UBVRI Photometric Standard Stars Around the Celestial Equator: Updates and Additions
在Johnson-Kron-Bronins测光系统上，对以天赤道为中心的202颗恒星进行了新的宽波段UBVRI光电观测。这些恒星是对先前公布的赤道测光标准星列表的更新和补充。该列表能够为两个天体半球提供一个围绕天空的内部一致的均匀宽带标准测光系统。当这些新的测量值与Landolt（1992）先前发表的测量值一起计算时，本文中的标准星的全部星等范围为8.90 < V < 16.30，色指数范围为-0.35 <（B-V）<+2.30。
2009-04-03 astro-ph.SR
Long term UBV RI photometric and spectral monitoring of nova KT Eri during 2009-2023
该研究对2009年爆发的新星KT Eri开展2009-2023年长期UBV RI测光监测，揭示其宁静态高激发条件、复杂多周期与混沌混合的1星等幅度变异性，且爆发前后宁静态平均色亮水平一致。
2024-11-28 astro-ph.SR
UBV(RI)_C photometry of transiting planet host stars
本文给出了22颗恒星的UBV（RI）_C测光结果，其中19颗是WASP巡天发现的。我们利用这些数据和2MASS JHK_S测光一起，用红外通量法估算了这些恒星的有效温度。我们发现，WASP巡天发现的恒星的有效温度估计的光谱分析的基础上是可靠的，优于他们引用的不确定度。
2011-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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。
2013-07-08 astro-ph.SR
A UBV Photometric Survey of the Kepler Field
我们提出的动机和方法，我们用来创建一个新的地面测光调查的领域由美国宇航局开普勒任务的目标。该调查包含一个或多个UBV过滤器中的4414002个源的幅度，包括在所有三个过滤器中检测到的1862902个源。典型的完整性极限是U~18.7，B~19.3和V~19.1等，但因位置而异。覆盖面积为191平方度，包括42个开普勒CCD上和之间的区域以及开普勒场周边的其他区域。这次调查的主要意义是我们在开普勒输入目录中提供的光学带通覆盖范围中增加了U，这主要限于更红的SDSS griz和D51过滤器。U覆盖范围揭示了该领域最热的源的样本，其中许多目前不是开普勒的目标，但可能是天体物理学感兴趣的对象。
2012-07-05 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared UBVRIJHK Photometry for the RR Lyrae stars in the Nearby Globular Cluster M4 (NGC 6121)
我们目前的光学和近红外UBVRIJHK测光的恒星在银河系球状星团M4（NGC 6121）的基础上获得了大量的观测资料，主要是从公共天文档案。我们专注于星团中的天琴座RR变星，并做出特别的努力，以准确地重新识别以前发现的变量。我们还发现了两个新的可能RR天琴座变量在M4领域：其中一个是它的位置在天空中和它的光度特性是一个可能的成员集群，第二个是一个可能的背景（凸起？）object.我们提供了准确的赤道坐标的所有47颗恒星确定为RR天琴座，新的光度测量的46人，和新的周期估计45。我们还获得了34颗以前被确定为其他类型的变星的恒星的精确位置和平均光度，以及另外5颗首次被确定的非天琴座RR变星。我们给出了该星团的光学和近红外色星等图，并显示了其中变星的位置。我们给出了M4中RR型天琴座星的Bailey（周期-振幅）图和周期-频率直方图，并将它们与M5（NGC 5904）的相应图进行了比较。我们的结论是，RR天琴座种群在两个集群是非常相似的，我们已经考虑的所有相关属性。这两个集群的平均周期，脉动模式比，和贝利图显示支持最近提出的“奥斯特霍夫中性”分类。
2014-06-29 astro-ph.SR
Metallicity Calibration and Photometric Parallax Estimation: I. UBV photometry
本文利用测光、天体测量和光谱学资料对F型和G型矮星的金属丰度和光度视差进行了标定。该样本由168颗矮星组成，颜色、铁丰度和绝对星等间隔分别为$0.30<(B-V)_0<0.68$ mag、$-2.0<[Fe/H]<0.4$ dex和$3.4<M_V<6.0$ mag。金属丰度和绝对星等残差的平均值和标准差很小，即分别为$\langleΔ[Fe/H]_{res}\rangle=0$和$σ=0.134$ dex，以及$\langleΔ(M_V)_{res}\rangle=0$和$σ=0.174$ mag，这表明金属丰度和光度视差估计准确。
2016-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
UBV(RI)_C photometry of the open clusters Be 15, Be 80, and NGC 2192
