Short-term variability and mass loss in Be stars III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni
BRITE纳米卫星星座在2014-2016年的11个月里获得了28 Cygni的mmag测光。增加了2003-2010年太阳质量抛射成像仪的观测数据和118 H $α$谱线剖面。几十年来，天鹅座28已经显示出四个大振幅的频率：两个间隔很近的频率是光谱学证实的$g$模式，接近1.5 c/d，一个稍低的外光球（Stefl）频率，以及0.05 c/d的两个g模式之间的差频。这个顶层框架与eta Cen（论文I）没有区别，后者在光谱类型、旋转速率和视角方面也非常相似。Stefl频率是唯一不受差频影响的频率。后者的振幅经历了很大的变化;在最大值附近，近拱星物质的量增加，Stefl频率的振幅增长了一些因素。在这样的增亮过程中，几十个瞬态尖峰出现在频谱中，集中在三组中。只有11个频率是共同的所有年份的BRITE观测。Be恒星似乎是由几个耦合的时钟控制的，其中大多数在几周到几个月的时间尺度上不是很有规律，但却可以运行几十年。g模式与低差频的组合和/或大气对它的响应表现出显著的非线性。与eta Cen一样，差频变率似乎是28 Cyg星盘质量传递调制的主要原因。不同频率的分层集合可以达到Be现象已知的最长时间尺度。
2017-08-24 astro-ph.SR
V2467 Cygni as possible intermediate polar
我们给出了未经滤波和UBVR_cI_c波段CCD测光快新星V2467 Cyg的结果。我们的数据分析给出了两个不同的频率对应的周期为~ 3.8小时和~35分钟。观察到的光变曲线的V2467天鹅座是典型的中间极性。
2010-04-06 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of the Supergiant with an Infrared Excess V1027 Cygni
我们给出了1991年至2015年期间半规则脉动变星V1027~Cyg的$UBV$和$JHKLM$测光结果，V1027~Cyg是一颗红外超巨星。我们对$UBV$亮度变化的周期性的搜索导致了在不同时间间隔内从$P=212^{d}$到$P=320^{d}$的几个周期。根据我们的红外测光法，我们发现了周期$P=237^{d}$。V1027~Cyg在最大光照下的变化幅度、光变曲线形状和幅度在周期之间变化显著。揭示了$B-V$和$U-B$颜色与亮度的模糊相关性。在0.36（$U$）-5.0（$M$）$μ$ m范围内，V1027~Cyg的光谱能量分布对应于脉动周期不同相位的G8 I ~ K3 I光谱类型。V1027 Cyg在$λ$ 4400- 9200 nm范围内的低分辨率光谱是在1995- 2015年期间的16个夜晚拍摄的。在1995年和2011年的光度最低点，恒星的光谱显示出分子TiO带，其强度对应于光谱类型M0-M1，而光度数据指向一个相当早期的光谱类型。我们假设TiO带形成于扩展恒星大气的上层。我们测量了V1027~Cyg的最强吸收线，特别是红外Ca~II三重线的等效宽度。钙三重态（Ca T）和$W_λ(\mathrm{Ca~T})=20.3\pm1.8$的X射线作为超巨星的光度指示器，将V1027 Cyg置于最亮的G-K超巨星区域。天鹅座V1027被红外源IRAS~20004+2955…
2016-09-29 astro-ph.SR
Near-infrared time-series photometry in the field of Cygnus OB2 association II. Mapping the variability of candidate members
我们提出的J，H和K光度变化调查的中心0.78平方度的年轻OB协会天鹅座OB2的结果。我们使用2007年英国红外望远镜宽视场照相机观测到的数据（跨度217天），研究了该协会中5083个低质量候选成员的光变曲线，并探讨了其近红外变化的发生和主要特征。我们确定了2529颗恒星（样本中有$\sim$ 50颗$\%$），其时间尺度从几天到几个月不等。我们根据光变曲线形态将变星分为以下三类：周期变星（1697颗）、掩星变星（124颗）和其他类型变星（726颗）。我们证实，在我们的样本中的磁盘轴承的恒星是显着更易变的近红外比无盘的恒星，与急剧增加的磁盘之间的恒星的比例具有较高的变化幅度。我们研究了颜色空间中变星描述的轨道，并测量了335颗描述线性轨道的恒星的斜率。基于颜色空间中的轨迹，我们推断分析的样本是由年轻恒星的混合物组成的，这些恒星由于热点和冷点而呈现出变化性，星周物质的消光以及近红外的盘发射的变化。我们考虑使用近红外变化来识别盘状星，并验证了我们样本中已知的53.4 $\%$盘状星可以仅仅基于它们的变化来识别。我们提出了18个新确定的磁盘轴承恒星和14食双星候选人之间的CygOB2低质量的成员。
