Constraining the age of young stellar clusters via the amplitude of photometric variability
恒星年龄的测定是天体物理研究中的一项重要任务。现在使用不同的方法，要么依赖于模型，要么基于校准的经验关系。当不同的方法以互补的方式使用时，通常会获得最可靠的结果。我们提出了一种新的方法来确定年轻恒星协和疏散星团（年龄< 125百万年）的年龄，它可以允许进一步限制年龄时，与其他方法一起使用。我们探讨了5个年轻的协会和集群的颜色和旋转周期的箱的光度变化的幅度，这些协会和集群的年龄跨度从1-3百万年到6.25亿年（金牛座，rho蛇夫座，上天蝎座，昂宿星和Praesepe），它们都具有高质量的时间序列光度从开普勒K2运动。在低质量的制度，我们发现，类似的颜色和旋转周期，但不同的年龄的恒星表现出不同的光度变化幅度，与年轻的恒星表现出更大的光度变化比老恒星。具有相似颜色和自转周期的恒星的光度变化幅度随年龄的下降在原则上可以被校准，并被采用作为一个额外的经验关系，以限制年轻的协会和疏散星团的年龄，只要时间序列测光是可用的低质量的成员。
2020-12-02 astro-ph.SR
Photometric variability of 14 PMS stars in the NGC 7000/IC 5070 complex
介绍了2013年4月至2015年9月期间14颗前主序星的CCD多色BVRI观测的新光度数据。研究对象位于NGC 7000/IC 5070恒星形成复合体的“墨西哥湾”区域。我们研究的恒星在所有光学通带中都表现出不同类型的光度变化。利用我们的长期观测和其他作者发表的数据，我们试图确定观测到的亮度变化的原因。在我们的新数据的基础上，以前未知的周期性恒星LkH_alpha 189（2.45天）的光变曲线被记录下来。
2015-11-17 astro-ph.SR
The nature of the photometric variability of HgMn stars: A test of simulated light curves of ϕ Phe against the TESS data
已知重元素的不均匀表面分布会导致磁性化学特殊恒星的周期性光变。目前还不清楚汞锰（HgMn）恒星在多大程度上也适用同样的范式。我们的目标是建模的光度变化的HgMn星的HgMn Phe使用从高分辨率光谱获得的丰度图，并研究这种变化如何随时间演变。我们计算网格的ATLAS 12模型大气和相应的SYNSPEC合成光谱。在此网格内插值，并在不同的旋转相位的可见恒星表面上的比强度积分，我们得到的理论光变曲线的恒星。我们预测的可变性，在紫外线和可见光谱区的振幅的数量级的毫米，主要是由钇，铬，钛线的吸收。我们还展示了这种变化是如何影响的重元素的分布随时间的变化。预测的光变率的主要特征大致对应于TESS卫星观测到的恒星的变化。
2019-12-16 astro-ph.SR
Study of the long-term $BVR_{c}I_{c}$ photometric variability of eight PMS stars in the young open cluster Trumpler 37
本研究通过2008至2022年的长期多波段CCD测光，分析 Trumpler 37 中八颗主序前恒星的光变特征与成因，并在两个天体中发现周期性。
2023-05-24 astro-ph.SR
Analysis of photometric and spectroscopic variability of red supergiant Betelgeuse
参宿四是一颗脉动的红超巨星，其亮度是半周期性变化的，并在2020年2月达到历史最低值，即大调光。本研究的目的是根据现有的档案数据来描述参宿四的变化，并研究光变的可能原因。许多光谱，从紫外和光学区域，进行了评估光谱分析。谱主要用于确定大气不同层的径向速度及其长期演变。此外，还在不同的过滤器中分析光度数据，以构建光变曲线并确定变化周期。光谱和光度的变化进行了比较，并与大调光的背景下。两个最主要的光度周期是$ P_{1} = 2190 \pm 270 \: \rm d $和$ P_{2} = 417 \pm 17 \: \rm d $，而主要的光学径向速度周期是$ P_{1, v_{\rm r}} = 2510 \pm 440 \: \rm d $和$ P_{2, v_{\rm r}} = 415 \pm 11 \: \rm d $。同时，由紫外光谱确定的径向速度也具有明显的变化性，与光球速度的变化性不同，其变化周期较长。我们把这些速度归因于外流风底部的速度。我们还报告了最大的恒星风速在大调光，伴随着以前报道的最低亮度和最大的光球径向速度。在变暗之后，参宿四的变率模式发生了根本性的变化，现在取而代之的是一个较短的$ \sim 200 \: \rm d $周期。
2022-11-08 astro-ph.SR
A Multi-wavelength, Multi-epoch Monitoring Campaign of Accretion Variability in T Tauri Stars from the ODYSSEUS Survey. II. Photometric Light Curves
本研究通过多历元多波长测光监测四颗经典T Tauri星的吸积变性，发现其光变曲线显著变化且与质量吸积强相关，但关系因目标和历元而异，提示测光作为吸积直接度量需谨慎。
2024-05-31 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of 53 Per
本文介绍了对SPB型星53Per的光变的新研究。BRITE测光的分析使我们能够确定八个独立的频率和组合频率。其中五个频率和一个组合以前是未知的。此外，我们在大约六个月的时间里收集了1800多个新的中分辨率和高分辨率光谱。他们的频率分析揭示了四个独立的频率和一个组合，所有这些都与BRITE的结果一致。
2017-12-06 astro-ph.SR
Photometric Variability in Kepler Target Stars. III. Comparison with the Sun on Different Timescales
我们利用开普勒的数据来研究太阳型和较冷的恒星在不同的时间尺度，从半小时到3个月的精密微分光度变化。我们定义了一个诊断，其特征在于一个给定的时间尺度的数据箱之间的中值差分强度变化。我们将相同的诊断应用于SOHO数据，这些数据已被渲染为与开普勒相当。太阳在所有的时间尺度上都表现出与开普勒视野中类似的太阳型恒星相似的光度变化（它并不异常安静）。先前定义的光度“范围”作为我们的活动代理（由星点覆盖范围驱动）。我们重新审视开普勒场中比太阳更活跃的可比恒星的比例。确切的活跃部分取决于“比太阳更活跃”的含义，以及所考虑的恒星样本的星等限制。这个活跃的分数在四分之一和三分之一之间（取决于时间尺度）。我们认为，一个可靠的结果需要半天或更长的时间尺度和恒星比开普勒14等亮，否则非恒星噪声歪曲它。我们还分析了主序星分组的温度从6500- 3500 K。当一颗恒星移向较冷的恒星时，活跃的恒星比例会逐渐变大（早期M矮星的活跃比例超过90%）。对于那些在太阳变化范围内具有长期变化的较冷恒星来说，太阳在所有时间尺度上都是一个很好的光度模型。