在我们的疏散星团巡天框架内，墨西哥圣佩德罗·马尔蒂尔天文台用CCD UBV（RI）_C测光观测了三个疏散星团Be 15，Be 80和NGC 2192。星际红化、距离和年龄的基本参数已经被推导出来，还有NGC 2192的金属丰度（其他两个假设是太阳金属丰度）。通过在（U-B，B-V）双色图中沿着适当的红化矢量移动施密特-卡勒的颜色，星际红化被推导为：Be 15的E（B-V）=0.23+/-0.03等，Be 80的E（B-V）= 1.31+/-0.05等，NGC 2192的E（B-V）= 0.16+/-0.03等。证据表明，一个变量的星际灭绝整个集群Be 80。对于NGC 2192，同时使用F-型和红团星得到了星际红化和金属丰度（[Fe/H]=-0.31）的良好一致拟合。通过在不同颜色指数的各种颜色-星等图中拟合这三个星团的观测序列的等时线，（B-V，V-I，or V-R）距离模数和日心距的平均值（（V-M_V）_o（mag）; d（pc））如下：（10.74+/-0.01; 1202）对于Be 15，（10.75+/-0.01; 1413）对于Be 80，和（12.7+/-0.01; 3467），推断的最佳年龄（log（年龄）;年龄（Gyr））的平均值为Be 80的年龄为（8.6+/-0.05; 0.4），NGC 2192的年龄为（9.15+/-0.05; 1.4）; Be 15的年…
2009-09-22 astro-ph.SR
Resolved photometry of the binary components of RW Aur
2014年11月13日至14日，在RW Aur的深度调光期间，使用莫斯科国立罗蒙诺索夫大学高加索天文台新安装的2.5米望远镜在Shatzhatmaz山对RW Aur进行了解析UBVRI测光。在那一刻，RW Aur A在所有光谱波段上都比1994年11月的$\simeq 3^m$要暗。我们解释了当前RW Aur A变暗的原因是由大小为$>1 μm.$的尘埃粒子造成的。我们发现RW Aur B也是一颗变星：它比20年前在每个UVVRI波段的$0.7^m$处更亮（灰色增亮）。
2014-12-24 astro-ph.SR
Photometric observations and preliminary modeling of type IIb supernova 2011dh
本文介绍了对Ⅱ b型SN 2011dh进行300天左右的CCD UBVRI测光。导出了主要的光度参数，并与同类SNe进行了比较。光变曲线与SN IIb 2008ax相似，但初始闪光更强且非常短，在U和B的光变曲线上有驼峰。进行了初步建模，并将结果与准测辐射热光变曲线和UBVRI波段的光变曲线进行了比较。
2012-07-10 astro-ph.SR
Bridging the Ultraviolet and Optical Regions: Transformation Equations between {\it GALEX} and {\it UBV} Photometric Systems
利用556颗恒星的可靠数据，推导出了GALEX和UBV颜色之间的转换方程。我们提出了两组方程，作为（仅）光度类的函数，以及作为光度类和金属丰度的函数。金属丰度是从文献中提供的，而光度类是通过使用PARSEC质量轨迹在这项研究中确定的。小的颜色残差和高的平方相关系数保证了精确的颜色。应用该转换方程对70颗有可靠数据的恒星进行了计算，结果表明，金属丰度在更精确的颜色估计中起着重要作用。
2020-04-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An Improved Metallicity Calibration with UBV Photometry
我们利用PASTEL星表中701颗颜色指数区间为0.32<B-V<=1.16，金属丰度为-1.76<=[Fe/H]<=+0.40 dex的恒星的数据，估算了与金属丰度相关的截断因子，提供了一个更精确的金属丰度刻度。我们将11位作者的金属丰度还原为Valenti & Fischer（2005）的金属丰度，从而获得了一组均匀的数据，即[Fe/H]=-14.316*delta^{2}_{0.6}-3.557* delta_{0.6} +0.105，这提高了校准的准确性。对两组数据的金属丰度残差进行了比较，结果表明，基于金属丰度相关的截断因子和基于无金属截断因子的截断因子估算的金属丰度比其它截断因子估算的金属丰度更准确。这一优势可用于薄盘、厚盘和晕等银河系组分的金属丰度梯度研究。
2011-02-09 astro-ph.GA 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
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。
2009-09-25 astro-ph.SR
IC 361:- Near infrared and UBVRI photometric Analysis
