Stochastic low-frequency variability of 50 massive stars in the Cygnus OB associations and the Small Magellanic Cloud
本研究利用TESS数据表征了天鹅座OB星协及小麦哲伦云中50颗大质量恒星的随机低频变异性，发现其振幅和特征频率与光度及演化状态相关，且观测结果支持亚表面对流模型。
2025-04-22 astro-ph.SR
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。
2021-03-24 astro-ph.SR
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
Identification of Young Stellar Variables with KELT for K2 II: The Upper Scorpius Association
K2和TESS等天基任务的高精度测光使人们能够详细研究年轻恒星的变化。然而，由于天基观测活动往往时间较短（例如，K2为80天），补充的长基线光度测量对于全面了解年轻恒星的变化至关重要，这种变化可以在几分钟到几年的时间尺度上变化。因此，我们提出并分析了上天蝎座协会成员的光变曲线，这些成员是由地基千度极小望远镜（KELT）在5.5年内完成的，这补充了K2在其活动2和15期间对该地区的高精度观测。我们表明，KELT数据准确地识别高精度K2测光发现的周期性信号，展示了地面测量在推导年轻恒星的恒星自转周期方面的能力。我们还使用KELT数据来识别可能与星周物质和/或恒星活动周期相关的变异性来源;这些特征在短期K2数据中通常是看不见的，说明了长期监测调查对研究年轻恒星变异性的重要性。我们提供的KELT光变曲线作为电子表格在一个正在进行的努力，建立遗留的时间序列数据集的年轻星团。
2017-08-30 astro-ph.SR
Long-term Variability of H$_2$CO Masers in Star-forming Regions
我们介绍了2008年至2015年与GBT，WSRT和VLA合作进行的大质量恒星形成区NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1中6 $\,$ cm甲醛（H $_2$ CO）脉泽变化的多历元监测计划的结果。我们发现NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1中两个甲醛脉泽速度分量的相似的变率行为（这是Araya及其合作者在2007年指出的）一直持续着。的可能性，变异性是由脉泽放大路径的变化在具有相似的形态和运动学的区域进行了讨论。我们还观测到NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1的12.2 $\,$ GHz甲醇脉泽和22.2 $\,$ GHz水脉泽。CH $_3$ OH和H $_2$ O物种的最亮脉泽成分显示出通量密度随时间的减小。最亮的H $_2$ CO脉泽分量也显示出通量密度的降低，并且具有与最亮的H $_2$ O和12.2 $\,$ GHz CH $_3$ OH脉泽相似的LSR速度。本文还报道了NGC $\,$ 7538 $\,$ IRS $\,$ 1的射电复合线和20.17和20.97 $\,$ GHz CH $_3$ OH跃迁的线参数。此外，我们还观察到另外5个6 $\,$ cm甲醛脉泽区。我们没有发现这些区域的6 $\,$ cm脉泽相对于以前的观测有显著变化的证据，唯一可能的例外是G29.96 $-$ 0.02的脉泽。在6…
2017-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
RACE-OC Project: Rotation and variability in young stellar associations within 100 pc