2020-06-26 astro-ph.SR
Near-Infrared Time-Series Photometry in the Field of Cygnus OB2 Association I - Rotational Scenario For Candidate Members
在过去的几十年里，早期的前主序星旋转演化图像已经受到了针对不同年龄的不同年轻区域的研究的限制。观测研究表明，质量旋转的依赖，并为某些质量范围之间的连接旋转和存在的拱星盘。然而，环境条件对旋转调节的作用还没有完全探讨。我们研究了年轻的大质量天鹅座OB 2的候选成员的旋转性质。应用Stetson变率指数、Lomb-Scargle周期图、Saunders统计量、绳/绳长度法和折叠光变曲线的目视验证等方法，选取了1224颗周期变星。从蒙特卡罗模拟中得出周期样本的完整性和污染，其中894个周期被认为是可靠的。我们的研究在2 - 30天内被认为是合理完成的。天鹅座OB 2的周期分布证实了在其他年轻区域看到的一般旋转场景，盘状恒星的平均旋转速度比非盘状恒星慢。质量旋转依赖性也得到了验证，但与NGC 6530一样，低质量恒星的平均旋转速度比高质量恒星慢，在低质量恒星中有过多的慢转子。通过重新分析结果，同时考虑到来自该协会的O星的入射紫外辐射，研究了环境对该协会的旋转特性的影响。与磁盘锁定方案兼容的结果进行了验证，低紫外线入射率的恒星，但没有统计学显着的旋转和磁盘存在之间的关系进行了验证，高紫外线入射率的恒星表明，大质量的恒星可以有一个重要的作用，调节附近的低质量恒星的旋转。
2017-04-07 astro-ph.SR
The eccentric massive binary V380 Cyg: revised orbital elements and interpretation of the intrinsic variability of the primary component
我们提出了一个详细的分析和解释的高质量的二进制V380天鹅座，基于高精度的空间测光收集与开普勒太空任务，以及高分辨率的地面光谱获得的HERMES光谱仪连接到1.2米墨卡托望远镜。我们推导出一个精确的轨道解和系统的全部物理性质，包括动力学分量的质量估计为11.43+/-0.19和7.00+/-0.14太阳质量的主要和次要的，分别。我们的频率分析揭示了旋转频率的主要的光度和光谱数据和额外的低振幅随机变化在低频率的空间光度与特性，是兼容的重力模式振荡激发的对流核心或次表面对流层的最近的理论预测。多普勒成像分析的硅线的主要建议存在两个高对比度的恒星表面丰度点，位于同一纬度或经度。将观测到的双星性质与目前的单星演化模型进行比较，发现后者是不够的，而且缺乏大量的近核混合。
2013-12-12 astro-ph.SR
Multicolor electrophotometry of the peculiar object V1357 Cyg=Cyg X-1 in the period 1986 -- 1992
本文报道了密近双星V1357 Cyg=Cyg X-1在\rm波段的观测结果。在位于哈萨克斯坦、乌兹别克斯坦和克里米亚的望远镜上进行了光度测定，这些望远镜配备了单通道$WBVR$ -带光子计数的光度计。在202个夜晚获得了$WBVR$波段的1358个个体观测值。光度数据的分析允许得出结论，不同的光度效应叠加在系统的轨道光变曲线上。其中包括亮度下降、不同持续时间和幅度的爆发、混沌变率，有时超过椭球变率。观测到强的亮度随星等$0^m.035 - 0^m.045$的增大而减小，它们等于吸积盘对系统总光度的贡献。10年的光度监测允许检测系统的持续增亮，随后是光度下降（缓慢爆发）。在1994- 1996年的最大值之后，$W$带下降了7%，$V$带下降了4%，$V$和$R$带下降了2%。本文是X射线源封闭系统的系列工作的继续。\textbf{Key words}：密近双星系统-光度-椭球变率-吸积盘
2013-04-09 astro-ph.SR
Very fast photometric and X-ray observations of the intermediate polar V2069 Cygni (RX J2123.7+4217)
利用Skinakas天文台1.3 m望远镜的光学计时分析仪（OPTIMA）对天鹅座V2069（RX J2123.7+4217）进行了快速计时测光观测。天鹅座V2069的光学（450-950 nm）光变曲线在2009年7月首次以亚秒分辨率测量，并显示出周期为743.38 ± 0.25的双峰脉动。在同时进行的雨燕卫星观测中也发现了类似的双峰调制。我们认为这个周期代表了白矮星吸积体的自旋。此外，我们还详细分析了XMM-牛顿观测的结果，该结果也显示了双峰调制，但相位偏移，周期为742.35 ± 0.23 s。从XMM-牛顿EPIC（欧洲光子成像相机）仪器获得的X射线光谱由等离子体发射和具有部分覆盖光电吸收模型（覆盖分数为0.65）的软黑体分量建模。一个额外的高斯发射线在6.385 keV的等效宽度为243 eV的需要占中性铁的荧光发射。在EPIC光谱中清楚地分辨出铁荧光（~ 6.4keV）和FeXXVI线（~ 6.95keV）。在IPs的Porb-Pspin图中，V2069 Cyg显示出较低的自旋轨道比，为~0.0276，而其他中间极星的自旋轨道比为~0.1。