我们在这里提出了详细的光学和红外光度分析的疏散星团IC 361。在研究径向密度分布时，发现星团的径向范围为8.0 +/- 0.5弧分。利用色-色图和色-星等图得到了星团的基本物理参数：E（B-V）= 0.56 +/- 0.10星等，E（V-K）= 1.72+/-0.12星等，log（Age）=9.10+/-0.05，（m-M）0 = 12.54 +/-.05星等。发现IC 361位于3.22 +/- 0.07 kpc的距离。利用存档的自行目录，我们估计IC 361的平均自行为4.97+/-0.17 mas yr-1和-5.80+/-0.18 mas yr-1的方向RA和DEC，分别。导出了星团主序星的光度和质量函数。质量函数斜率为-1.06+/-0.09，与Salpeter值相比太低。
2019-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The UBV(RI)c colors of the Sun
在UBV（RI）c系统的光度数据已被收购的80个太阳模拟星，我们以前推导出高精度的大气参数Teff，log g，和[Fe/H]使用高分辨率，高信噪比光谱。其中46颗和76颗恒星的UBV和（RI）c数据是首次公布。将我们的数据与文献中的数据相结合，UBV（RI）c系统中的颜色，精度约为0.01等，现在可用于112个太阳类似物。多元线性回归用于从这些光度数据和光谱导出的Teff、log g和[Fe/H]值导出太阳颜色。为了最大限度地减少模型相关大气参数中系统误差的影响，我们只使用最接近太阳的十颗恒星的数据，即，太阳孪晶，并得出以下太阳颜色：（B-V）=0.653+/-0.005，（U-B）=0.166+/-0.022，（V-R）=0.352+/-0.007，（V-I）=0.702+/-0.010。这些颜色与使用112个太阳类似物的整个样本得出的颜色一致，误差在1 sigma范围内。我们还利用谱线-深度比与观测到的恒星颜色之间的关系，使用完全独立于模型的方法，并且不将分析限制在太阳双胞胎上。我们发现：（B-V）=0.653+/-0.003，（U-B）=0.158+/-0.009，（V-R）=0.356+/-0.003，（V-I）=0.701+/-0.003，与模型依赖性分析非常一致。
2012-04-03 astro-ph.SR
Power-2 limb-darkening coefficients for the uvby, UBVRIJHK, SDSS ugriz, Gaia, Kepler, and TESS photometric systems
临边暗化是一种重要的恒星现象，在恒星光谱、食双星、凌日行星系统和微透镜事件的研究中必须考虑。幂-2边缘暗化定律与恒星大气模型预测的比强度很好地匹配：它优于其他两参数定律，仅被四参数定律超越。幂2定律的临边暗化系数的预测并不广泛可用。因此，我们计算它们，使用ATLAS（平面平行）代码生成的恒星大气模型。计算了盖亚、开普勒和TESS空间任务以及uvby、UBVRIJHK和SDSS ugriz测光系统的临边暗化系数。计算采用Levenberg-Marquardt最小二乘最小化方法进行，并以100个等距视角的分辨率进行计算。我们使用了9586模型大气覆盖19个金属丰度，有效温度为3500至50000 K，log g值从0.0至5.0，和微湍流速度为0，1，2，4和8公里。我们确认的幂-2法的优越性，在质量方面的配合，比其他两个参数的法律。这对于广泛使用的二次定律尤其重要。我们建议在需要双参数定律的情况下使用幂2定律。
2022-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
WIYN Open Cluster Study LXXX: HDI CCD $UBVRI$ Photometry of the Old Open Cluster NGC 7142 and Comparison to M67
我们目前的$UBVRI$测光的8702颗恒星在一个$0.5 ^\circ\times0.5 ^\circ$领域的NGC 7142的方向，采取了半度成像仪（HDI）在WIYN 0.9米望远镜，以提高知识，这个集群的基本参数。我们的测光范围为$U$ 10.6 - 20.4 mag、$B$ 10.6 - 22.0 mag、$V$ 10.0 - 21.8 mag、$R$ 9.2 - 20.7 mag和$I$ 8.5 - 19.9 mag。使用包括$U$和$B-V$在内的所有四种颜色组合的颜色-颜色图，我们推导出该星团的变红-金属度关系，主层序左边缘基准点的优选值为$E(B-V$ = 0.338 $\pm$ 0.031 mag，[Fe/H] = 0.0 $\pm$ 0.1 dex，其中毕宿星团被用作未红化的参考星团，Cardelli的消光关系被采用，并假定了Yonsei-Yale（$Y^2$）等时线的金属丰度依赖性。我们的数据比较$Y^2$等时线在多个颜色星等图（CMD）产生距离金属丰度和年龄金属丰度的关系，与首选值的$m-M\ =\ 12.65\ \pm\ 0.23$镁和年龄= $4.0 ^{-0.7}_{+1.3}$陀螺。使用Stetson的$UBVI$光度法重新评估M67的参数，得到[Fe/H] = -0.02 $\pm$ 0.05 dex，$E(B-V$）= 0.04 $\pm$ 0…
2020-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Transformation relations for UBV photometric system of 1m telescope at the TÜBİTAK National Observatory