2013-03-30 astro-ph.SR
The variability of Sun-like stars: reproducing observed photometric trends
太阳和低磁活动水平的恒星，当它们的活动增加时，在光度上变得更亮。磁性更活跃的恒星表现出相反的行为，当它们的活动增加时会变得更暗。我们再现观测到的光度变化的恒星的模型，把恒星作为假设的太阳覆盖的磁性功能不同的太阳。该模型将恒星光谱的变化归因于太阳大气中不同成分（如暗星斑和亮光斑）的贡献之间的不平衡。恒星光谱是从各个组成部分的光谱中计算出来的，通过用相应的圆盘面积覆盖来加权它们。后者是通过外推的太阳黑子和光斑盘面积覆盖度的色球活动的恒星与不同水平的平均色球活动的依赖性。我们发现，恒星黑子的贡献增加更快的变化与色球活动比光斑的贡献。这导致了从院系主导的变化和直接的活动-亮度相关的斑点主导的变化和逆活动-亮度相关的色球活动水平的增加。我们已经表明，制度的变化也取决于恒星旋转轴和视线之间的角度和恒星表面上的活动区域的纬度分布。我们的模型可以用来作为一种工具，外推观测到的光度变化的太阳，类日恒星在不同的活动水平，这使得太阳和恒星的辐照度数据之间的直接比较成为可能。
2014-06-09 astro-ph.SR
A Search for Photometric Variability in L and T type Brown Dwarf Atmospheres
利用Lick天文台3米Shane望远镜上的Gemini红外照相机，对15颗L型和T型棕矮星（包括7颗疑似光谱双星）的宽波段J和K'光度变化进行了研究。其中四个矮星系--2 MASS J 0939 -2448、2 MASS J1416+ 1348 A、2 MASS J1711+2232和2 MASS J2139+0220 --在约0.5小时至6天的时间尺度上表现出统计学上的显著变化。我们对2 MASS J2139+0220变异性的检测证实了Radigan等人的报告，并且周期图和相位分散最小化分析也证实了约7.6 +/-0.2小时的变化周期。值得注意的是，四个变量中有两个是已知的或候选的双星系统，包括2 MASS J2139+0220，我们在一年的时间里只发现了径向速度变化的边缘证据。这一结果表明，一些光谱双星候选者可能会出现这样的，由于混合的多云和非多云地区在一个单一的“斑块”的大气。我们的研究结果与35 +/-5%的总体变异分数一致，没有明确的证据表明在L矮星/T矮星过渡的褐矮星之间存在更大的变异性。
2013-01-03 astro-ph.SR
Understanding the photometric variability of ζ Ori Aa
利用多色BRITE测光方法研究了磁O型超巨星$ζ$ Ori Aa的光变。我们确认了已知的旋转频率$f_{\rm rot} = 0.15 \pm 0.02$ c/d，并检测到其一些高次谐波，其中$4f_{\rm rot}$与已知的DAC递归时标兼容。得益于同步高分辨率CHIRON光谱，我们可以识别由星周环境引起的另一个频率$f_{\rm env} = 0.10 \pm 0.02$ c/d。星周环境的变化被认为是造成观测到的BRITE光变曲线之间差异的原因。
2016-10-18 astro-ph.SR
The unusual photometric variability of the PMS star GM Cep
本文报道了2011年4月至2014年8月期间对前主序星GM Cep的UBVRI光度观测结果。所提供的数据是我们从2008年开始对这颗恒星进行光度监测的延续。GM Cep位于年轻的疏散星团Trumpler 37的区域，在过去的几年里，它一直是一个密集的光度和光谱研究的对象。这颗恒星表现出强烈的光度变化，在以前的研究中被解释为EXor类型的可能爆发。六年多的测光数据显示出大幅度的变化（Δ V ~ 2.3等）。并且观察到亮度的几个深最小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。观察到的亮度下降有不同的形状，没有发现周期性的证据。与此同时，经典金牛座T星典型的高振幅快速亮度变化也出现在GM Cep的光变曲线上。GMCep的光谱显示出典型的金牛座T星的宽H/α发射线和一些金属的吸收线。我们计算出H/α发射区的外半径为10.4 +/-0.5 Rsun，吸积速率为1.8 × 10 -7 Msun/yr。
2015-02-26 astro-ph.SR
The Cluster AgeS Experiment (CASE). Detecting Photometric Variability with the Friends of Friends Algorithm
我们适应的朋友的朋友算法的光变曲线的分析，并表明它可以成功地应用于搜索瞬态现象在大型光度数据库。作为一个测试案例，我们搜索OGLE-III光变曲线已知的矮新星。控制参数的单一组合允许将搜索范围缩小到1%的数据，同时达到$\sim$ 90%的检测效率。搜索涉及$\sim$ 2%的数据和三个控制参数的组合可以显着更有效-在我们的情况下，达到100%的效率。该方法还可以相当有效地检测半规则或严格的周期性变化。我们报告了在球状星团M22中发现的28个新的变星，这些变星在早些时候已经用相似性搜索算法进行了检验
2018-04-23 astro-ph.SR
Modeling the Photometric Variability of Alpha$^2$ CVn with a Dynamical Magnetosphere
猎犬座α（Alpha $^2$ Canum Venaticorum，简称AM CVn）是一颗强磁星，具有特殊的化学特征和周期性变化，长期以来一直被认为是由于磁性元素通过光球层扩散，导致恒星表面的化学斑点。然而，最近对其他磁热恒星的研究与表面上方的磁层云一致。在这里，我们采取了一种新的方法来建模AM CVn与简化的动态磁层（DM）和倾斜，偏移磁偶极子重现其过境系外行星调查卫星（TESS）的变化。我们的偶极子模型也很好地再现了Silvester，Kochukhov和Wade（2014）的AM CVn磁表面图。它的紫外线变化，从IUE档案光谱，也是与传统的红化模型。我们进一步讨论了磁层对系统中其他可观测量的影响，得出结论认为它不太可能存在于AM CVn中。
2022-07-21 astro-ph.SR
Photometric Variability in the CSTAR Field: Results From the 2008 Data Set
中国小望远镜阵列（CSTAR）是在南极洲Dome A建造的第一个望远镜设施。在2008年观测季节，该装置在i波段对南天极周围20 ° 2 CSTAR视场内的18 145个目标进行了长基线和高节奏光度观测，目的是监测Dome A的天文观测质量并探测各种类型的光度变化。使用敏感和强大的检测方法，我们发现274个潜在的变量从这个数据集，其中83个是新发现的。我们的特点，其中大部分，提供的周期，幅度和类的变化。所有这些变量的目录，以及它们的统计特性的讨论。