我们的目标是确定恒星在不同演化阶段的旋转和磁相关活动特性。我们的注意力集中在6个年龄在800万年到7000万年之间的100 pc以内的年轻松散星协上：长蛇座TW（~ 800万年），β Picture（~ 1000万年），Tucana/Horologium，Columba，Carina（~ 3000万年）和AB Doradus（~ 7000万年）。从文献中关于英仙座阿尔法星和昴星团的额外数据也被考虑。对全天自动巡天获得的光度时间序列应用Lomb-Scargle周期图技术，确定了由于光球磁活动（即星点）而显示旋转调制的恒星的旋转周期。根据V光变曲线的振幅，导出了磁活动水平。我们首次探测到了93颗恒星的自转调制并测量了它们的自转周期，证实了文献中已知的41颗恒星的自转周期。对于另外10颗恒星，我们修改了其他作者的周期测定。样本增加了从文献中检索到的21颗额外恒星的周期。通过这种方法，我们第一次确定了~8，10，3000万年的最大自转周期集合，并使已知的AB Dor周期成员的数量增加了150%。我们发现，在0.6 - 1.2太阳质量范围内，自转周期分布的最显著变化是900万年到3000万年之间的上旋和7000万年到11000万年之间的下旋。3000万年和7000万年之间的变化是相当可疑的，尽管中位数时期表明一个显着的自旋。
2010-04-12 astro-ph.SR
Even More Rapidly Rotating Pre-Main Sequence M Dwarfs with Highly Structured Light Curves: An Initial Survey in the Lower Centaurus-Crux and Upper Centaurus-Lupus Associations
使用K2，我们最近发现了一种新型的周期性光度变化，同时分析了上斯科成员的光变曲线（Stauffer \etal \ 2017）。这23颗新的变星都是中M矮星，自转周期很短。它们的相位光变曲线有一个或多个宽的通量下降或多个弓形结构，这些都不能用光球斑或固体食来解释。现在，使用TESS数据，我们已经在Sco-Cen的其他主要部分，上半人马座-狼疮（UCL）和下半人马座-Crux（LCC）中搜索了这种类型的变化。我们识别出28颗具有相同光变曲线形态的恒星。我们没有发现上Sco和UCL/LCC代表这一类的光变曲线形态，周期或变异幅度方面的明显差异。这种变化背后的物理机制是未知的，但作为一个可能的线索，我们表明，在UCL/LCC中快速旋转的中M矮星与缓慢旋转的M矮星的颜色略有不同-它们要么有蓝色过剩（热点？）还是红色过剩（温暖的尘埃？）。其中一颗新发现的恒星（TIC 242407571）具有非常引人注目的光变曲线形态。在大约每0.05的相位是类似冰柱的特征，“冰柱”的出现是因为存在第二个周期系统，其主要特征是宽通量下降。使用一个玩具模型，我们表明，所观察到的光变曲线形态的结果，只有当两个周期的比例和通量浸渍宽度仔细安排。
2020-11-03 astro-ph.SR
The young low-mass star ISO-Oph-50: Extreme variability induced by a clumpy, evolving circumstellar disk
ISO-Oph-50是~Myr古老蛇夫座恒星形成区中的一个年轻低质量天体，其光学/近/中红外亮度发生了2-4等的剧烈变化。我们提出了新的多波段测光和近红外光谱，结合现有文献数据的概要。根据光谱学，该来源被确认为中M矮星，有证据表明正在进行吸积。近红外光变曲线显示出大尺度的变化，在IJHK波段有2-4等的振幅，当物体微弱时通常会更蓝。接近其最亮的状态，对象显示颜色变化一致的变量消光dAV~7马格。高节奏监测在3.6亩揭示准周期性变化与典型的时间尺度为1-2周。对这些特征的最好解释是通过星周物质看到的低质量恒星，其复杂的变化是由盘内部的不均匀性变化引起的。当微弱时，恒星的直接辐射被阻挡;近红外辐射主要是散射光。当明亮时，发射与被星周尘埃强烈变红的光球一致。根据现有的限制，不均匀性必须位于或超过~0.1 AU距离的恒星。如果这种情况被证明是正确的，内盘的主要部分必须是混乱的，结构化的，和/或混乱的。在其观测特征中，该天体类似于其他类型的YSO，其内部圆盘具有可变性。然而，与其他物体相比，ISO-Oph-50显然是一个极端的情况，因为它的亮度和颜色变化幅度很大，而且行为不稳定。自2013年以来，ISO-Oph-50一直接近其最亮状态;强烈鼓励进一步监测。
2015-04-14 astro-ph.SR
On the status of the star Schulte 12 in the association Cyg OB2
