超冷矮星的长期多波长光变曲线：I。星斑和云的相互作用可能驱动L3 .5矮星2 MASS 0036+18的可变性
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
Bryce Croll, Philip S. Muirhead, Eunkyu Han, Paul A. Dalba, Jacqueline Radigan, Caroline V. Morley, Marko Lazarevic, Brian Taylor
备注：
17 pages, 14 figures, MNRAS submitted September 6th 2016
We present multi-telescope, ground-based, multiwavelength optical and near-infrared photometry of the variable L3.5 ultra-cool dwarf 2MASSW J0036159+182110. We present 22 nights of photometry of 2MASSW J0036159+182110, including 7 nights of simultaneous, multiwavelength photometry, spread over ~120 days allowing us to determine the rotation period of this ultra-cool dwarf to be 3.080 +/- 0.001 hr. Our many nights of multiwavelength photometry allow us to observe the evolution, or more specifically the lack thereof, of the light curve over a great many rotation periods. The lack of discernible phase shifts in our multiwavelength photometry, and that the amplitude of variability generally decreases as one moves to longer wavelengths for 2MASSW J0036159+182110, is generally consistent with starspots driving the variability on this ultra-cool dwarf, with starspots that are ~100 degrees K hotter or cooler than the ~1700 K photosphere. Also, reasonably thick clouds are required to fit the spectra of 2MASSW J0036159+182110, suggesting there likely exists some complex interplay between the starspots driving the variability of this ultra-cool dwarf and the clouds that appear to envelope this ultra-cool dwarf.
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
On the relationship between the size and surface coverage of starspots on magnetically active low-mass stars
我们提出了一个模型，预测的光变曲线振幅分布的低质量磁活性恒星的合奏下，假设恒星的自旋轴是随机取向和冷星点有一个特征尺度长度和随机分布在恒星表面。该模型与观测数据进行了比较，在年轻的星团NGC 2516的高磁活动M-矮星。我们发现，最佳拟合的星点尺度长度并不局限于这些数据，但需要对整体星点填充因子和星点温度的假设。假设光斑覆盖率为0.4+/-0.1，恒星光斑与无光斑光球温度比为0.7+/-0.05，正如这些恒星的膨胀半径与演化模型预测相比以及TiO波段对其他早期光谱类型的活动冷星的测量所表明的那样，最适合的恒星光斑角标度长度为3.5（+2）（-1）度，或线性标度长度为\sim 25000 km。这个线性尺度的长度类似于大的太阳黑子群，但比最近使用凌日系外行星的日食测绘在活动的G矮星上推导出的恒星黑子小2- 5倍。然而，NGC 2516 M矮星的最佳拟合点尺度长度随着假设的点温度比和假设的点填充因子的平方根的倒数而增加。因此，如果光斑填充因子为0.9，则光变曲线振幅分布同样可以由这些较大的光斑尺度长度来描述<0.1 or the spot temperature ratio is >。
Starspot activity of HD 199178. Doppler images from 1994--2017
上下文研究晚型恒星的黑子对于区分各种被认为是恒星黑子活动主要原因的发电机机制至关重要。对于这项研究，重要的是收集足够长的观测时间序列，以解开长期和短期的斑点演变。多普勒成像是一种非常有效的方法，用于研究无法角分辨的恒星斑点。目标。分析了1994-2017年期间的高分辨率光谱观测，以揭示FK彗星型亚巨星HD 199178的长期和短期活动变化。方法.大多数观测数据都是由北欧光学望远镜收集的。使用基于Tikhonov正则化的反演技术并利用多条谱线计算多普勒成像温度图。结果我们提供了一系列独特的41张温度图，跨度超过23年。所有可靠的图像都显示了一个位于可见旋转极点附近的大型冷斑区域。一些低纬度的冷特征也被恢复，虽然这些的可靠性是值得怀疑的。在平均表面温度和光斑覆盖率之间存在预期的反相关。使用多普勒图像，我们构建了相当于HD 199178的太阳蝴蝶图。结论. HD 199178在旋转极点处明显具有长期的大而冷的斑点结构。这种现货结构主导了1994-2017年的现货活动。该结构的规模和位置随着时间的推移而变化，在过去几年中逐渐增加。低纬度特征的缺乏妨碍了对可能的差异旋转的确定。
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