2015-05-06 astro-ph.SR
Fast Photometric Variability of Very Low Mass Stars in IC 348: Detection of Superflare in an M-dwarf
我们在这里提出的光学I波段光度变化的研究，直到$\simeq$ 19等的年轻（$\sim$ 2-3百万年）恒星形成区IC 348在英仙座分子云。我们的目标是探索包括褐矮星在内的极低质量恒星的快速自转（以小时为时间尺度）。从177光变曲线的样本，使用我们的新的I波段观测，我们检测到新的光度变化在22个年轻的M-矮星，包括6个BD，这是真正的成员在IC 348和良好的特点，在光谱类型的M-矮星。在22颗变星中，包括一颗BD在内的11颗M矮星表现出3.5 - 11小时的小时尺度周期性变化，其余的都是非周期性的。有趣的是，在2016年12月20日的一个晚上的数据中，在一颗年轻的M2.75矮星中检测到了一个光学耀斑。根据耀斑的光变曲线，我们估计出耀斑的能量为1.48 $\times$ 10 $^{35}$尔格.观测到的耀斑能量的不确定性为百分之几十，接近超级耀斑范围（$\sim$ 10 $^{34}$尔格），这是很少在活动的M矮星中观察到的。
2020-11-13 astro-ph.SR
Photometric Variability of the T2.5 Brown Dwarf SIMP J013656.5+093347; Evidence for Evolving Weather Patterns
我们报告了在明亮的T2.5棕矮星SIMP J013656.5+093347中发现的光度变化。在四个不同的夜晚获得了几个小时的连续J波段测光。光变曲线显示出周期约为2.4小时的周期性调制，峰-峰振幅约为50 mmag，并且具有显著的夜间演变。我们认为，光变曲线调制是由于棕矮星的旋转和长期的变化来自表面特征的演变和/或差异旋转。我们在J和Ks波段的一个晚上获得了互补的观测结果;该物体在两个波段都显示出相关的光度变化，尽管KS波段的振幅较小。Ks和J变异幅度的比率对起作用的物理机制施加了强约束。基于棕矮星大气的理论模型，我们的研究结果表明，SIMP 0136的大气是由无颗粒和较冷（约100 K）的含颗粒的云区。这一发现及其解释为所谓的J带增亮提供了一个自然的解释。
2009-06-22 astro-ph.SR
Photometric variability of candidate white dwarf binary systems from Palomar Transient Factory archival data
我们提出了一个样本的59个周期变量从帕洛玛瞬态工厂，从公布的目录中选择的白矮星（WD）的候选人。的变化可能是由于椭球变化的潮汐扭曲的同伴引起的重力的主要（WD或热亚矮星）或反射热发射的较冷的同伴。我们搜索了11311光谱或光度选择WD候选人从三个热星/WD目录，使用Lomb-Scargle周期图挑选出有前途的来源。我们目前的候选人，其中45个以前没有被确定为周期性变量的周期估计，并发现，大多数有一个周期短于几天。此外，我们讨论了我们的样本中的食系统，并提出了选定的源的光谱数据。
2016-07-03 astro-ph.SR
An R- and I-Band Photometric Variability Survey of the Cygnus OB2 Association
我们提供了一个在以天鹅座OB 2星协为中心的两个21 '.3 X 21'.3视场内发现的光度变星目录。尽管天鹅座OB 2充满了早期型大质量恒星，但迄今为止还没有对它进行深入的光学变率研究，这可能是由于该区域大部分地区都存在着高而多变的消光（可达A_V ~ 20）。在这里，我们提供了第一个可变性研究的结果与空间覆盖（~ 0.5度）和光度深度（R ~ 21等）的组合。我们发现121颗恒星在R-和I-波段都是可变的，其中116颗是新发现的。在121个变星中，我们发现了27个食双星（EBs）和食双星候选者，20个潜在的Herbig Ae/Be星和52个脉动变星。明确赫比格Ae/Be恒星的状态和星团成员身份将解决天鹅座OB 2的年龄和恒星形成历史的不确定性。我们将我们的目录与该地区的已知变量和双星，2 MASS近红外（NIR）数据和钱德拉X射线观测相匹配，以找到其他波长的新变量的对应物。
2010-09-28 astro-ph.SR
Comparison of photometric variability before and after stellar flares
太阳声频谱中的能量已知与耀斑相关，但不知道恒星耀斑是否也是如此？为了回答这个问题，我们分析了39颗类太阳恒星的73次耀斑。这些耀斑是在开普勒太空船观测到的854颗类太阳恒星中发现的，这些恒星的参数是用星震学测量的。虽然我们无法确定一个统计上显着的增强能量的高频部分的耀斑后的声谱相比，这些恒星的耀斑前的光谱，我们确定了一个更大的变化之间的能量的高频部分的后和耀斑前的声谱相比，在随机时间的光谱。
2013-12-02 astro-ph.SR
The Identification of 93 Day Periodic Photometric Variability for YSO YLW 16A
年轻恒星天体的周期性变化为活跃的动力学机制提供了间接证据。恒星黑子、吸积、恒星伴星和盘状遮蔽都可能导致YSO的光度变化。作为一个正在进行的研究的一部分，罗夫星形成区，我们报告的发现92.6天的周期变化的I类YSO YLW 16A，观察了三年。一个SED模型是适合可用的光度数据的对象。我们提出了一个三重系统，其中一个周期为93天的内联星被一个扭曲的环联星盘所食。次级的性质是不受约束的，可能是恒星或亚恒星。我们报告发现了一个第三同伴在一个预计的分离约40 AU，可以解释环二磁盘翘曲。这个光变曲线和模型与我们在以前的工作中为WL 4提出的模型相似。了解这些系统可能会导致对恒星演化和行星形成的性质的见解，并为未来的理论建模和YSO的近红外和中红外天气调查提供有价值的基准。
2013-04-08 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XXXVI: The Long-Term Photometric Variability of Nearby Red Dwarfs in the VRI Optical Bands
