AU Mon两个组成部分的改进和一致的基本恒星性质。我们推导出新的，准确的星历的轨道运动（与11.113天）和长期的，整体的亮度变化（与416.9天）的强相互作用的Be + G半分离的二进制。结果表明，这种长期的变化必须是由于一些可变的环双星材料的总光衰减。基于G型次级充满其罗氏瓣并同步旋转的假设，我们推导出了二进制质量比$M_{\rm G}/M_{\rm B}$ = 0.17 \p 0.03。利用这个质量比的值以及G星的径向速度，我们得到了一个一致的光变曲线模型，并改进了恒星质量、半径、光度和有效温度的估计。我们证明了观测到的B型原色谱线可能不是光球源。我们还发现在高质量的残留CoRoT光变曲线中可见快速和周期性的光变化。AU Mon是通过与已知的表现出长期周期性光变化的双星进行比较来透视的。
2009-09-08 astro-ph.SR
Long-term photometry of three active red giants in close binary systems: V2253 Oph, IT Com and IS Vir
我们提出并分析了三个活跃的恒星V2253 Oph，IT Com和IS Vir的长期光学光度测量。这三个系统都是单线光谱双星，早期的K巨星是主要成分，但处于不同的轨道旋转同步阶段。我们的光度测量由2 MASS和WISE近红外和中红外星等补充，然后用于获得更准确的有效温度和折射率。对于V2253 Oph和IT Com，我们发现它们的光谱能量分布与纯光球辐射一致。对于IS Vir，我们检测到一个边缘的中红外过量，这暗示了尘埃盘。IT Com的轨道和旋转平面似乎是共面的，与文献中以前的研究结果相反。我们应用多频分析技术来确定光度周期，并可能改变的时期，从几天到几十年。新的自转周期分别为21.55 ± 0.03d、65.1 ± 0.3d和23.50 ± 0.04d。这些周期的分裂导致V2253 Oph的Δ P/P ~0.02和IT Com的Δ P/P ~ 0.07的差异表面旋转的初步检测。利用基于短时傅立叶变换的时频分析技术，我们给出了V2253 Oph周期光变化的证据，其周期光变化的长度为10年，IS Vir为5- 6年。一个单一的触发器事件已观察到的IT Com的持续时间2- 3年。它的主活动经度的交换发生在接近近星点通过的时刻，表明轨道动力学对磁活动的某种响应。V2253 Oph的21.55-d旋转调制也显示了与轨道周期的相位相干性，轨道周期是旋转周期的15倍，因此也表明了与恒星磁活动…
2013-01-15 astro-ph.SR
Spot activity of LQ Hya from photometry between 1988 and 2011
我们研究了年轻的色球活跃的主序星LQ Hya的黑子活动。我们的目标是确定可能的活动星系，估计差异旋转和研究长期和短期的活动变化。我们的分析是基于24年的约翰逊V波段测光。我们使用先前公布的连续周期搜索（CPS）的方法来模拟LQ Hya的光变曲线的演变。CPS将傅立叶级数模型拟合到短的重叠数据子集。这使我们能够以更高的时间分辨率监测恒星的斑点配置。我们发现LQ Hya光变曲线的平均水平和振幅存在季节性变化。光变曲线振幅的变化似乎不是周期性的，但平均震级的长期变化可以用大约13年的周期来解释。由于观测到的时间序列长度有限，尚不可能确定这一结构是否真的是周期性的，是否代表一个活动周期。我们估计恒星的微分旋转很小，恒星可能非常接近刚性转子。我们寻找活跃的恒星，发现在长达六个月的时间尺度上，通常有一个或两个相对稳定的活跃地区的恒星有限的相位迁移。在超过一年的时间尺度上，除了2003年至2009年期间，可能还有1995年之前的某个时间，没有稳定的活跃的生物。我们发现任何有规律周期的人字拖的迹象。在观测期间的光变曲线的变化的平均时间尺度被确定为与预测的恒星对流周转时间相同的数量级。
2015-09-22 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
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。
2015-01-05 astro-ph.SR
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…
2017-03-21 astro-ph.SR
Photometry of two unusual A supergiant systems in the Small Magellanic Cloud