本研究通过T100望远镜对Landolt标准星的长期观测，确定其UBV测光系统的转换关系等参数，验证了与Landolt标准的匹配性，得出该转换关系可用于标准化测光的结论。
2024-12-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2016-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using the CIFIST grid of CO5BOLD 3D model atmospheres to study the effects of stellar granulation on photometric colours. I. Grids of 3D corrections in the UBVRI, 2MASS, Hipparcos, Gaia, and SDSS systems
由于对流的影响，冷星的大气在时间和空间上都是不均匀的，这种不均匀性（称为颗粒化）对颜色的影响从来没有在大范围的有效温度和重力下进行过研究。我们的目标是以定量的方式研究颗粒化对颜色的影响。我们使用CIFIST网格的CO 5 BOLD流体动力学模式来计算新兴的通量。这些又被用来计算UBVRI、2 MASS、依巴谷、盖亚和SDSS系统的理论颜色。每个CO 5 BOLD模型都有一个对应的一维（1D）平面平行LHD模型计算相同的大气参数，我们用来定义一个“3D校正”，可以应用于从任何一维模型大气代码计算的通量计算的颜色。颜色的3D校正通常很小，只有百分之几的量级，但它们远非可以忽略不计。我们发现，当使用颜色作为诊断时，忽略颗粒效应可能会导致Teff被低估高达200 K，并导致重力被高估高达0.5dex。我们发现了当前版本的CIFIST网格在如何处理散射方面的一个主要缺点，这可能导致0.01mag量级的偏移，特别是对于涉及蓝色和UV波段的颜色。我们研究了Gaia和Hipparcos测光系统，发现（G-H_p），（BP-RP）图不受颗粒化的影响。此外，我们指出RVS光度法作为金属丰度诊断的潜力。我们的研究表明，如果我们想用颜色作为F，G，K星的恒星参数的诊断，颗粒化的影响不应该被忽略。一个局限性是，在我们目前的计算中，散射被视为真实吸收，因此我们的3D校正可能是真实效果的上限。（节录）
2018-02-19 astro-ph.SR
Notices to investigation of symbiotic binaries V. Physical parameters derived from UBV magnitudes
在光学上，共生双星的光谱由冷巨星、共生星云和热恒星的贡献组成。强发射线叠加在连续谱上。在本文中，我们介绍了一种简单的方法来提取各个分量的辐射光度UBV的大小。我们将该方法应用于经典的共生星AX Per，AG Dra，AG Peg和Z And，共生新星RR Tel和V1016 Cyg以及经典新星V1974 Cyg在其星云阶段。我们估算了这些系统中星云的电子温度和辐射量，以及共生天体中巨星的V星等。我们的结果是在一个很好的协议与那些独立获得的宝贵的模拟紫外-红外SED。
2010-09-21 astro-ph.SR
The Cepheids of NGC1866: A Precise Benchmark for the Extragalactic Distance Scale and Stellar Evolution from Modern UBVI Photometry
本文对大麦云星系团NGC 1866的24颗造父变星的多波段时间序列数据进行了分析。非常精确的BVI VLT测光与档案UBVI数据相结合，覆盖了一个大的时间窗口，以获得精确的平均震级和周期的典型误差为1-2%和1 ppm，分别。这些结果代表了第一个准确和均匀的数据集的大量样本造父变星属于一个集群，因此共享共同的距离，年龄和原始化学成分。比较由此产生的多波段周期亮度和Wesenwestern关系的经验和理论结果的大麦云的介绍和讨论，推导出的集群的距离和约束的造父变星的质量-光度关系。采用的理论方案也进行了测试，通过比较独立校准的造父变星Wesenweg零点的基础上三角函数和Baade-Wesselink技术。我们的分析表明，一个温和的过冲和/或一个中等的质量损失，可以影响中等质量的恒星演化在这个集群，并给出了18.50 +- 0.01马格的距离模数。所获得的V，I色星等图也进行了分析和比较，与合成模型和理论等时线的年龄和金属丰度的范围内，并为不同的核心过冲效率。结果表明，假设Z = 0.008，NGC 1866的年龄约为1.4亿年，与脉动模型的比较表明，NGC 1866的过冲效应较弱。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multicolour photometry of pulsating stars in the Galactic Bulge fields
我们提出了一个非常拥挤的恒星场朝向银河系隆起的光度学性质的研究。我们在OGLE-II巡天的数千颗变星中寻找脉动星，并在4个Johnson-Rinstein $UBVI_{\rm C}$通带中进行光度测量，补充了变星研究。利用这些数据，我们分析了位于不同距离的物体的特性，并尽可能对其进行分类。