2012-01-26 astro-ph.SR
Two Long-Period Cataclysmic Variable Stars: ASASSN-14ho and V1062 Cyg
本文报道了激变变星ASASSN-14 ho和V1062 Cyg的光谱学和光度学。两者都是矮新星，光谱主要由它们的次级恒星组成，我们将其分别归类为近似K4和M0.5。它们的轨道周期，主要是由次级恒星的径向速度带确定的，被证明是几乎相同的，分别为350.14 ± 0.15和348.25 ± 0.60分。天鹅座V1062的H-α发射线显示了一个相对尖锐的发射分量，它跟踪次级恒星的运动，这可能出现在次级恒星的辐照面上; TIHS并不常见，可能表明电离辐射通量异常强。这两个系统都表现出双峰轨道调制一致的椭圆形变化，从不断变化的方面的中学。我们对这些变化进行建模，以约束轨道倾角i，并估计基于oni和次级速度幅度K2的近似分量质量。
2019-09-28 astro-ph.SR
Asynchronous polar V1500 Cyg: orbital, spin and beat periods
明亮的天鹅座新星1975是磁性白矮星（WD）上罕见的新星。后来它被发现是一个异步极，现在被称为V1500 Cyg。我们的多站点测光活动发生在喷发后40年，覆盖了26个夜晚（2015-2017）。来自加热的施主的反射效应已经减小，但仍占主导地位的光辐射，振幅约为1 μ m。0^m.3的残差揭示了回旋辐射和椭球变化。平均亮度调制从夜间到夜间被用来测量9.6-d自旋轨道拍周期，这是由于不断变化的吸积几何形状，包括磁极开关的流量。通过减去轨道频率和拍频，得到自旋相位相关的光变曲线。WD自旋光变曲线的振幅和轮廓跟踪WD上的回旋发射吸积区域，并且它们随拍相而系统地变化。0.137613-d处的微弱间歇信号可能是自旋周期，比轨道周期短1.73（1）min。光变曲线最大值的O-C图显示了每半拍周期的相位跳跃，这是异步极化的特征。第一个跳跃，我们解释为极点切换之间的区域分开180度。然后光点在约0.1拍相位期间漂移，然后在间隔小于180 °的光点之间经历第二相位跳跃。我们跟踪冷却仍然热WD所揭示的辐射的同伴。天鹅座V1500的后新星演化和自旋-轨道非对称性仍然是磁性白矮星吸积流的有力实验室。
2018-06-10 astro-ph.SR
The Detection of Discrete Cyclotron Emission Features in Phase-Resolved Optical Spectroscopy of V1500 Cygni
我们获得了老新星和异步极性V1500 Cyg的相位分辨光谱。这些新数据揭示了来自两个不同强度磁场的离散回旋峰。一个区域的B = 72 MG，而另一个区域的B约为105 MG。随着这些特征的检测，我们重新审视了Harrison & Campbell（2016）中提出的光学/近红外光变曲线，并发现这些数据中观察到的大光度过度与回旋辐射完全一致。这些结果，当结合X射线观测，似乎有最大值，重复的轨道周期，意味着V1500天鹅座已经恢复到同步极地。使用现有的理论，我们发现这里的强场强可以解释快速自旋时间。
2017-11-03 astro-ph.SR
Periodicities of the RV Tau-type pulsating star DF Cygni: a combination of Kepler data with ground-based observations
金牛座RV恒星是银河系中一小群经典脉动恒星，已知成员有几十个。光的变化主要是由脉动引起的，但仅仅这些并不能解释光变曲线的全部复杂性。RV Tau型星的高质量测光是非常罕见的。天鹅座DF星是这类恒星中唯一在原始开普勒视野中的成员，因此可以对金牛座RV星进行迄今为止最精确的测光研究。其主要目标是通过将四年的高质量开普勒测光与美国变星观测者协会收集的近半个世纪的视觉数据相结合，分析金牛座RV型恒星天鹅座DF的周期性。开普勒四分之一的数据被拼接在一起，以尽量减少空间数据的系统影响。平均水平与AAVSO的目视数据相匹配。这两个数据集已提交傅立叶和小波分析，而主要脉动的稳定性进行了研究，与O-C方法和随时间变化的振幅的分析。天鹅座DF在所有时间尺度上都表现出非常丰富的行为。慢变周期为779.606 d，在整个组合数据的时间跨度内具有显著的相干性。在长期周期的顶部，出现了周期为24.925 d的脉动。这两种类型的光的变化显着波动的时间，不断变化的相互作用的振幅和相位调制。长周期变化（即RVb信号）有点类似于脉动红巨星的长次级周期（LSP）现象，而短周期脉动则非常类似于造父变星。将脉动模式与最新的II型造父变星模型进行比较，我们发现了在开普勒光变曲线中直接观察到的强烈非线性效应的证据。