本文对SMC中的两颗变星OGLE004336.91-732637.7（SMC-SC 3）和OGLE004633.76-731204.3（SMC-SC 4）进行了多波长宽带测光和V、I时间分辨测光。光变曲线跨度12年，显示了长期周期（SMC-SC 3）和调制食（SMC-SC 4），讨论了宽轨道中等质量相互作用双星和相关的信封。SMC-SC 3的主周期为238.1天，波形复杂，表明受偏心轨道影响的椭球变率。这颗恒星还显示出一个不稳定的周期性，平均值为15.3天。我们认为这可能与非径向脉动有关。
2010-04-15 astro-ph.SR
Time-resolved multicolour photometry of bright B-type variable stars in Scorpius
构成BRITE-星座空间测光任务的总共六颗纳米卫星中的前两颗最近已成功发射。在准备这个项目时，我们在一个非常适合从空间进行BRITE测量的领域进行了时间分辨颜色测光。我们在19个夜晚获得了117小时的Stromgren紫外线数据。我们的目标包括造父β星Kappa和Lambda Sco，食双星Mu 1 Sco和可变的超巨星Zeta 1 Sco。对于天蝎座κ，光度模式识别结合光谱文献的结果表明，主星的主要模式是（l，m）=（1，-1）的造父β型脉动模式。恒星较长的周期可能是自转变化或g模式脉动。对于Lambda Sco，我们恢复了已知的主导Beta Cephei脉动，一个较长的周期变化，并观察到日食的一部分。缺乏紫外线数据排除了对这颗恒星的模式识别。我们注意到这个三重系统中较近的一对的光谱轨道星历与日食时间不一致，并提出了一个较近的一对的轨道周期的精确值为5.95189 +/- 0.00003 d。我们还认为，Lambda Sco系统的组成部分比以前认为的要大30%。Mu 1 Sco的二进制光变曲线解需要包括辐照效应来解释u光变曲线，并且系统可能在轨道光变之上显示额外的低振幅变化。天蝎座齐塔人1号在至少两周的时间尺度上显示出长期的变化，我们更愿意用变化的风或奇怪的模式脉动来解释。
2013-07-10 astro-ph.SR
First discovery of QPOs in the dwarf nova HS 2325+8205 based on TESS photometry
HS 2325+8205是一颗长周期食矮星新星，其轨道周期在周期间隔之上（Porb>3 h），据报道是一颗Z凸轮型矮星新星。利用凌日系外行星探测卫星（TESS）的测光资料，研究了HS 2325+8205的光变和准周期振荡（QPO）。利用连续小波变换（CWT）、Lomb-Scargle周期图（LSP）和正弦拟合等方法，首次发现HS 2325+8205长爆发顶光曲线中存在一个~ 2160 s的准点振荡。此外，我们还发现HS 2325+8205的QPO振荡强度与轨道相位有关，在轨道相位为0.5-0.9时的振荡强度比轨道相位为0.1-0.5时的强。因此，类星体振荡强度与轨道相位的关系可能成为研究类星体起源的一个窗口。此外，我们还利用LSP修正了HS 2325+8205的轨道周期为0.19433475（6）d。
2023-02-12 astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova MU Centauri
即使在较明亮的激变变星中，也有相当数量的天体存在，但我们对它们的了解并不多。其中一个，MU Cen，作为一个小项目的一部分被观察到，以更好地描述这些被忽视的系统。为了寻找系统结构及其在小时和更短时间尺度上的行为的线索，研究了宁静期间MU Cen亮度的时间变化。在白光中观察到的光曲线，在几秒钟的时间分辨率和持续时间为几个小时，在六个晚上，跨越总的时间基础为五个月，使用不同的时间序列分析工具，以及模型拟合进行了研究。天蝎座MU Cen的光变曲线主要由副星的椭球变化所控制。精确的轨道周期为P（orb）= 0.341883天。模型拟合允许将第二颗恒星的温度限制在~5000 K，轨道倾角限制在50 deg <= i \<= 65 deg。后者的结果允许估计的组件质量可能是有点小，在以前的出版物中得出的。还确定了第二个持续期P（2）= 0.178692天。其起源尚不清楚。然而，与所有激变变星一样，牟岑的闪烁水平也很低。它的频率行为对于静止的矮新星来说是正常的。有迹象表明，个别闪烁事件并不总是独立的，但可以导致效果让人联想到准周期振荡。
2016-01-21 astro-ph.SR
Long Period Variable Stars in the Globular Cluster M5