2014-10-20 astro-ph.SR
An investigation of open clusters Berkeley 68 and Stock 20 using CCD UBV and Gaia DR3 data
我们对疏散星团Berkeley 68和Stock 20进行了详细的光度和天体测量分析。这是以地面CCD UBV光度数据为基础，辅以空间盖亚数据第3版光度和天体测量。其中198颗恒星被认为是Berkeley 68的可能成员，51颗恒星被认为是Stock 20的可能成员。双色图被用来推导每个集群的红化和光度金属丰度。Berkeley 68的变红为$E(B-V)=0.520 \pm 0.032$，Stock 20的变红为$0.400 \pm 0.048$ mag。Berkeley 68的光度金属度[Fe/H]为$-0.13 \pm 0.08$ dex，贮备液20的光度金属度[Fe/H]为$-0.01 \pm 0.06$ dex。在保持红化和金属丰度不变的情况下，通过对UBV和Gaia色星等图拟合等时线，确定了星团的距离模量和年龄。光度距离为伯克利69的$d=3003 \pm 165$ pc和股票20的$2911 \pm 216$ pc。伯克利68和斯托克20的聚类年龄分别为$2.4 \pm 0.2$ Gyr和$50 \pm 10$ Myr。发现Berkeley 68和Stock 20的当前质量函数斜率分别为$Γ= 1.38 \pm 0.71$和$Γ= 1.53 \pm 0.39$。这些值与Salpeter（1955）的值一致。Berkeley 68和Stock 20的弛豫时间分别估计为3…
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2018-05-30 astro-ph.SR
CCD UBV Photometry and Kinematics of the Open Cluster NGC 225
本文介绍了疏散星团NGC 225的CCD $UBV$测光和分光观测结果。为了确定NGC 225的结构参数，我们计算了该星团视场内的恒星密度分布。我们利用现有的天体测量数据估计了这些恒星是星团物理成员的概率。在确定星团的天体物理参数时，使用了星团中最可能的成员。我们计算的平均径向速度为$V_{r}=-8.3\pm 5.0$公里的$^{-1}$从8颗恒星的光谱在集群的领域。利用U-B vs. B-V双色图和F-G型主序星的紫外超光谱，推测NGC 225的红化和金属丰度分别为$E(B-V)=0.151\pm 0.047$ mag和$[Fe/H]=-0.11\pm 0.01$ dex。用PARSEC等时线拟合了NGC 225的色星等图，得到该星团的距离模数、距离和年龄分别为：$μ_{V}=9.3\pm 0.07$ mag，d=585 $\pm$ 20 pc和$t=900\pm 100$ Myr。我们还估算了该星系团的银河轨道参数和空间速度分量，发现该星系团的轨道为$e=0.07\pm 0.01$的微偏心轨道，轨道周期为$P_{orb}= 255\pm 5$ Myr。
2016-06-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Strömgren photometry and spectroscopy of the Delta Scuti stars 7 Aql and 8 Aql
描述了盾牌座$(ubvy-β$变星\astrobj{7 Aql}和\astrobj{8 Aql}的光度观测和光谱观测。导出了这两颗星的Strömgren标准指数和物理参数。考虑到光谱学和光度学的结果，将F0 V和F2 III的光谱类型分别指定为\astrobj{7 Aql}和\astrobj{8 Aql}。还分析了微分$uvby$光曲线。进行了多色模式识别的尝试。
2009-12-15 astro-ph.SR
On the RR Lyrae stars in globulars: IV. $ω$ Centauri Optical UBVRI Photometry
对银河系球状星团$ω$ Cen（NGC 5139）中的变星进行了新的精确均匀的光学UBVRI测光。我们获得了8202张CCD图像，时间间隔为24年，天空面积为84 x48弧分。目前的数据与文献中的数据进行了补充，并为187个候选$ω$ Cen RR Lyrics（RRL）提供了新的均匀脉动参数（平均幅度，光度幅度，周期）。其中，我们有101 RRc（第一泛音），85 RRab（基本）和一个单一的候选RRd（双模）变量。候选Blazhko RRL显示介于RRc和RRab变量之间的周期和颜色，表明它们是过渡对象。周期分布和贝利图的比较表明，在$ω$岑RRL显示长周期的尾巴不存在于典型的奥斯特霍夫II（OoII）球状星团。矮椭球和超暗矮星的RRL具有介于Oosterhoff中间星团和OoII星团之间的性质。金属丰度在形成上述证据方面起着关键作用。这些发现并不支持$ω$ Cen是一个被破坏的矮星系的核心残骸的假设。使用光学周期，Wesenweg的关系，是红自由和最低限度地依赖于金属，我们发现一个平均距离$ω$ Cen的13.71 $\pm$ 0.08 $\pm$ 0.01马格（半经验和理论校准）。最后，我们反演了I波段周期-亮度-金属丰度关系，以估计单个RRL的金属丰度。金属丰度分布与文献中可用的光谱和光度金属丰度估计相当吻合。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary interactions and UV photometry on photometric redshift