我们提出了一个长期的光度变化的分析附近的红矮星在光学波长。该样本由264颗位于DEC = +30以南的M矮星组成，V-K = 3.96-9.16，Mv~10-20（光谱类型M2 V-M8 V），其中大部分在25 pc以内。这些恒星已经在CTIO/SMARTS 0.9米望远镜的VRI滤波器中观测了大约4-14年。在25秒差距以内的238颗红矮星中，我们发现只有约8%的红矮星在VRI波段的光度变化至少为20 mmag（约2%）。我们发现，在长期的光学波长的高可变性可以用来识别年轻的恒星。然而，总的来说，大多数红矮星在光学波长上的通量在长期内稳定在百分之几。红矮星的光度变化率较低，这与之前在较短时间尺度上对类似恒星的研究结果一致，研究表明大多数红矮星只有轻微的变化。我们突出显示了17颗亮度长期变化的恒星，有时是因为耀斑活动或斑点，有时是因为类似于太阳太阳周期的恒星周期。值得注意的是，两个目标显示亮度在十年内单调增加（G 169-029）或减少（WT 460 AB）几个百分点。我们还提供了7个M矮星的长期变化测量在25 pc的主机系外行星，其中没有一个变化超过20毫等。无论是作为一个种群，还是对于这里观察到的具有系外行星的特定红矮星，光度变化通常不是行星环境的问题，至少在它们发出大部分光的光学波长处。
2015-03-06 astro-ph.SR
Large Amplitude Photometric Variability of the Candidate Protoplanet TMR-1C
在他们的HST/NICMOS观测中，Terebey等人在1998年发现了一颗候选的原行星TMR-1C，它与一级原双星TMR-1（IRAS 04361 + 2547）的距离约为10 "（~1000 AU）。观测到一个狭窄的类顺时针结构从中央原双星系统向东南方向延伸到TMR-1C，这表明候选原行星可能是从TMR-1系统中被抛出的。后续的低分辨率光谱学无法确认该天体是原行星还是低光度背景恒星。我们介绍了在TMR-1C的CFHT上获得的两个时代的近红外测光观测。两组观测之间的时间跨度约为7年，这提供了一个机会，（a）检查任何类似于年轻恒星天体中观察到的光度变化，这将表明该源的年轻，（b）确定自行。TMR-1C在H-和KS-波段的光度变化在1和2 mag之间。从我们2002年的观测中，我们发现了一个0.3等的（H-Ks）色，这比T98从HST观测中报告的1.3等的值要蓝得多。此外，当颜色更蓝时，我们观察到H-和KS-波段都变亮，即物体变得更红，因为它变得更暗。我们已经探索了所观察到的变化的可能来源，并发现灭绝由于拱星物质的存在是最有可能的情况。观测到的大振幅光度变化，以及可能存在的拱星盘，都是反对这个天体是一颗古老背景恒星的有力论据。
2010-08-06 astro-ph.SR
The Photometric Period and Variability of the Cataclysmic Variable V849 Herculis (PG 1633+115)
我们报告了激变变星V849 Her的时间分辨测光，并测量了0.1414 \pm 0.0030天（3.394 \pm 0.072小时）的周期。我们还介绍了2010年和2011年几个星期的测光，以及美国变星观测者协会从1995年到2011年的光变曲线。光谱、由红外线星等推导出的绝对星等和变率都表明V849 Her是一颗类新星变星。我们观察到的浅（0.5等）低态类似于VY雕塑星的不稳定低态，尽管它们可能在12.462 \pm 0.074天的平均周期内准周期性地重复出现。
2012-02-16 astro-ph.SR
The magnetic, spectroscopic, and photometric variability of the Wolf-Rayet star WR55
本研究针对大质量演化恒星沃尔夫-拉叶星的磁场研究需求，利用新的FORS2观测数据探测到WR55存在11.90小时周期的磁场与光谱变化，补充了沃尔夫-拉叶星磁场与变异性的观测证据。
2023-06-08 astro-ph.SR
Magnetically Active Stars in Taurus-Auriga: Photometric Variability and Basic Physical Parameters
本文分析了ROSAT天文台在金牛座-御夫座恒星形成区方向探测到的28颗著名的弱线金牛座T星（WTTS）和60颗WTTS候选星的均匀长期光度观测结果。22个已知的WTTS和39个WTTS候选者显示出可归因于斑点旋转调制现象的周期性光变化。这些斑点星的自转周期在0.5到10天之间。我们计算了74颗恒星的光度、半径、质量和年龄。大约33%的WTTS候选人样本年龄小于1000万。到24个WTTS候选者的平均距离与其半径的可靠估计显示为143+/-26 pc。
2013-03-12 astro-ph.SR
Precision photometric monitoring of very low mass Sigma Orionis cluster members: variability and rotation at a few Myr
本文对猎户座Sigma疏散星团中的107颗低质量变星和褐矮星进行了高精度测光研究。我们在两个视场内进行了I波段光度监测，包括153个已确认或候选的低质量星团成员，从0.02到0.5 M_ \odot。我们是敏感的亮度变化的时间尺度从10分钟到两个星期的振幅低至0.004级，并发现这些时间尺度上的变化在近70%的集群成员。我们确定周期性和非周期性的变化模式，以及半周期性的快速衰落事件，不占的旋转调制的表面特征或吸积的标准解释。我们结合了光学和红外颜色数据，以揭示质量和拱星盘变化的趋势。虽然数据证实，最低质量的物体（M<0.2 M_ \odot）比0.2-0.5 M_ \odot成员更快地旋转，但它们不支持旋转速率和盘的存在之间的直接联系。最后，我们推测在没有证据的磁盘或吸积集群成员的不规则变化的起源。
2010-11-17 astro-ph.SR
Rotational characteristics of five photometrically variable stars
Masaryk University（马萨里克大学）；Institute of Physics, Faculty of Science, Pavol Jozef Šafárik University（帕沃尔·约瑟夫·沙法里克大学理学院物理研究所）
研究通过光谱和光变数据探讨高温恒星的光变是否由表面温度斑的旋转调制引起，发现光谱频率低于光变频率，提示可能由旋转引起亮度变化，其中两颗恒星显示复杂变异性，可能为脉动。
2026-04-29 astro-ph.SR
Photometric variability in FU Ori and Z CMa as observed by MOST
MOST卫星获得的光度观测被用来表征年轻恒星FU Ori和Z CMa的光学小尺度变率。FU Ori的小波分析揭示了可能存在的几个2-9 D准周期性的功能几乎同时发生，它们可以被解释为等离子体包裹或其他本地化的光盘在不同的开普勒半径旋转的吸积盘的异质性。它们的周期可能会慢慢缩短，这可能是由于个别包裹朝着内部圆盘半径（估计为4.8+/-0.2 R_sun）螺旋式地缩小。对其他多色数据的分析证实了先前获得的B-V色指数变化与V星等之间的关系。与FU Ori的结果相反，Z CMa的振荡谱没有显示出任何周期性，小波谱可能由Herbig Be分量的爆发主导。
2013-03-11 astro-ph.SR
Discovery of a Wolf-Rayet Star Through Detection of its Photometric Variability