我们报告了2007-2011年期间使用Bowling Green州立大学的0.5米望远镜和Cerro Tololo的PROMPT #4望远镜拍摄的明亮球状星团M5的VI时间序列测光结果。我们使用DAOPHOT获得了极限星等V~19等的测光结果。使用DAOMASTER变率指数搜索变星使我们能够恢复三个已知的明亮变星（两个造父变星和一个红色长周期变星，或LPV）和许多已知的RR型天琴座星，并发现了多达13个新的低振幅LPV。我们提出了几个恒星的光变曲线，并分析了适用的周期和振幅。
2013-10-02 astro-ph.SR
Long Term Photometric Variability in Kepler Full Frame Images: Magnetic Cycles of Sun-Like Stars
开普勒任务的测光技术经过优化，可以探测到小的、持续时间短的信号，比如行星凌日，而牺牲了长期趋势。这种长期变化可以从全帧图像（FFI）中恢复测光，这是开普勒任务期间大约每月收集的一组校准数据。在这里，我们介绍了f3，一个开源软件包，用于在开普勒FFI上执行测光，以检测开普勒视场中恒星在长时间基线上的亮度变化。我们将此软件包应用于4,000个具有测量旋转周期的类太阳恒星样本。我们发现这些目标中的$\approx 10\%$在它们观测到的通量中具有长期的变化性。对于大多数的目标，我们确定的光度变化是相关的或相关的短期变化，由于恒星表面上的星点。我们发现一个过渡之间的相关（星点为主）的变化和相关（院系为主）的变化之间的旋转周期为15和25天，这两种模式之间的过渡是完整的恒星在太阳的年龄。我们还确定了一个样本的恒星显然是完整的周期，以及收集的短周期双星极端光度变化的开普勒任务。
2017-11-25 astro-ph.SR
Long-term photometric variations in the candidate white-dwarf pulsar AR Scorpii from K2, CRTS, and ASAS-SN observations
我们分析了从2014年开始的AR Sco的长节奏开普勒K2观测，以及2005年至2016年期间由卡塔利娜实时巡天和全天自动超新星巡天获得的测量测光。K2数据显示，在78天的观测期间，轨道调制相当稳定，但我们检测到与平均波形的非周期性偏差，在几天的时间尺度上振幅约为2%。将K2数据与巡天光度测量数据进行比较后发现，轨道波形在2005年至2010年期间逐渐发生变化，轨道最大值向早期阶段移动。我们比较这些光度的变化与这个不寻常的系统提出的模型。
2017-07-28 astro-ph.SR
Unveiling Long-Period Variables in M33's Central Region: Insights into Stellar Evolution and Star Formation via Near-Infrared Photometry
University of Zanjan（赞詹大学）；Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（伊朗基础科学研究院）；Center for Research in Climate Change and Global Warming (CRCC), IASBS（赞詹伊斯兰阿扎德大学气候变化与全球变暖研究中心）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（匈牙利研究与创新网络天文学与地球科学研究中心）
通过近红外光度学研究M33核心区域的长周期变量，揭示恒星演化与恒星形成过程。
2025-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for p-modes and other variability in the binary system 85 Pegasi using MOST photometry
背景：由于星震学对确定恒星年龄的敏感性，它在研究贫金属恒星方面具有巨大的潜力。目的：我们的目标是检测贫金属亚矮星85 Peg A中的p模式振荡，并在更长的时间尺度上寻找其他变化。研究方法：利用MOST空间望远镜在2005年和2007年两个季节对飞马座85进行了连续高精度测光。此外，我们使用通过ESO存档获得的高分辨率光谱重新确定了85 Peg A的vsini，并使用测光点建模来解释长周期变化。结果：我们的频率分析没有产生令人信服的证据p模式显着高于4 ppm的噪声水平。使用模拟p模式模式，我们提供了85 Peg A的RMS振幅上限。光变曲线显示了周期约为11 d的变化性证据，并且在2007年的后续运行中也可以看到这种周期性;然而，由于2005年运行中去除仪器趋势的不同方法产生了截然不同的结果，因此2005年变化性的确切形状和周期性仍然不确定。我们重新确定的85钉A的vsini值与先前的研究相当，我们为该参数提供了现实的不确定性。使用这些值与简单的光度斑点模型相结合，我们能够重建所观察到的变化。结论：85 Peg A中p模式的零检测与该恒星脉动幅度的理论值一致。探测到的长周期变化必须等待具有类似或更好精度和长期稳定性的进一步观测的确认。如果11 d周期是真实的，那么其中一个组件上的表面特征的旋转调制是最可能的解释。