使用Hyperz代码（Bolzonella等人，2000年），我们提出的光度红移估计的随机样本的星系选择的SDSS/DR 7和GALEX/DR 4，光谱红移也可。我们证实，包括紫外测光提高了那些星系的g*-r* < 0.7和z_spec < 0.2的photo-zs的准确性。我们还解决了二元相互作用如何影响photo-z估计的问题，并发现它们的影响可以忽略不计。
2010-06-23 astro-ph.SR
A study of the Czernik 2 and NGC 7654 open clusters using CCD UBV photometric and Gaia EDR3 data
我们利用CCD UBV测光和盖亚早期数据发布3（EDR 3）测光和天体测量数据分析了疏散星团Czernik 2和NGC 7654。这两个集群的结构参数，包括Czernik 2的物理尺寸为r=5和NGC 7654为8分钟。我们计算的成员概率的基础上，他们的自行组件中释放的盖亚EDR 3。为了识别星团的成员星，我们使用这些成员概率，同时考虑到位置和双星对主序星的影响。我们使用的成员概率高于$P=0.5$，以确定28个成员恒星的Czernik 2和369 NGC 7654。我们估计颜色过剩和金属分别使用双色图，以获得均匀确定的参数。推导出的$E(B-V)$色过量为：Czernik 2为0.46（0.02）等，NGC 7654为0.57（0.04）等。这两个星团的金属丰度都是首次获得，Czernik 2为-0.08（0.02）dex，NGC 7654为-0.05（0.01）dex。保持红化和金属丰度为常量，我们拟合PARSEC模型使用颜色-星等图，从而估计距离模量和年龄的两个集群。我们得到Czernik 2和NGC 7654的距离模量分别为12.80（0.07）等和13.20（0.16）等，分别与1.2（0.2）Gyr和120（20）Myr的年龄相吻合。星系团的距离计算使用盖亚EDR 3三角函数和文献进行了比较。我们发现在这项研究中获得的距离和文献之间的良好协议。目前，这两个星系团的质量函…
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Recent photometry of symbiotic stars - XIII
我们提出了新的多色（UBVRcIc）光度观测的经典共生星，EG和，Z和，BF Cyg，CH Cyg，CI Cyg，V1329 Cyg，TX CVn，AG Dra，Draco C1，AG Peg和AX Per，在2007.1和2011.9之间进行。本文的目的是提出新的数据，我们的监测计划，描述其光变曲线的主要特点，并指出问题，为他们今后的调查。采用经典的光电测光法和CCD测光法获得数据。
2012-03-22 astro-ph.SR
A UBVI and uvbyCaHbeta Analysis of the Intermediate-Age Open Cluster, NGC 5822
NGC 5822是一个中等年龄的疏散星团，其面积比天空中的满月还要大。在UBVI和uvbyCaH β系统上对该星团的CCD观测表明，该星团叠加在一个E（B-V）> 0.35等的严重红化背景星场上，而该星团在E（b-y）= 0.075 +/- 0.008等或E（B-V）= 0.103 +/- 0.011等处有小而均匀的红化，分别基于48和61个可能的A和F矮星单星成员。引用的误差包括内部光度精度和外部光度不确定度。由61个可能的F星单星成员计算出的金属丰度为：[Fe/H] = -0.058 +/-0.027（sem）（以m_1计）和0.010 +/-0.020（sem）（以hk计），加权平均值为[Fe/H] = -0.019 +/-0.023，其中误差仅指测光的内部误差。在红化和金属丰度固定的情况下，通过与VI和BV的适当等时线进行比较，获得了星团年龄和表观距离模量，分别为0.9 +/- 0.1 Gyr和9.85 +/- 0.15。这个巨大的分支仍然由两个不同的恒星群主导，尽管较亮的恒星群似乎更适合核心氦燃烧阶段，而较暗的恒星群则横跨第一个上升的红巨星分支。已经确定了四个潜在的新的集群成员，平均分配给两组。对延伸到主序的UBV双色数据的重新分析表明，它在E（B-V）= 0.10附近变红而不是旧的0.15，导致[Fe/H]在-0.16和0.00之间。较低的红化和年轻的集群上以前的分析集…
2011-08-02 astro-ph.SR
Astrometric and photometric study of Dias 4, Dias 6 and other five open clusters using ground based and Gaia DR2 data