我们报告了一个偶然发现的严重变红的沃尔夫-拉叶星，我们命名为WR 142 b。虽然光度监测的灾难性的变量，我们发现在附近的场星弱的变化。低分辨率光谱学揭示了在7100埃处的强发射线，这表明这是一个不寻常的物体，并促使进一步研究。Hobby-Eberly望远镜拍摄的光谱证实了强烈的HeII发射和NIV 7112 Ang。这条线与光谱类别为WN 6的富氮沃尔夫-拉叶星一致。HeII线强度的分析揭示在WR 142 b中没有可检测到的氢。大双筒望远镜获得的蓝敏感光谱显示没有热伴星的证据。连续体的形状和发射线的比率意味着E（B-V）=2.2至2.5 mag.如果不是因为尘埃消光，这个新的沃尔夫-拉叶星可以用肉眼看到。
2011-11-14 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
Rotation periods and photometric variability of rapidly rotating ultra-cool dwarfs
我们使用位于利物浦，IAC 80和威廉·赫歇尔望远镜上的光学和近红外成像仪来监测18颗M7 $-$ L9.5矮星，目的是测量它们的旋转周期。我们通过差示光度法实现了通常在$\pm$ 1.5 $-$ 28毫微克范围内的准确度，这使我们能够在50%的样品中检测到2 $σ$水平的光度变化。我们还检测到周期调制周期在间隔1.5 $-$ 4.4小时在9个18个矮星，我们归因于旋转。我们的变化检测与文献中的数据相结合，我们发现，65 $\,\pm\,$ 18 $\%$的M7 $-$ L3.5矮星与$v\,$ sin $\,i\ge30$ km s $^{-1}$表现出光度变化与典型的振幅$\le$ 20毫微克的$I$带。对于具有$v\,$ sin $\,i$和自转周期的目标和场超冷矮星，我们导出了它们自转轴的预期倾角，发现具有$v\,$ sin $\,i\ge30$ km s $^{-1}$的目标和场超冷矮星更有可能具有$\gtrsim40$ deg.此外，我们使用这些旋转周期和其他文献研究尘埃超冷矮星的旋转和线性偏振之间的可能关系。我们发现，在光学和近红外波长的线性偏振的短旋转周期和大值之间的相关性。
2017-08-25 astro-ph.SR
Activity-Brightness Correlations for the Sun and Sun-like Stars
我们分析了太阳特征对三个不同光谱范围内太阳辐照度变化的影响。我们的研究是基于两个太阳周期的价值从圣费尔南多天文台，获得红色，蓝色和钙II K线过滤器的全磁盘测光图像。对于每个图像，我们测量光度总和，Sigma，这是太阳特征对图像的圆盘积分强度的相对贡献。在红、蓝连续统中的光度和Sigma_r和Sigma_b表现出相似的时间模式：它们与太阳活动呈负相关，具有强的短期变率和弱的太阳周期变率。然而，钙II K线光度总和，Sigma_K，是正相关的太阳活动，并有强烈的变化，太阳周期的时间尺度。我们表明，我们可以模拟太阳的热通量的变化作为一个线性组合的Sigma_r和Sigma_K。我们推断，在太阳周期的时间尺度上，太阳的辐射热辐照度的变化是直接相关的谱线的变化，但与连续变化呈负相关。我们的蓝色和红色连续滤光片与用于测量恒星光度变化的Strömgren b和y滤光片非常相似。我们的结论是，活跃的恒星，其可见光连续亮度与活动成反比变化，测量的Ca HK指数，显示出一种模式，这是类似于太阳，即在可见光连续辐射的变化是斑点为主。
2011-07-27 astro-ph.SR
Proper motion and Photometric Variability of the Candidate Propotoplanet TMR-1C
在他们的HST/NICMOS观测中，Terebey等人在1998年发现了一颗候选原行星TMR-1C，它位于金牛座分子云中，距离一级原双星TMR-1（IRAS 04361+2547）约10”（~1000 AU）。观测到一个狭窄的类顺时针结构从中央原双星系统向东南方向延伸到TMR-1C，这表明候选原行星可能是从TMR-1系统中被抛出的。然而，Terebey等人在2000年进行的后续低解析度光谱分析，无法确认该天体是原行星还是低光度背景恒星。我们介绍了在TMR-1C的CFHT上获得的两个时代的近红外测光观测。两组观测之间的时间跨度约为7年，这提供了一个机会，（a）检查任何类似于年轻恒星天体中观察到的光度变化，这将表明该源的年轻，（b）确定自行。TMR-1C在H-和KS-波段的光度变化在1和2 mag之间。从我们2002年的观测中，我们发现了一个0.3等的（H-Ks）色，这比T98从HST观测中报告的1.3等的值要蓝得多。此外，当颜色更蓝时，我们观察到H-和KS-波段都变亮，即物体变得更红，因为它变得更暗。我们已经探索了所观察到的变化的可能来源，并发现灭绝由于拱星物质的存在是最有可能的情况。观测到的大振幅光度变化，以及可能存在的拱星盘，都是反对这个天体是一颗古老背景恒星的有力论据。
2010-08-09 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars II. Physical taxonomy of photometric variability observed by the Kepler spacecraft
内容：目的：开普勒数据的三个已知的Be星重新访问，以建立其脉动的性质和评估额外的，非脉动的变化的属性。这三颗程序星分别是一颗不活跃的Be星、一颗活跃的持续爆发的Be星和一颗从非爆发阶段过渡到爆发阶段的Be星，为提取Be星生命周期各阶段的性质提供了一个很好的样本。方法：[略]结果：Be星的短期光度变化必须分解为恒星部分和星周部分。恒星部分总体上与非Be恒星中看到的没有什么不同。然而，一些观察到的现象可能是由于共振模式耦合，一种通常不被认为是B型恒星的机制。短期的星周变率表现为爆发期间一组定义相对明确、寿命较短的频率（称为Štefl频率），以及功率谱中的大幅起伏，这表明在时间尺度上的非周期变率类似于典型的低阶$g$模式脉动频率，而不是真正的周期性。结论：从恒星脉动的角度来看，Be星是快速旋转的SPB星，也就是说，它们以低阶$g$模式脉动，即使快速旋转可以将观测到的频率投射到传统的高阶$p$模式区域，大约4 c/d。然而，当存在拱星盘时，Be星的功率谱被周期性或周期性和非周期性的拱星现象所复杂化，甚至可能主导功率谱。
2016-08-09 astro-ph.SR
Stochastic light variations in hot stars from wind instability: Finding photometric signatures and testing against the TESS data