2009-07-11 astro-ph.SR
UBV Photometry of the Post-AGB Star IRAS 22272+5435=V354 Lac in 1990-2008
介绍了2000-2008年AGB后恒星IRAS 22272+5435=V354 Lac的新的紫外测光结果。这颗恒星表现出半规则的光变化，幅度不同。最大振幅在V波段不超过0.5。在2000-2008年期间，我们发现了一个接近128天的光度周期。对1990年至2008年长期观测的分析显示，变化有两个闭合周期：128天和131天，造成振幅调制。V-（B-V）图显示了一个明显的相关性：恒星通常更亮时更蓝。从我们的UBV数据，我们得出E（B-V）=0.5，并得出结论，恒星的光谱类型在K1到K7之间变化。V354 Lac的平均UBV数据在过去19年中没有变化：V=8.60，B-V=2.06和U-B=2.14。
2009-11-09 astro-ph.SR
Kepler photometry of the prototypical Blazhko star RR Lyr: An old friend seen in a new light
我们提出了我们的分析的长节奏开普勒数据的研究Blazhko星天琴座RR，收集在前两个季度的卫星的观测和覆盖共127天。除了对我们理解天琴座RR型星具有重要意义外，这些天琴座RR型星的数据还可以作为开普勒观测亮星的案例研究。开普勒可以对像天琴座RR这样的目标进行高精度的测光，因为饱和通量在很高程度上是守恒的。开普勒关于天琴座RR的数据在几个方面都是革命性的。即使采用长节奏采样（每29.4分钟测量一次），开普勒测光的空前精度（< mmag）也允许详细研究恒星的极端光变曲线变化。Blazhko星典型的主频率及其谐波的多重态结构被清楚地检测到五重态。天琴座RR的光度数据首次揭示了半整数频率的存在，与倍周期效应有关。这种现象可能与仍然无法解释的Blazhko调制有关。此外，我们观察到三个Blazhko周期在我们的处置，我们观察到，没有确切的重复，在光变曲线的变化，从一个调制周期到下一个RR Lyr。这可能是由于恒星中的额外周期性，或瞬态或准周期性变化。
2010-11-26 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
Outburst activity of symbiotic system AGDra
AG Dra是一颗著名的明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动红巨星组成。提出了长期光度监测和系统的新行为。对光度学和光谱学进行了详细的周期分析。在AG Dra系统中，检测到两个变化期。较长的一个大约550天与轨道运动有关，而较短的一个大约355天在我们的旧论文中被解释为红巨星的脉动。活动期次变化明显，但喷发周期在359 ~ 375天之间。
2014-06-20 astro-ph.SR
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。
2009-02-06 astro-ph.SR
KIC 8462852: Maria Mitchell Observatory Photographic Photometry 1922 to 1991
利用1922-1991年在玛丽亚·米切尔天文台（MMO）拍摄的档案底片，对不寻常的恒星KIC 8462852（博雅坚星）的长期光度学行为进行了新的研究。我们发现，在1935年、1966年、1978年和1980年发生了5次连续几天的震级突然下降。1967年和1977年似乎出现了震级突然增加的现象。根据哈佛和Sonneberg平板收集的两项先前研究，对KIC 8462852的存档光变曲线进行检查，发现MMO光变曲线中这些观察到的事件明显对应。此外，在MMO光变曲线中观察到每世纪$0.12\pm0.02$星等减少的总体趋势，显著，但小于在哈佛光变曲线中观察到的0.164 $\pm$ 0.013的趋势。
2018-03-05 astro-ph.SR
Long-term variability of high-mass X-ray binaries. I.Photometry