本文利用UBVRI CCD光度计（Johnsons-Meinins系统）和Gaia DR 2资料对7个南半球疏散星团进行了研究。Dias 4、Dias 6和其他四个星团的UBVRI光度观测结果是首次确定的。从观测的UBVRI数据，我们得到了光度成员的概率估计，并使用自行从UCAC 5目录，我们还确定了运动学成员。从盖亚DR 2天体测量数据，我们确定恒星成员使用自行和松弛，考虑到完整的协方差矩阵。对于这两个独立的数据集和成员资格，我们应用我们的非主观的多维全局优化工具，以适应理论等时线，以确定距离，年龄，红化，金属丰度和二进制分数的集群。平均自行、距离和年龄的结果是一致的，但从盖亚DR 2数据获得的结果在成员选择和估计参数方面都更精确。在NGC 6087的情况下，造父变星S Nor，疏散星团的成员，被用来获得一个独立的距离估计，证实了我们的拟合方法确定的。我们还报告了一个偶然发现的两个新的集群在扩展领域附近原来是迪亚斯4。
2018-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improved Main Sequence Turnoff Ages of Young Open Clusters: Multicolor UBV Techniques & the Challenges of Rotation
年轻的疏散星团的主序星熄灭年龄会因熄灭点稀疏而变得复杂，具有高的二进制分数，可能受到微分红化的影响，并且通常包括一些特殊的恒星。此外，恒星的自转对恒星的光度测量和演化时间尺度也有很大的影响。在本文中，我们分析了12个附近的疏散星团，年龄从50百万年到350百万年，如何宽带UBV颜色颜色的关系可以用来识别关闭的恒星是恒星，蓝离散，某些类型的双星，或受微分红化。这种UBV颜色-颜色分析还直接测量聚类的E（B-V）并估计其[Fe/H]。不受这些特性影响的关闭星创建了更窄且更清晰定义的集群关闭。使用四个常见的等时模型，其中两个考虑旋转，我们拟合集群参数使用这些选定的关闭星和主序星。比较光度适合集群距离的基础上盖亚DR 2的视差发现，他们是一致的所有集群。对于更老的（> 1亿年）星团，如昂宿星团和毕宿星团，与基于锂耗尽边界法的年龄比较发现，所有四个等时模型的这些清洁的关闭年龄都在10%以内。然而，对于较年轻的星团，只有考虑旋转的日内瓦模型与基于锂的年龄一致，而基于非旋转等时线的年龄迅速偏离，变得年轻30%至80%。这说明了旋转对于推导最年轻（<1亿年）星团年龄的重要性。
2018-07-27 astro-ph.SR
Bayesian Investigation of Isochrone Consistency Using the Old Open Cluster NGC 188
本文提供了一个详细的比较的差异，从星团的颜色星等图取决于所使用的过滤器和模型的参数。我们检查的一致性和可靠性的拟合三个广泛使用的恒星演化模型的光学和近红外测光的老疏散星团NGC 188的15个组合。光学滤波器响应曲线与理论系统的响应曲线相匹配，因此不是拟合不一致的来源。NGC 188非常适合本研究，这要归功于各种高质量的测光和可用的自行和径向速度，使我们能够删除非星系团成员和许多双星。我们的贝叶斯拟合技术产生推断值的年龄，金属丰度，距离模量和吸收的光度带组合和恒星模型的函数。我们发现，历史上青睐的UBV和VRI的三个波段组合可以是有意义的不一致，彼此和较长的基线数据集，如UBVRIJHKs。各套模型之间的差异也可能很大。例如，将Yi et al.（2001）和Dotter et al.（2008）模型拟合到NGC 188的UBVRIJHKs测光，得到以下星系团参数：年龄={5.78 ± 0.03，6.45 ± 0.04} Gyr，[Fe/H]={+0.125+-0.003，-0.077+-0.003} dex，m-M={11.441+-0.007，11.525 +-0.005} mag，Av={0.162+-0.003，0.236 +-0.003} mag，分别在正式的拟合误差内，这两个拟合是实质上和统计上不同的。使用不同的过滤器和模型之间的这种差异是一个警示故事，关于我们目前的能…
2015-01-06 astro-ph.SR
Photometric search of orbital periods in symbiotic stars
介绍了1997 - 2008年在托伦附近的Piwnice天文台对3颗共生星ZZ CMi、TX CVn和AG Peg进行的UBVRI测光。为了搜索这些恒星的轨道周期，使用了傅立叶分析。对于其中的两个，TX CVn和AG Peg，我们已经确认了较早的已知周期。对于ZZ CMi，我们发现了一个相对较短的周期218.59天。假设轨道周期是原来的两倍（P=437.18天），光变曲线中的双正弦波可以用椭球效应来解释。
2010-03-02 astro-ph.SR
Photometry of the progenitor of Nova Del 2013 (V339 Del) and calibration of a deep BVRI photometric
Asiago板块档案已经被搜索，以寻找覆盖新星Del 2013（V339 Del）的天空区域的旧板块。我们特意校准了一个深BVRI光度序列，测量了原始恒星的亮度。Asiago板上祖细胞的平均亮度为<B>=17.27和<V>=17.6，平均颜色（B-V）=-0.33。在B带的变化的总振幅为0.9马格。颜色和可变性是一致的祖先占主导地位的排放吸积盘。2012年4月，APASS全天巡天也勉强探测到了它的前身。我们将来自三次单独访问的CCD图像叠加，并在B=17.33+/-0.09和V=17.06+/-0.10 mag.