在2001-2022年的任意日期，在6米BTA望远镜和NES阶梯光谱仪上获得了天鹅座OB 2中LBV候选者Schulte 12的高分辨率光谱。根据10个观测日的视向速度测量结果，发现了$α$的辐射廓线和HeI、SiII的辐射廓线随时间的变化，相对于日心速度Vr= $-15.6\pm2.6$ km/s的平均值，视向速度的变化幅度为$Δ$ Vr $\approx$ 8 km/s。这表明系统中存在伴体。基于DIB样品的可靠强度测量，确定色过量E（B-V）=1.74 $\pm0.03^{m}$。这导致星际消光值Av $\approx 5.6^m$仅约为总消光的一半。利用Schulte现有的12个参数，包括Gaia~ EDR 3视差，我们估计其绝对星等为Mv $\approx -9.2^m$，光度log $(L/L_{\odot})\approx$ 5.5，不超过Humphreys-Davidson极限。
2023-01-21 astro-ph.SR
Variability of Kepler Solar-Like Stars Harboring Small Exoplanets
我们研究开普勒光变曲线变化的宜居带过境时间尺度上的一个大的统一样本的光谱研究开普勒系外行星的宿主恒星。这些恒星取自Everett et al.（2013），它们的性质类似太阳，每个恒星都拥有至少一颗半径为$\le$ 2.5 \re的系外行星（或候选行星）。变化的时间尺度检查是典型的宜居带行星轨道的类太阳恒星，我们注意到，发现最小的系外行星（$\le$ 1.2 \re）与相应的过境深度小于$\sim$ 0.18毫等，发生在最明亮的，光度最安静的恒星。因此，这些检测在$Kepler$观察中非常罕见。一些更明亮和更进化的恒星（亚巨星），后者经常表现出大的径向速度抖动，被发现是我们样本中光度最安静的类太阳恒星之一，也是最有可能的小行星过境狩猎场。太阳作为一个类似太阳的恒星代理进行了讨论，以提供对光度变化的性质和原因的见解。结果表明，$Kepler's$广泛的，可见光的意见是不敏感的变化所造成的色球活动，可能存在于所观察到的恒星。
2015-12-09 astro-ph.SR
Constraints on Clumps in the Representative Wind of the WN8 Wolf-Rayet star HD96548 = WR40 with Simultaneous Broadband Light and Linear-Polarisation Variability
我们报告精确的地面宽带光强度和线性偏振光曲线的天空中最亮的WN 8星，WR 40。WN 8恒星以其高度的可变性而臭名昭著，这源于其强风中的随机团块，这些强风比大多数其他沃尔夫-拉叶星（WR）的风慢且不那么热。我们证实了以前的结果，许多WR星显示的变化幅度是一个数量级的测光比旋光。这是第一次，我们的测光和偏振观测WR 40的独特性质的近一致性，使我们能够检查这两种类型的变异性是否显示相关的行为，其中我们发现没有。假设单个团块的亮度和偏振的简单时间函数，发现模拟光变曲线的模型可以再现观测结果的属性，特别是光度变化和偏振变化之间缺乏相关性、光度变化和偏振变化的标准偏差比，以及平均固有偏振相对于其标准偏差的比率。将时间变异性的解决方案映射到空间坐标表明，WR 40的风团除了光散射外还自由发射。
2022-12-28 astro-ph.SR
A multi-epoch XMM-Newton campaign on the core of the massive Cyg OB2 association
天鹅座OB 2是我们银河系中最大的O型星协。尽管天鹅座OB 2的星际变红，许多研究，跨越了广泛的波长，已经进行了更清楚地了解这种关联。X射线观测提供了一个强大的工具，以克服星际吸收的影响，并研究与天鹅座OB 2恒星相关的最具活力的过程。我们分析了XMM-牛顿数据，以研究天鹅座OB 2中大质量O型星以及低质量主序前星的X射线和紫外特性。我们获得了天鹅座OB 2核心的六个XMM-牛顿观测。在我们的分析中，我们特别注意X射线明亮OB星的变化，特别是明亮的蓝色变星候选者天鹅座OB 2 #12。我们发现，X射线的变化是相当普遍的恒星在天鹅座OB 2。虽然短期变化主要限于低质量的主序前恒星，但三分之一的OB星显示出长期变化。天鹅座OB2#12的X射线通量在从几天到几年的时间尺度上变化了37%，而它的平均log（L_X/L_bol）达到了-6.10。这些特性表明天鹅座OB 2 #12要么是一个相互作用的风系统，要么显示出磁约束风。另外两颗X射线明亮的O型星（MT 91 516和CPR 2002 A11）显示的变化表明它们是相互作用的风双星系统。
2011-10-19 astro-ph.SR
Halo Photometry and Asteroseismology for 98 of the Brightest Stars Observed by TESS