我们提出了光度观测的领域周围的光学同行的高质量X射线双星。我们的目标是研究长期光度变化与它们的X射线活动的相关性，并推导出一组可用于时间序列分析的二级标准星。我们发现Be/X射线双星中的施主在星等和颜色上的振幅变化比那些拥有超巨星伴星的施主要大。在Be/X射线双星中，变化幅度随波长的增加而增加，在超巨星系统中保持相当恒定。当考虑年的时间尺度时，观察到X射线和光学变率之间的良好相关性。当光学亮度降低时，X射线停止。这些结果反映了Be/X射线双星的星周盘是光学和X射线变化的主要来源。我们还推导出的颜色过剩，E（B-V），选择数据的时候，拱盘的贡献应该是最小的，我们重新审视的距离估计。
2014-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sonneberg plate photometry for Boyajian's Star in two passbands
F3主序星KIC 8462852（博雅坚星）在开普勒任务的4年中，表现出深度（高达20%）的全天亮度下降，原因不明。根据哈佛天文台的底片分析，在1890年至1990年期间有0.164等（16%）的变暗。我们从德国Sonneberg天文台收集了一套独立的历史板块，涵盖了1934-1995年。B星有861等，V星有397等，我们发现这颗恒星的亮度恒定在每世纪0.03等（3%）。一致的结果被发现使用最好的119板的眼睛估计。结果得到了莫斯科斯滕伯格天文台的数据支持，该数据显示该恒星在1895年至1995年之间是恒定的。先前声称的长达一个世纪的变暗与我们在5 σ水平上的结果不一致，但是最近报道的开普勒数据中3%的适度变暗与我们的数据并不矛盾。我们发现没有周期性或更短的趋势在我们的限制5%每5年箱，但注意到一个可能的调光事件1978年10月24日。
2017-02-14 astro-ph.SR
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。
2018-08-30 astro-ph.SR
Four decades of photometry of XX Trianguli, `the most spotted star' in the sky
本研究通过汇编40年测光数据，分析RS CVn型双星XX Tri的长期亮度变化，发现约4年周期及翻转行为，并推断存在太阳型较差自转，同时指出无斑点亮度增加，挑战传统测光斑点模型假设。
2025-07-23 astro-ph.SR
Radius constraints from high-speed photometry of 20 low-mass white dwarf binaries
我们对20个已知的最短周期的分离白矮星双星进行了高速测光，发现了具有食、椭球变化（由于可见白矮星的潮汐变形）和多普勒光束的系统。所有的双星都包含低质量的白矮星，轨道周期小于4 hr. Our观测识别的前八个潮汐扭曲的白矮星，其中四个是第一次在这里报告，我们使用的经验约束的质量-半径关系的极低质量（<0.30 Msun）的白矮星。我们还检测到多普勒波束在这些双星，这证实了高振幅的径向速度变化。所有这些系统都是强大的引力辐射源，对那些显示椭球变化的系统进行长期监测，可以用来探测由于轨道衰变而引起的潮汐隆起的自旋。
2014-07-14 astro-ph.SR
Space Photometry with BRITE-Constellation
BRITE-Constellation致力于对分布在银河系各处的明亮恒星进行高精度光学光度监测，采用红色和/或蓝色通带。空间测光避免了湍流和吸收地球大气，并允许以高时间分辨率进行非常长和连续的观测运行，从而提供了解恒星内部各种过程所需的数据（例如，在他们的周围环境中。虽然第一次从空间进行的天文观测集中在地面无法到达的光谱区域，但在1970年左右很快就变得明显，避免湍流的地球大气层显着提高了测光的准确性，并发射了专门用于高质量测光的卫星。一个完美的例子是BRITE星座，这是奥地利、加拿大和波兰之间非常成功的合作的结果。研究重点几乎分布在整个HRD的目标，但主要集中在大质量和热的恒星。
2021-06-24 astro-ph.SR
Photometry of some more neglected bright cataclysmic variables and candidates