2013-12-20 astro-ph.SR
A deep optical survey of young stars in the Carina Nebula. I. -- UBVRI photometric data and fundamental parameters
本文呈现了船底座星云135,071颗恒星的深度UBVRI测光数据，结合多波段交叉匹配构建主星表，测定了星团基本参数、红化规律与距离，并筛选出大量前主序成员星，为后续研究提供了高遗产价值的数据。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparisons of Different Fitting Methods for the Physical Parameters of A Star Cluster Sample of M33 with Spectroscopy and Photometry
星团是研究星系形成和演化的良好示踪剂。我们比较了不同的拟合方法，通过使用光谱（或结合光度学）来确定物理参数。我们选择了M33中的17个星团的样本，这是以前缺乏光谱观测的。低分辨率光谱是用中国国家天文台兴隆2.16米反射镜拍摄的。拟合中使用的光度测定包括来自SAGE调查的$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$波段，以及已发布的$UBVRI$和$ugriz$光度测定。我们首先用{ \sc ULySS}（Vazdekis et al. and { \sc pegase-hr}）SSP模型和Bruzual \& Charlot（2003）（BC 03）恒星星族综合模型进行全谱拟合，得到了年龄和金属丰度。BC 0 3和{ \sc ULySS}模型的拟合结果也与前人的工作一致。然后在光谱拟合中加入SAGE $\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$光度法。结果似乎变得更好，特别是对于Padova 2000+Chabrier IMF集。最后，我们添加更多的光度数据，$UBVRI$和$ugriz$，在拟合，我们发现，结果并没有显着改善。因此，我们得出结论，光度学对于改善拟合结果是有用的，特别是对于蓝色带（$λ<4000$），例如，$\rm u_{SC}$和$\rm v_{SAGE}$带。最后，我们讨论了星团的“紫外过剩”现象，通过对$GALEX$ FUV、NUV测光结果…
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deriving physical parameters of unresolved star clusters. II. The degeneracies of age, mass, extinction, and metallicity
本文是第二个系列，调查的随机性和简并性问题，阻碍推导的年龄，质量，消光，和金属的未解决的星团在外部星系时，宽带测光。虽然论文我集中在推导年龄，质量和灭绝的星团一个固定的金属丰度，我们在这里推导出这些参数的情况下，金属丰度是让自由变化。使用几种不同的过滤系统（$UBVRI$，$UBVRIJHK$，GALEX+ $UBVRI$），这使得最佳地减少集群物理参数之间的不同退化的结果。年龄，质量，和灭绝的人造星团的样本是通过比较它们的宽带集成的大小与一个大网格的集群模型与各种金属丰度的大小。研究了大量人工集群，以在集群模型中考虑随机性时模拟年龄、质量、灭绝和金属性参数空间中的不同简并性。我们发现，没有先验知识的金属丰度，光学波段（$UBVRI$）未能允许一个正确的推导的年龄，质量和灭绝，因为不同的金属丰度模型之间的强简并。添加近红外信息（$UBVRI$ + $JHK$）略微有助于改善参数推导，但金属度除外。添加紫外线数据（GALEX+ $UBVRI$）对推导这些参数有很大帮助，并且当光度误差具有高斯分布时，允许限制金属丰度，其中$UBVRI$的标准偏差为0.05 mag，GALEX波段的标准偏差为0.15 mag。
2014-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental parameters of RR Lyrae stars from multicolour photometry and Kurucz atmospheric models -- II. Adaptation to double-mode stars
我们的光度流体动力学方法推广到确定多周期径向脉动星的基本参数。本文报道了GSC 4868 - 0831的302个UBV（RI）_C Johnson-Kron-Bronins观测结果。利用这些光度数据和已发表的V372 Ser的光度数据，确定了它们的金属丰度、红化、距离、质量、半径、平衡光度和有效温度。结果强调了使用包括紫外波段在内的多色测光对RR型天琴座星进行适当分类的必要性：我们的U观测结果表明，GSC 4868 - 0831是一颗以两种径向模式脉动的次巨星，V372 Ser是一颗大小和质量与RRd星相当的巨星。
2011-11-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
New Close Binary Central Stars of Planetary Nebulae from Gaia DR3 Epoch Photometry
近距离的双星相互作用在行星状星云的形成和成形中起着关键作用。然而，只有一小部分的银河系行星状星云被认为是近距离双星系统的宿主。许多这样的系统可以通过光度变化来检测。我们搜索了最近发表的时代测光数据从盖亚DR3行星状星云中心恒星与周期性光度变化指示的二进制，发现四个以前未知的密切的二进制。
2022-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
PHOTOMETRYPIPELINE: An Automated Pipeline for Calibrated Photometry
PHOTOMETRYPIPELINE（PP）是一个自动化的流水线，它通过图像配准、光圈光度测定、光度测定校准和目标识别，从成像数据中生成校准的光度测定，只需最少的人工交互。PP利用广泛使用的Source Extractor软件进行源识别和孔径光度测定; SCAMP用于图像配准。图像配准和光度校准都是基于匹配的现场明星与星表，需要各自领域的目录覆盖。许多不同的天体测量和测光星表可以在线查询。依靠足够数量的背景恒星进行图像配准和光度校准，PP非常适合分析中小型望远镜的数据。相对于登记中使用的星表，PP获得的校准星等通常精确到0.03等，天体测量精度为0.3弧秒。该管道由一个用Python 2.7编写的开源软件套件组成，可以在简单的桌面机器上运行在基于Unix的系统上，并能够进行实时数据分析。PP是为观测移动目标而开发的，但也可用于分析任何类型的点源观测。
2017-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
S-PLUS: Photometric Re-calibration with the Stellar Color Regression Method and an Improved Gaia XP Synthetic Photometry Method
本文利用改进的Gaia XP合成测光方法和恒星颜色回归方法对S-PLUS DR4测光数据进行再定标，修正了位置相关系统误差，使零点精度提升两到三倍，为高精度科学研究奠定数据基础。
2023-09-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