University of Sydney（悉尼大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）；University of Hawai‘i（夏威夷大学）
本文利用K2的晕光度学方法提取TESS观测中98颗最亮恒星的光变曲线，发现15颗红巨星的ν_max及Δν，识别出δ Cep、γ Dor等变星及新双星，同时揭示未来PLATO和SONG任务目标星。
2026-02-25 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
Long-Period Variability in o Ceti
我们进行了一个新的和敏感的搜索长周期可变性的原型的米拉类的长周期脉动变量，鲸鱼座o（米拉A），最接近和最明亮的米拉变量。我们使用从1902年至今的完整光变曲线进行了这项搜索，这些光变曲线是从世界各地五个主要变星观测组织的视觉数据档案中收集的。我们应用了几种时间序列分析技术，以寻找两种特定的变化：长的次要周期（LSP）长于主脉动周期的~333天，和长期周期变化的主脉动周期本身。数据质量足以探测到光度振幅为0.05等或更小的相干周期性变化。我们没有发现证据表明鲸鱼座o中的相干LSP限制在0.1等，其中振幅限制是由内在的，随机的，表示“低”之义频率变异性约为0.1马格。我们勉强检测到轻微调制的脉动周期类似的时间尺度中观察到的Miras有曲折的周期，但周期幅度要低得多，为+/-2天。然而，我们确实在鲸鱼座o的长期光变曲线的傅立叶光谱中发现了低频幂律成分的明确证据。在1000天的周期内，这种随机变化的幅度约为0.1等，并且在比这更长的周期内表现出周转。这个光谱与在红超巨星中观察到的红噪声光谱相似。
2009-02-20 astro-ph.SR
Visual and ultraviolet flux variability of the bright CP star $θ$ Aur
主序星上部的化学奇特星在谱线强度和连续谱上表现出周期性的变化，受恒星自转的调制，这归因于这些恒星表面化学斑点的存在。通量的变化是由辐射通量的再分配率变化引起的，主要是从光谱的短波长部分到长波长部分，这是丰度异常的结果。我们研究的性质的多光谱变化的最明亮的化学奇特的恒星之一，$θ$ Aur。我们预测的流量变化的$θ$ Aur从新兴的强度计算个别表面元素的恒星考虑到水平变化的化学成分来自多普勒丰度图。模拟的Strömgren测光系统的光学变化和紫外通量变化与观测结果吻合得很好。我们的模型非常详细地再现了IUE通量分布。镁的共振线和硅的某些共振线在紫外区相对较弱，这表明大气中存在不可忽略的垂直丰度梯度。我们还得到了一个新的恒星，$P=3.618\,664(10)$ d，从所有可用的光度和磁性测量，并表明所观察到的旋转周期是恒定的几十年。$θ$ Aur的紫外和可见光变化主要由硅的束缚-自由吸收和铬、铁的线吸收引起。这些元素主要将通量从远紫外区重新分配到表面丰度点的近紫外区和光学区。光变受恒星自转的调制。紫外区是理解化学性质奇特的恒星的关键。（节略）
2015-02-06 astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS
我们提出的第一个结果，从TESS部门1和2的光变曲线的研究，在大麦哲伦星系的8个演变的大质量恒星：6个黄色超巨星（YSG）和两个明亮的蓝色变量（LBV），包括S剑鱼座。我们使用迭代预白化过程来表征所有八颗恒星的短时间尺度变化。其中一个YSG HD 269953的周期图显示出多个强峰，频率高于其他恒星。虽然HD 269953周围的区域相当拥挤，但它是该区域最明亮的恒星，并且具有红外颜色，表明它是尘埃。我们认为HD 269953可能处于后红超巨星演化阶段。我们发现LBV HD 269582的信号周期为$\sim5$天。剑鱼座S的周期图显示了一个复杂的结构，峰值低于每天1.5个周期的频率。我们拟合了所有八个光变曲线的背景噪声的形状，并在所有光变曲线中找到了红噪声分量。然而，红噪声的幂律斜率和相干结构产生的时间尺度因恒星而异。我们的研究结果突出了用TESS研究演化的大质量恒星的潜力。
2019-05-20 astro-ph.SR
Pulsating B stars in the Scorpius-Centaurus Association with TESS