作为努力的一部分，以更好地表征明亮的激变变量（CV）和相关的系统，在过去很少受到关注的四个系统（V504 Cen，KT Eri，Ret 1和CTCV 2056-3014）的光变曲线进行了分析。对于这些恒星中的一些没有时间分辨测光已公布。虽然在除Ret 1之外的所有系统中观察到闪烁，但在V504 Cen和CTCV 2056-3014中尤其强烈。在后者的恒星，以前观察到的15.4米的周期，导致其作为一个中间极性的初步分类，可能是虚假的。在经典新星KT Eri爆发前的光变曲线中观察到的百分之一天的时间尺度上的变化在爆发后继续，但似乎不是严格的周期性的。此外，长期爆发后的光变曲线表现出调制准周期的长度相当不同。因此，这些变化不可能是由于在一个类似于一些复发新星的巨型组成部分的系统中与相位相关的变化。相反，该系统可能表现出周期为0.1952 d的变化，这可能是轨道的。然而，任何这样的结论仍然需要确认。
2017-08-01 astro-ph.SR
Predicting Stellar Angular Diameters from $V$, $I_C$, $H$, $K$ Photometry
确定微透镜事件的物理性质取决于源星的精确角尺寸。使用长基线光学干涉测量法，我们能够测量附近恒星的角度大小与不确定性$\leq 2\%$。我们提出了经验推导的角直径的关系，校准使用的样本的矮星/亚巨星和巨星的样本。这些关系是在可见光和近红外的五个颜色指数的函数，并且根据所使用的颜色具有1.8-6.5%的不确定性。我们发现，合并样本的主序星和演化恒星的A-K光谱类型是很好的适合由一个单一的关系，每种颜色考虑。我们发现，在所考虑的颜色，金属丰度不发挥统计上显着的作用，在预测恒星的大小，导致预测观察到的大小的恒星从颜色单独的一种手段。
2017-09-12 astro-ph.SR
Time-series photometry of the O4 I(n)fp star zeta Puppis
我们报告的O 4 I（n）fp星zeta Pup的时间序列分析，根据光学光度测定与科里奥利卫星上的SMEI仪器，2003- 2006年。发现了一个单一的天体物理信号，P =（1.780938 \pm 0.000093）d，平均半振幅为（6.9 \pm 0.3）mmag。没有证据表明持续的相干信号的半振幅超过约。2~mmag的任何时间尺度上以前在文献中报道。特别是，没有证据表明拟议的轮换期，约签名。5.1~天;因此zeta Pup可能不是斜磁转子。1.8天信号的振幅变化系数为ca。2的时间尺度为10- 100天（可能更多的时间尺度上），并表现出适度的偏移相，但没有证据表明，在我们的观察跨度超过1000天的周期系统的变化。旋转调制和星风的变化似乎是不太可能的候选人的基本机制，我们认为，信号的物理起源可能是脉动与低l振荡对流模式。
2014-09-18 astro-ph.SR
Evidence for nonlinear resonant mode coupling in the Beta Cep star HD 180642 (V1449 Aql) from CoRoT space-based photometry
我们目前的CoRoT光变曲线的Beta Cep星HD 180642，组装在第一次长期运行的空间任务，以及档案单波段测光。我们的目标是分析光变曲线中存在的详细行为，并根据激发模式频率对其进行解释。在详细描述了噪声特性后，我们使用各种时间序列分析和拟合技术来模拟CoRoT光曲线，用于各种物理假设。我们应用统计拟合优度标准，使我们能够选择最适合数据的物理模型。我们的结论是光变曲线模型的基础上的非线性谐振频率和相位锁定提供了最好的代表性的数据。残差的解释取决于用于预测数据的所选物理模型。我们的观测结果构成了一个富有成效的起点，详细的地震恒星建模的大振幅和演变的Beta Cep星。
2009-06-22 astro-ph.SR
X-ray spectroscopy and photometry of the long-period polar AI Tri with XMM-Newton
上下文强磁场激变变星的能量平衡是理解磁白矮星吸积过程的中心课题。利用XMM-牛顿，我们对软X射线选择极在高吸积态进行了光谱和光度研究。目标。根据磁激变变星AI Tri的X射线和光学观测结果，我们导出了软极星吸积区的谱成分、通量贡献和物理结构。方法.我们使用多温度的方法在我们的xspec模拟的光谱描述的物理条件和结构的冲击后吸积流和吸积点的白矮星表面。此外，我们调查吸积几何系统的光度数据的时序分析。结果在双星周期的大约70%期间，来自白矮星加热表面的闪耀软X射线辐射占X射线通量的主导地位。该分量偏离单个黑体，并且可以通过具有高斯温度分布的轻度吸收黑体的叠加来描述。此外，较弱的硬X射线发射几乎总是可见的。从冷却激波后吸积流的频谱是最密切的拟合热等离子体mekal模型与温度分布适应从以前的固定双流体流体动力学计算的组合。软X射线光变曲线在亮相出现下降，这可以解释为吸积流中的自吸收。相位分辨光谱模拟支持单极吸积和日食的图像。其中一个光学光变曲线对应于不规则的吸积模式。在同一时期的短XMM-牛顿观测期间，系统的X射线发射明显地由软分量主导。