线驱动的风不稳定性预计会导致小尺度风的不均匀性，X射线发射和风线廓线的变化。不稳定性已经可以发展周围的音速点，如果它开始接近光球由于随机湍流运动。在这种情况下，由于风的覆盖，它可能会在光变曲线上留下印记。我们研究了线驱动风不稳定性的光度特征。我们使用线驱动的风不稳定性模拟来确定靠近恒星的风的变化。我们应用了两种类型的边界扰动：正弦的，使我们能够详细研究的发展的不稳定性和随机的朗之万过程，提供了一个更现实的边界扰动。我们估计的光度变化，由此产生的质量通量的变化。假设风由大量独立的锥形风扇区组成，模拟了变率。我们比较了模拟的光变曲线与TESS光变曲线的OB星，表现出随机变化。我们发现两个典型的签名线驱动的风不稳定的光度数据：膝盖的幅度波动的功率谱，这似乎是由于吞没的小尺度结构的较大的结构，和负偏度的波动分布，这是由于空间优势的稀薄区域。即使将独立风电部门的光变曲线结合起来，这些特征也仍然存在。OB星的随机光度变化具有一定的线驱动风不稳定性的签名。观测到的光度数据的分布函数显示负偏度和光变曲线的一小部分的功率谱表现出膝盖。这可以解释为随机基底扰动触发的线驱动风不稳定性的结果。
2021-03-15 astro-ph.SR
A study of the photometric variability of the peculiar magnetic white dwarf WD1953-011
我们提出并解释了同时新的光度和光谱观测的奇特的磁性白矮星WD 1953 -011。在V波段滤波器的流量和强度的巴耳末谱线表现出约1.45天的旋转周期的变化。根据以前的研究，这种变化可以用一个具有磁性的黑点来解释，类似于太阳黑子。出于这个想法，我们研究建议的暗点和强场磁结构（磁“点”，或“管”）最近在这颗恒星的表面上确定可能的物理关系。将旋转调制的通量与与磁“点”相关的可变光谱观测值进行比较，我们建立了它们的相关性，从而建立了它们的物理关系。假设它与恒星光球层中的温度变化有关，我们认为强场区和黑暗的，低温点的大小相当，位于相同的纬度，基本上相互重叠，可能有轻微的纵向位移。在本文中，我们还提出了一个新的，改进的值的恒星的旋转周期和约束的热不均匀性的特征退化的表面。
2011-03-29 astro-ph.SR
Ground-based photometric survey to search for the pulsational variability in Bp, Ap, and Am stars
本文分析了在奈尼塔-开普巡天计划下观测到的一颗Bp星和四颗新的Ap星的光电数据的时间序列。该项目始于大约20年前，旨在寻找新的快速振荡的Ap星。对这些恒星的时间序列的频率分析在多个夜晚获得，没有发现任何脉动变化。此外，我们还对两颗脉动Am星HD 13038和HD 13079进行了时间序列差分CCD测光分析，发现了一些新周期的证据。为了扩大和加强正在进行的调查工作，我们建议建立一个由印度、南非和比利时天文学家组成的三国合作。
2019-11-05 astro-ph.SR
Let there be more variability in two gamma Cas stars
我们调查的短期光学变化的两个伽马Cas类似物，PI Aqr和BZ克鲁，由于密集的地面光谱和星载光度监测。对于这两颗恒星，低振幅（mmag）相干光度变化检测。相关的信号显示出长期的振幅变化，就像其他Be星一样。然而，这些信号出现在高频率，特别是在π Aqr，表明p模式与高度l，一个相当不寻常的功能之间的Be星。虽然BZ Cru只呈现低水平的光谱变化，没有明确的周期性，但pi Aqr的情况并非如此。在这颗恒星中，主要的光度频率，近~12/d，在非常不同的磁盘活动水平期间进行的单独监测中被光谱证实;光谱分析表明该模式可能具有田型性质。
2020-02-28 astro-ph.SR
The place of the Sun among the Sun-like stars
上下文对年龄和平均活动水平与太阳相似的恒星的光度和色球HK发射数据系列的监测表明，恒星色球平均活动水平与光度变化之间存在经验相关性。一般来说，更活跃的恒星表现出更大的光度变化。有趣的是，太阳辐照度的测量和重建表明，太阳的变化明显小于经验关系所表明的。目标。我们的目标是找出太阳目前处于这种关系之外的可能原因。方法.我们采用了不同的方案，太阳HK的排放和辐照度的变化，并将它们与现有的时间序列的类太阳恒星。结果我们表明，太阳的光度变化与色球活动图上的位置随时间变化。目前的太阳位置与其时间平均位置不同，因为连续测量太阳辐照度的卫星时代意外地与异常高和稳定的太阳活动时期相吻合。我们的分析表明，虽然目前的太阳光变率是显着小于恒星数据所示，时间平均太阳光变率可能与恒星数据。我们建议继续光度计计划，并扩大到一个更大的恒星样本将最终使我们能够约束历史的太阳变化。
2013-03-09 astro-ph.SR
Mysterious, Variable, and Extremely Hot: White Dwarfs Showing Ultra-High Excitation Lines I. Photometric Variability
大约10%的恒星在进入白矮星冷却序列时，其光谱中会出现超高激发态金属（如OVIII）的吸收线。最近发现的光谱和光度都可变的UHE白矮星导致了UHE线可能是在冲击加热的星周磁层中产生的猜测。我们调查（多波段）光变曲线从几个地面和空间为基础的调查，目前已知的所有16个UHE白矮星（包括一个新发现的）和8个白矮星，显示只有地狱线的问题，因为这两种现象被认为是连接。我们发现UHE白矮星的$75^{+8}_{-13}$ %和HeII线问题白矮星的$75^{+9}_{-19}$ %具有显著的光度变化，周期在0.22 - 2.93 d之间，振幅在几十倍到几百倍磁之间，这种高变化率与正常热白矮星的变化率形成鲜明对比（我们发现$9^{+4}_{-2}$ %），将UHE和HeII线问题白矮星标记为一类新的变星。如果我们假设样本中的天体由于进一步的收缩而自旋上升，那么样本的周期分布与后共包络双星的轨道周期分布和磁白矮星的旋转周期分布都一致。缺乏增加光度振幅向更长的波长，以及没有检测到的光学发射线所产生的高度辐照面的一个假设的二次在我们的恒星的光谱，使它似乎不太可能是一个辐照的晚型伴星的光度变化的起源。相反，我们认为这些恒星表面的斑点和/或拱星物质的几何效应可能是原因。（节略）
2021-02-08 astro-ph.SR
The Central Star Candidate of the Planetary Nebula Sh2-71: Photometric and Spectroscopic Variability
我们提出了几个新获得的和存档的光度和光谱数据集的有趣的，但知之甚少的13.5等中心恒星候选人的双极行星状星云Sh 2 -71的分析。测光观测证实了先前确定的准正弦光变曲线，周期为68天，也表明周期性的急剧亮度下降，可能是日食，周期为17.2天。此外，U和V光变曲线之间的比较表明，68天的亮度变化伴随着一个可变的变红效应的$ΔE(U-V)=0.38$。光谱数据集表现出显着的变化，巴耳末，氦和单离子化金属线的光谱分布，并表示，这些变化发生在几天的时间尺度。迄今为止最精确的验证表明，光谱变化与68天的亮度变化无关。观测到的恒星的平均径向速度为$\sim$ 26 km/s，振幅为$\pm$ 40 km/s。通过与合成光谱和标准光谱的光谱比较，确定光谱类型为B8 V。新提出的中心恒星候选模型是一个不对准的进动盘的Be二进制。
2015-05-07 astro-ph.SR