Indian Institute of Technology Roorkee（印度理工学院鲁尔基分校）；Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天文研究所）；Stellar Astrophysics Centre, Department of Physics and Astronomy, Aarhus University（奥胡斯大学物理与天文学系恒星天体物理学中心）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）
TESS研究斯科皮乌斯-半人马座协会中的B型星，发现其中81颗存在脉动，确认其为快速旋转的SPB星，并发现多种双星系统。
2026-02-17 astro-ph.SR
Studying bright variable stars with the Multi-site All-Sky CAmeRA (MASCARA)
多站点全天空照相机（MASCARA）旨在通过以$4<V<8.4$等监测全天空，每6.4秒采集一次数据，找到最亮的过境行星系统。北部车站自2015年2月以来一直在拉帕尔马运营。这些数据也可以用于其他科学目的，例如研究变星。在本文中，我们的目的是评估MASCARA数据的价值，研究变星，确定在何种程度上已知的变星可以恢复和特点，以及如何新的，未知的变量可以被发现。我们使用了MASCARA前14个月的数据，包括53401颗恒星的光变曲线，每个天体的通量点多达100万个。所有的恒星都与VSX星表交叉匹配，以确定已知的变量。MASCARA光变曲线的周期通量变化使用广义Lomb-Scargle周期图进行搜索。如果检测到已知变量的显著变异性，则将发现的周期和振幅与VSX数据库中列出的周期和振幅进行比较。如果未发现先前的变异性记录，则对数据进行阶段折叠以尝试分类。在MASCARA样本中的1919颗已知变星中，周期为$0.1<P<10$天，振幅为$>2\%$，并且有超过80小时的数据，$93.5\%$被恢复。此外，还确定了没有VSX记录的$210$星的周期，并新发现了$282$候选变星。奥康奈尔效应在七个食双星中被发现，其中两个没有这种效应的记录。MASCARA数据非常适合研究已知的变星。它们也是在天空中最亮的恒星中发现新变量的有力手段。需要采取后续行动，以确保观察到的变异性不是来自微弱的背景物体。
2018-06-06 astro-ph.SR
The Orbital Period and Variability of the Dwarf Nova ES Draconis
本文对激变变星ES Dra（PG 1524+622）的径向速度进行了研究。ES Dra的轨道周期为0.17660 \pm 0.00006 d（4.2384 \pm 0.0014 h）。ES Dra的第二颗恒星质量损失，在光谱中可以探测到，它的光谱类型是M2 \pm 1。由此，我们估计在我们的光谱观测期间ES Dra的绝对星等为MR = 6.5 \pm 0.5，其距离为720 \pm 150 pc。美国变星观测者协会（AAVSO）编制的ES Dra的长期光变曲线显示，ES Dra是一颗Z Cam星，在1995年至2009年期间，它的大部分时间都处于静止状态。
2011-07-21 astro-ph.SR
Stochastic Variability of Luminous Blue Variables
利用美国变星观测者协会的档案和我们自己的数据，我们分析了几个研究得很好的发光蓝变星（LBV）的长期变化，旨在对这些对象的随机变化的一般图片。所有选定物体的功率密度谱一般可用一个被高频观测噪声污染的单一幂律来描述。对于像AG Car这样的强变耀斑天体，幂律分量的斜率接近p=2（其中PDS ~ f^{-p}，f是频率），而对于P Cyg，其亮度变化幅度<~ 1等，并由缓慢的低幅度变化主导，则明显较小（p~1.3）。斜率在频域中保持约两个数量级，尽管峰值和曲率存在于f ~ 10^{-2}处。10^{-3}天^{-1}。我们表明，伪光球方法的变化可以解释幂律形状的变化谱在较高的频率。然而，观测到的光谱实际上是“红色”而不是“棕色”：通量变化相关长达数十年，这比伪光球的特征更新时间尺度要长得多。我们建议，几个随机噪声成分产生的LBV星的功率谱。
2011-03-17 astro-ph.SR
A CCD Search for Variable Stars of Spectral Type B in the Northern Hemisphere Open Clusters. VII. NGC 1502