2010-04-09 astro-ph.SR
Kepler photometry and optical spectroscopy of the ZZ Lep central star of the Planetary Nebula NGC 6826: rotational and wind variability
我们提出了三年的长节奏和一年多的短节奏测光的中心恒星的行星状星云NGC 6826获得的开普勒航天器，时间符合光谱。光变曲线在几个小时的时间尺度上主要由不相干的变化，但包含1.23799 d的低振幅周期性。这个信号的时间振幅和形状变化最好用旋转调制来解释，并且与二进制解释不一致。我们认为，我们没有观察到恒星脉动的限制，我们的数据，并表明，一个双中心恒星的轨道周期小于7天只能逃脱我们的检测在低轨道倾角的情况下。结合光度和光谱的证据，我们的理由，每小时的变化是由于一个变量的恒星风，是全球性的。NGC 6826和其他ZZ Leporis恒星风变的物理原因可能与大质量热恒星风变的机制有关。
2013-01-14 astro-ph.SR
IRAS 22272+5435 (V354 Lac): Multicolor Photometry of a Variable Carbon-rich post-AGB Star and a Dust Formation Episode
该研究通过30余年UBV及JHKLM多色测光，揭示了富碳后AGB星IRAS 22272+5435的双周期脉动及661天振荡，并首次分析长期红外测光，发现1996-2004年KLM波段增亮源于尘埃形成事件，探讨了其机制与观测特征。
2025-07-09 astro-ph.SR
New Photometry and Spectroscopy of DW Cnc
我们提出了新的观测的灾难性变量DW Cancri，系统从低状态恢复后。我们进行了功率谱分析，揭示了我们的光度数据中的38分钟自旋周期的清晰信号。我们的光谱功率谱搜索与低态之前进行的研究一致，显示了轨道和自旋调制。我们还进行了多普勒断层扫描研究，表现出光盘结构和增强的发射区域，可能与热点组件。通过小波变换分析，我们还发现了70分钟的自旋轨道拍周期的证据。我们将这些结果解释为系统部分恢复的迹象。尽管如此，DW Cnc还没有显示出2004年报道的所有原始光度调制，在经历低状态之前。也就是说，这些信号是38分钟的自旋周期，86分钟的轨道周期，70分钟的拍频周期之间的后面的调制，和一个未解决的110分钟的周期。尽管我们的测光显示了自旋周期调制和108分钟的长周期，但它缺乏拍频和轨道周期信号。因此，我们建议进一步观察DW Cancri，以阐明引起低状态之前观察到的签名的机制是否需要更多的时间来重新激活。
2021-12-07 astro-ph.SR
Time series photometry of the helium atmosphere pulsating white dwarf EC 04207-474
我们提出了71小时的高质量的时间序列CCD测光的氦大气脉动白矮星（DBV）EC 04207-4748的分析使用的设施在约翰山大学天文台在新西兰。测光数据集包括2011年3月至11月期间为期四周的观测。光变曲线的傅立叶分析清楚地证明了恒星中有四个独立的本征模，主模的周期为447秒。的光变曲线的变化表现出明显的非正弦形状，这导致显着的谐波的主频率出现在傅立叶变换。这些观测到的变化被解释在非线性贡献的能量通量传输通过地下对流区在恒星。我们使用Montgomery（2005）首次介绍的方法对这种机制进行建模，得出恒星的时间平均对流响应时间为tau_0 ~ 150 s，这与MLT/alpha参数值在0.8和1.2之间大致一致。本文认为，对于DBV辐射子，τ_0的测量值比光谱技术得到的值更能反映恒星表面的相对温度。
2014-12-18 astro-ph.SR
Infrared Variability of the Gliese 569B System
格利泽569 B是一个多褐矮星系统，其确切性质在过去几年中一直是几项研究的主题。解释部分依赖于红外线光度法和光谱学的解决组成部分的系统。我们目前看到有限的Ks测光超过四个晚上，在这个年轻的低质量亚恒星系统的变化搜索。我们的光度学是与其他报道的光度学一致，我们报告的几个周期性的信号与旋转调制由于其表面上的斑点一致的试探性检测。五个显著的周期范围从2.90小时到12.8小时，在Ks波段中峰到峰的变化范围从28 mmag到62 mmag。如果两个分量都以最短的周期旋转，则它们的旋转轴彼此不平行，并且Bb分量的旋转轴不垂直于Ba-Bb轨道平面。如果Bb有一个较长的自转周期，那么Bb的自转轴与Ba-Bb系统的轨道轴平行。