Detection of photometric variability in the very low-mass binary VHS J1256-1257AB using TESS and Spitzer
目的：我们研究了M7.5等质量双星VHS J1256- 1257 AB的光度特性，它与晚L矮星VHS J1256-1257 b相结合，形成了目前已知的少数几个年轻的超冷矮星三重系统之一。方法：我们分析了两分钟的TESS和两秒钟的Spitzer档案数据，总持续时间分别约为25天和36小时。数据的典型精密度为：TESS的$\pm$ 1.5%，Spitzer的$\pm$ 0.1%（1分钟内）。结果如下：光学和红外线曲线周期性地呈现准正弦调制的时期，随后是随机变化的时期，这类似于由彼此干涉的相似频率的两个波产生的拍频图案。我们对TESS数据的二波模型表明VHS J1256- 1257 AB的分量以$2.0782\pm0.0004$ h和$2.1342\pm0.0003$ h的周期旋转，这也得到了Spitzer观测的支持。因此，同样明亮的VHS J1256- 1257 A和B的通量在相位和反相位状态之间交替，解释了在它们的组合光中观察到的光度变化。VHS J1256- 1257 AB的投影光谱速度与通过结合测量的旋转周期和预期半径获得的速度非常相似，这表明VHS J1256- 1257 A和B的自旋轴可能倾斜近90度，正如之前报道的VHS J1256-1257 b。
2021-07-01 astro-ph.SR
A search for photometric variability in the young T3.5 planetary-mass companion GU Psc b
我们提出了一个测光$J$带的变化研究GU Psc b，一个T3.5共同移动的行星质量的同伴（9-13 $M_{\rm{Jup}}$）的年轻（$\sim$ 150百万年）M3成员的剑鱼座AB移动群。GU Psc b和它的主星（42”）之间的巨大距离为研究行星质量伴星的光度变化提供了一个难得的机会。本文介绍的研究是基于2013年至2014年在加拿大-法国-夏威夷望远镜的WIRCam成像仪上获得的三个夜晚的观测结果，每个夜晚持续5-6小时。2014年10月11日，在$\sim$ 6 h的时间尺度下检测到峰间振幅为$4\pm1$ %的光度变化。2013年12月22日和2014年10月10日未检测到高显著性变异。这里看到的变化的幅度和时间尺度，以及它的演变性质，与在各种场T矮星中观察到的情况相当，并表明用来解释褐矮星变化的机制可能适用于GU Psc b等低重力天体。旋转引起的光度变化，由于形成和消散的大气特征，如云是一个合理的假设，这里检测到的初步变化。将需要额外的光度测量，特别是在较长的时间尺度上，以确认和表征GU Psc b的变异性，确定其周期性，并可能测量其旋转周期。
2017-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The photometric and polarimetric variability of magnetic O-type stars
大质量星风是星际介质的能量、动量和化学富集的重要贡献者。在一小部分大质量O-型恒星中，已经发现了强的、有组织的、占主导地位的偶极磁场。磁性大质量恒星被认为表现出许多可观测量的相位锁定变化，这被假设是由于存在通过其强烈外流风的磁约束形成的倾斜旋转磁层而产生的。因此，分析观测到的磁性O型恒星的调制是更好地理解其磁层内发生的物理过程的关键一步。磁层形成的动力学过程，导致正式解决利用复杂的MHD模拟。最近，一个解析动态磁层（ADM）模型已经发展起来，可以快速地用于计算动态磁层内的时间平均密度，温度和速度梯度。在这里，我们利用ADM模型来计算光度和偏振观测的磁性？p星，以测试从磁力学推断的几何模型。我们展示的原型的重要成果？p型恒星HD 191612，这导致更好地描述大质量恒星风和磁性。
2020-04-28 astro-ph.SR
Sounding stellar cycles with Kepler - III. Comparative analysis of chromospheric, photometric and asteroseismic variability
通过将对类太阳恒星色球层发射变化的地面光谱观测与其本征模频率的变化相结合，就有可能将在这些恒星表面观测到的变化与内部发生的变化联系起来。通过进一步将这种变化与恒星相对通量的变化进行比较，可以获得这些活动指标与恒星能量输出之间的关系。当变化与恒星周期有关时，这种研究变得非常相关，因为它们可以用来提高我们对太阳周期及其对太阳能量输出的影响的理解。在这里，我们提出了色球发射的观测在20个类太阳恒星的名义4年开普勒任务的过程中获得的。尽管4年太短，无法探测相当于11年太阳周期的恒星，但开普勒飞行任务的观测仍然可以用来分析不同活动指标的变异性，从而获得产生变异性的物理机制的信息。分析表明，除极少数情况外，不同的活动指标之间没有很强的相关性。我们认为，这是由于我们的地面观测的稀疏采样，一方面，我们很可能没有跟踪循环变率的另一方面。我们还讨论了如何改善这种情况。
2019-03-13 astro-ph.SR
Photometric variability of nitrogen-rich Wolf-Rayet stars in Magellanic Clouds with OGLE
Universidad de Alcalá（阿尔卡拉大学）；Université de Liège（列日大学）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家研究委员会）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
研究利用OGLE观测分析大麦哲伦星云中氮丰富沃尔夫-雷jet星的光变特性，发现周期性变化和爆发现象，揭示了新的变异性类型。
2026-02-05 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the blue supergiant rho Leo
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Centro Multidisciplinario de Física, Vicerrectoría de Investigación, Universidad Mayor（主教授大学跨学科物理中心与科研副校长办公室）；Instituto de Estadística, Universidad de Valparaiso（瓦尔帕莱索大学统计研究所）；Graduate School of Science, Art and Technology, Khazar University（哈扎尔大学科学技术研究生院）；Departamento de Física, Universidade Federal de São Paulo（圣保罗联邦大学物理系）；Instituto de Astrofísica La Plata, CCT La Plata, CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔综合技术中心，阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Division of Physics of stellar atmospheres and magnetism, Shamakhy Astrophysical Observatory（沙马基天文台恒星大气与磁物理学部）