本文介绍了年轻疏散星团NGC 1502的光变研究结果。发现了八颗变星。在观测到的其他六颗被怀疑存在变异的恒星中，我们确认了两颗的变异，包括一颗β Cep恒星NGC 1502-26。其余四个嫌疑人被发现是恒定的，在我们的测光。此外，还获得了著名的大质量食双星SZ Cam的UBVI测光结果。新的变星包括：两个食双星，其中一个是一个相对明亮的分离系统，具有EA型光变曲线，一个α 2 CVn型变星，一个SPB候选者，一个RR型天琴座变星和其他三个未知来源的变星。其中两个的变化可能与它们的发射有关，这是通过在观测场的中心部分获得的57颗亮于V=16等的恒星的α指数测量的。另外，还发现了4颗发射为H α的非变星，并提供了V=17等以下恒星的VI测光和观测场中约50颗最亮恒星的UB测光。我们还表明，10万年的等时线非常适合所观察到的颜色星等图，如果采用的距离为1千秒差距和平均红化，E（V-I）=0.9等。
2009-12-04 astro-ph.SR
Magnetic field topology, chemical spot distributions and photometric variability of the Ap star phi Draconis
多星phi Dra的主要组成部分是北天最明亮的磁性化学特殊恒星之一。在这里，我们报告的旋转光度变化，二元性，磁场几何形状，和表面化学斑点结构的这颗星的综合研究结果。基于一年的TESS几乎连续的空间观测，我们导出了精确的测光旋转周期为1.71650213（21）d，并发现由于光的时间旅行效应，恒星光变曲线与127.9-d双星轨道的相位发生调制。我们修正了双星轨道的参数，并检测了次级的光谱贡献。的层析成像映射技术被应用到平均强度和圆偏振配置文件来自Narval高分辨率spectropolarimetric观测。该分析产生了全球磁场拓扑的详细地图以及Si、Cr和Fe丰度的表面分布。磁映射表明，表面场结构的phi Dra是占主导地位的畸变偶极分量的峰值场强为1.4千克和大的不对称性之间的极。化学地图显示，在围绕磁赤道和旋转赤道交叉点的一系列斑点中，Cr、Fe和Si（在较小程度上）增强。这些化学斑点的几何形状与局部场强或场倾斜度不直接相关。
2022-01-07 astro-ph.SR
Using the Gaia excess uncertainty as a proxy for stellar variability and age
本文提出用 Gaia 过量测光不确定性 $Var$ 表征恒星变率并校准年龄，验证其可用于测定年轻星协、识别真实共动同龄群组。
2023-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Population of Dipper Stars from the Transiting Exoplanet Survey Satellite Mission
北斗星是一种年轻恒星的分类，它们的光变曲线呈现出变暗的变化，亮度下降10- 50%，可能是由于星周盘物质引起的掩星。这种可变性可以是周期性的、准周期性的或非周期性的。北斗星是通过地面和太空的光度测量在年轻的恒星协会中发现的。我们提出了迄今为止最大的北斗星集合的检测和表征：293北斗星，包括234个新的北斗候选人。我们已经制作了这些目标的目录，其中还包括年轻的恒星变量，主要表现出爆发式的变化和对称的变化（相等的部分爆发和浸渍）。目录源的总数为414。这些变量源是在TESS光变曲线的视觉调查中发现的，其中观察到了类似于下降的变化。我们发现，在我们的北斗星源中有一个典型的年龄小于500万年，年龄分布在200万年左右达到峰值，分布的尾部延伸到2000万年以上。无论年龄如何，我们的北斗星候选者往往表现出红外过量，这表明存在磁盘。TESS现在正在观测黄道面，那里有丰富的年轻恒星协会，所以我们预计TESS数据集中会有更多的发现。更大的北斗星样本将增强光变曲线形态和北斗星年龄的普查统计。
2022-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Simultaneous X-ray and optical variability of M dwarfs observed with eROSITA and TESS
本文首次利用eROSITA和TESS对256颗M矮星进行同时X射线与光学光变研究，发现光学与X射线占空比正相关、耀斑能量相关，并证明多波段同时全天巡天对理解恒星耀斑物理具有重要价值。
2024-01-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