A Multiwavelength View of $ρ$ Oph II: Disentangling the Variability of the Multi-Star Component C
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Macalester College（麦考利斯特学院）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；California State University, Fresno（加州州立大学弗雷斯诺分校）；University of Iowa（爱荷华大学）；East Tennessee State University（东田纳西州立大学）；Embry Riddle Aeronautical University（埃默里·里德尔航空大学）
通过多波段观测，确认 $\ ho$ Oph C 是由一颗热星和两颗冷星组成的罕见三星系统，并解开了其变异性来源。
Simultaneous Multiwavelength Observations of Magnetic Activity in Ultracool Dwarfs. IV. The Active, Young Binary NLTT 33370 AB (=2MASS J13142039+1320011)
BSN-VII: Photometric Light Curve Study of Three Cool, Large-Amplitude, Low Mass, W-Subtype Contact Binaries
LUX, Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台）；Astronomy Department, Raderon AI Lab.（拉德伦人工智能实验室天文学系）；Instituto de Astronomía, UNAM（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Farzanegan Institute（法尔扎内甘学院）；Farhangian Institute（法尔洪吉安学院）；Damghan Branch of the National Organization for Development of Exceptional Talents (SAMPAD)（国家特殊才能发展组织达姆甘分部）；IPSA Institut Polytechnique des Sciences Avancées（高级科学理工学院）；Çanakkale Onsekiz Mart University, Faculty of Science, Department of Physics（恰纳卡莱18三月大学理学院物理学系）；Çanakkale Onsekiz Mart University, Astrophysics Research Center and Ulupnar Observatory（恰纳卡莱18三月大学天体物理研究中心和乌鲁普纳观测站）
A Panchromatic JWST Spectrum of a Giant Starspot on the Fully Convective M-dwarf TOI-3884
University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Hobart and William Smith Colleges（霍巴特和威廉史密斯学院）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Tampa（坦帕大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；Université de Liège（列日大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
我们通过同时分析0.5 $-$ ~ 24 μ m范围内14个波段的光变曲线，全面研究了大麦云（LMC）中Miras的变化。我们超过20年之久，高节奏的$I$波段光变曲线收集的光学引力透镜实验（OGLE）和拟合他们收集的光变曲线在其余的光学/近红外/中红外波段，以获得作为波长的函数的变化幅度比和相位滞后。我们发现，丰富的氧（O-丰富）和丰富的碳（C-丰富）的Miras的变化幅度比随波长的增加而下降，而变化相位滞后随波长的增加略有增加。在相当数量的Miras中，主要是富含C的Miras，光谱能量分布（SED）需要存在冷组分（灰尘），以匹配中红外数据。基于140个Miras黄金样本的SED拟合，我们计算了现有和未来天空调查的42个波段的合成周期光度关系（PLR），包括OGLE，麦哲伦云系统（VMC）的VISTA近红外$YJK_\mathrm{s}$调查，空间和时间的遗产调查（LSST），盖亚，斯皮策，宽视场红外调查探测器（WISE），詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），Nancy Grace Roman Space Telescope（前身为WFIRST）和Hubble Space Telescope（HST）。我们表明，合成PLR斜率随着增加的波长为0. 1 $-$ 40微米的范围内的O-丰富和C-丰富的Miras。最后，在色-星等图（CMD）和色-色图（CCD）上给出了Miras的位置…
Quantifying the Transit Light Source Effect: Measurements of Spot Temperature and Coverage on the Photosphere of AU Microscopii with High-Resolution Spectroscopy and Multi-Color Photometry
Custom Colors: A Module for Computing Synthetic Photometry On-the-Fly in Stellar Evolution Calculations, Integrated with MESA and Usable with Other Stellar Evolution Codes
University of Wyoming（怀俄明大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理中心，Flatiron研究所）