研究rho Leo的光度和光谱变异性，通过分析长期观测数据确定其物理性质，发现其变异性与恒星自转和径向脉动有关。
2025-12-30 astro-ph.SR
BV(RI)c photometric study of three variable PMS stars in the field of V733 Cephei
本文报告了2007年2月至2020年1月期间收集的三颗主序前变星的第一次长期BV（RI）c测光CCD观测结果。研究的恒星位于仙王座OB3星协中PMS星V733 Cep的区域。我们研究中的所有恒星在全光学通带中都表现出快速的光度变化。在本文中，我们描述和讨论这些恒星的光度行为和它们的变化的可能原因。在两颗恒星的光变化中，我们发现了周期性。
2020-06-03 astro-ph.SR
Photometric and spectral variability of the candidate post-AGB star IRAS 07506-0345
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（列昂尼德·斯特恩伯格天体物理研究所，莫斯科国立大学）
基于2023-2026年观测，发现IRAS 07506-0345具有33.68天脉动周期的造父型光变，光谱显示CN分子带和Hα发射，通过周期-光度-颜色关系估计光度为1050±250 L☉，确认其为RV Tau型变星。
2026-06-16 astro-ph.SR
Photometric variability of the nova-like object V380 Oph in 1976-2016
我们结合了对类新星变星V380 Oph的摄影、光电和CCD观测，得到了一个跨越40年时间范围的光变曲线。虽然V380 Oph的典型高态亮度为R~14.5，但在1979年（B_pg~17.5）和2015年（R~19）发现的两个低亮度事件证实了它被归类为VY Scl型“反矮星新星”。对2002年至2016年期间获得的光电和CCD V和B观测的傅立叶周期分析显示，存在两个周期0.148167 d和4.287 d，这可能与负超级峰和盘进动有关。我们还比较了在相同的板与虹膜显微光度计和平板扫描仪获得的测量结果，并发现在摄影测光的预期精度的协议。
2016-05-04 astro-ph.SR
The First Detection of Photometric Variability in a Y Dwarf: WISE J140518.39+553421.3
我们提出了第一次检测光度变化的光谱确认的Y矮星。斯皮策太空望远镜上的红外线阵列相机被用来在相隔149天的两个不同时期的24小时内获得3.6和4.5微米的时间序列测光。在第一个时期，在4.5 μ m处以及在第二个时期，在3.6和4.5 μ m处的可变性是明显的，这表明这种可变性的一个或多个根本原因在几个月的时间尺度上变化。第二历元[3.6]和[4.5]的光变曲线在相位上接近正弦曲线，周期大约为8.5小时，半振幅为3.5%。我们发现，一个简单的几何斑点模型与一个单一的亮点重现这些观察。我们还将我们测量的第二纪元光变曲线的半振幅与Morley及其合作者的静态，一维，部分多云和热点模型的预测进行了比较，发现两组模型都不能同时重现观察到的[3.6]和[4.5]半振幅。因此，为了正确地解释我们的观测结果，迫切需要更先进的二维或三维模型，包括垂直混合、云形成和热弛豫等随时间变化的现象。
2016-02-19 astro-ph.SR
Weather on Other Worlds. IV. H$α$ emission and photometric variability are not correlated in L0$-$T8 dwarfs
最近的测光研究显示，产生通量变化的表面斑点几乎存在于所有的L型和T型矮星上。它们可能的磁性或尘埃性质一直是一个备受争议的问题，由于缺乏诊断性的多波长观测，这一问题的解决受到了阻碍。为了测试磁活动和光度变化之间的相关性，我们在8颗L3 $-$ T2超冷矮星中搜索了H $α$发射，这些矮星之前进行了广泛的光度监测，其中一些已知在3.6 $μ$ m或4.5 $μ$ m处变化。我们仅在非可变T2侏儒2MASS J12545393 $-$ 0122474中检测到H $α$。剩下的七个天体没有显示H $α$发射，尽管其中六个已知光度变化。将我们的结果与文献中86个L和T矮星的结果相结合，表明H $α$发射的探测率很高（94 $\%$），适用于L0和L3.5之间以及更小的光谱类型（20 $\%$）对于光谱类型$\ge$ L4，而光度变化的检测率从L0到T8矮星近似恒定（30 $\%-$ 55 $\%$）。我们的结论是色球活动，证明了H $α$发射，和大振幅光度变化是不相关的。因此，尘埃云是观测到的超冷矮星光谱类型变化的主要驱动力，至少早在L0。
2017-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric variability in a warm, strongly magnetic DQ white dwarf, SDSS J103655.39+652252.2
我们在DQ白矮星SDSS J103655.39+652252.2（SDSS J1036+6522）中发现了光度变化。时间序列测光显示在1115.64751（67）s的周期处具有0.442% +/- 0.024%的振幅的相干单周期调制;没有观察到振幅>~ 0.13%的其他周期调制。这种调制的周期、幅度和相位在16个月内误差不变。SDSS J1036+6522的光谱显示了碳线的磁分裂，我们使用Paschen-Back形式主义来开发碳和氦混合大气的模型大气网格。我们的模型虽然依赖于几个过于简单的假设，但仍然用一组自洽的参数匹配了恒星的主要光谱和光度特性：Teff~ 15，500 K，log g ~9，log（C/He）=-1.0，平均磁场强度为3.0 +/- 0.2 MG。温度和丰度强烈表明，SDSS J1036+6522是一个热的，碳为主的DQ和冷的，氦为主的DQ之间的过渡对象。SDSS J1036+6522的变率具有与变热碳-大气白矮星（DQVs）相似的特征，但它的温度要低得多。SDSS J1036+6522的脉冲轮廓几乎是正弦的，与已知的磁性DQV的显著不对称的脉冲形状形成对比。如果SDSS J1036+6522中的变异性是由于与其他DQV相同的机制引起的，则脉冲形状不是DQV中不存在强磁场的明确诊断。目前尚不清楚SDSS J1036+6522和其他热DQV中变异性的根本原因是否相…
2013-04-10 astro-ph.SR