2012-04-16 astro-ph.SR
Kepler sheds new and unprecedented light on the variability of a blue supergiant: gravity waves in the O9.5Iab star HD 188209
恒星演化模型对于演化的大质量恒星是最不确定的。基于高精度不间断空间测光的星震学已成为检验恒星演化理论成果的一种新方法，最近已应用于许多恒星，但尚未应用于大质量演化超巨星，我们的目标是从开普勒空间测光和长期高分辨率光谱学中探测、分析和解释O9.5Iab恒星HD 188209的光球和风变。我们利用1460d期间名义任务获得的开普勒散射光测光结果来推断这颗O型超巨星的光度变化。此外，我们组装和分析了高分辨率的高信噪比光谱与四个摄谱仪在一些1800d解释恒星的时间光谱变化。从散射光空间测光得到的蓝超巨星的变化与地面光谱学中发现的变化完全一致。我们发现显着的低频变异，始终检测到所有谱线的HD 188209。光球变率传播到风中，在那里它具有相似的频率，但振幅略高。来自长期测光和光谱学的频谱的形态指向一个频谱的行波与频率值的范围内预期的一个演变的O型星。对流驱动的内部重力波在恒星内部激发提供了最合理的解释检测到的变化。
2017-03-04 astro-ph.SR
Discovery of a red giant with solar-like oscillations in an eclipsing binary system from Kepler space-based photometry
双星系统中的振荡星是最有趣的恒星实验室之一，因为它们可以提供恒星参数和恒星内部结构的信息。在这里，我们提出了一个红巨星与太阳一样的振荡，在食双星与美国宇航局开普勒卫星观察。我们从光谱中计算了红巨星的恒星参数，从振荡中计算了星震的质量和半径。虽然到目前为止只观测到一次日食，但我们已经可以确定它是一颗主序星F星，其偏心轨道的半长轴大于0.5天文单位，轨道周期大于75天。
2010-01-03 astro-ph.SR
Refined reduction and standardisation of 53 years of UBV photometry at Hvar
University of Zagreb, Faculty of Geodesy（萨格勒布大学地理学院）；Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院）；Université de Liège, GAPHE, STAR（列日大学GAPHE STAR）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
该研究对赫瓦尔天文台53年的UBV测光进行精确归约与标准化，用新非线性方程及随时间变化的消光处理数据，将59颗Be星分类，给出各类别恒星百分比及相关变异性特征，为Be星变异性研究和模型测试提供了有价值数据集。
2026-08-28 astro-ph.SR
Time evolution and rotation of starspots on CoRoT-2 from the modelling of transit photometry
CoRoT-2是CoRoT卫星发现的第二颗行星恒星，是一颗年轻而活跃的恒星。在135天的时间里，这个系统总共观测到77次凌日。在行星凌日的光学光变曲线中检测到的小调制被用来研究被行星盘遮蔽的恒星表面光球斑的位置、大小、强度和时间演化。我们应用一个斑点模型，这些变化，并创建一个斑点地图的恒星表面的CoRoT-2内的过境波段为每个过境。从这些图中，我们估计了恒星的自转周期，并得到了斑点在随恒星自转的参考系中的位置。此外，还确定了斑点的时间演化。该模型实现了2 \circ的空间分辨率。392个黑子与经度的映射表明，在赤道附近存在一个没有黑子的区域，这让人想起在太阳活动最活跃的时期在太阳上观察到的冕洞。根据这种解释，凌日纬度-14范围内的恒星自转周期。发现\circ 6 \pm 10 \circ为4.48天。这一自转周期短于由过境外光调制得出的4.54天。由于凌日数据采集的是靠近恒星赤道的区域，而非凌日数据确定的周期反映了恒星的平均自转，因此这被认为是纬向差异自转约为3%或0.042 rad/d的指示。
2011-02-10 astro-ph.SR