2016-09-26 astro-ph.SR
Detection of white dwarf spin period variability in the intermediate polar V2306 Cygni
磁激变变星是由一个致密的物体--一颗白矮星--和一颗充满其洛希叶的红矮星组成的密近双星。这种系统是物理实验室，能够研究磁场对物质流动的影响。它们经常表现出白矮星的自旋上升或下降，而一些系统则表现出更复杂的自旋周期变化行为。我们观测了密近双星系统中白矮星自转周期的变化，以研究磁场的相互作用和吸积过程以及中间极的演化。在我们的中间极地监测计划的框架内，我们在几个观测站获得了测光CCD观测。两个周期的三角多项式拟合用于确定极值时间。进行了（O-C）分析，以研究系统的轨道和自旋周期的变化。利用对天鹅座V2306（以前称为1 WGA J1958.2+3232）的9年观测数据，我们探测到了自旋周期的变化，它显示了白矮星的自旋上升，特征时间为$(53\pm5)\cdot10^4$年。旋转周期的值为$733.33976$秒，形式精度为$0.00015$秒。我们导出了一个改进的系统的轨道周期值为$4.371523\pm0.000009$小时。
2019-07-24 astro-ph.SR
Mode identification in the high-amplitude δ Scuti star V2367 Cyg
我们报告了一个多站点测光活动的高振幅$δ$ Scuti星V2367天鹅座，以确定的脉动模式。我们还使用高色散光谱来估计恒星参数和投影旋转速度。时间序列多色测光，在98天的时间间隔从五个不同的网站。这些数据与模型大气和非绝热脉动模型一起使用，以确定最高振幅的三个独立频率的球谐度以及主导模式的前两个谐波。这是通过将观测到的不同波段的相对光振幅和相位与模型计算的振幅和相位相匹配来实现的。在一般情况下，我们的研究结果支持假设的模式识别开普勒数据在以前的分析。
2012-10-26 astro-ph.SR
Suzaku observation of the classical nova V2491 Cyg in quiescence
我们目前朱雀XIS观测V2491天鹅座（新星天鹅座2008年第2号）在平静，两年多后的爆发。这颗新星被探测到是一个非常明亮的光源，光谱范围很广，从软X射线到硬X射线。一个非常软的黑体一样的组件峰值在0.5千电子伏表明，要么我们观察到剩余的，本地化的氢燃烧的表面上的白矮星，或吸积到磁化极帽。在第二种情况下，V2491 Cyg是候选“软中间极性”。我们得到了最好的适合的X射线光谱与几个组件：两个热等离子体，黑体和复杂的吸收体。后者是典型的中间极性。X射线光变曲线显示调制周期为$\sim$ 38 min。这种调制的幅度与能量密切相关，在0.8- 2.0keV范围内达到最大值。我们讨论了X射线发射和脉动的起源，以及中间极地情景的可能性。
2015-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Physical Nature and Orbital Behavior of the Eclipsing System DK Cygni
本文对热过接触双星DK Cyg提出了新的CCD测光方法，并对光变和周期变化作出了合理的解释。从1962年到2012年的历史光和速度曲线同时分析了威尔逊-Devinney（W-D）合成代码。通过在主星上应用磁冷斑，对亮度扰动进行了令人满意的模拟。基于261次最小光，包括116个新的计时和跨越超过87年，周期研究表明，由于叠加在向上抛物线上的周期性振荡，轨道周期发生了变化。调制的周期和半振幅分别为78.1年和0.0037天。这一细节被解释为一个最小质量为$M_3$ =0.065 $M_\odot$的环联星伴星的光旅行时间效应，在棕矮星的理论极限$\sim$ 0.07 M $_\odot$之内。在$+$ 2.74 $\times $ 10 $^{-10}$的分数率下观察到的周期增加与我们的W-D合成计算的结果非常一致。从次级组分到初级组分的质量转移是长期周期变化的主要原因。我们从绝对维度考察了DK Cyg系统的演化状态。
2015-04-16 astro-ph.SR
Asteroseismology of the Nearby SN-II Progenitor: Rigel Part I. The MOST High Precision Photometry and Radial Velocity Monitoring
参宿七（猎户座β，B8 Ia）是一颗邻近的蓝超巨星，显示出天鹅座α型的变异性，是最近的II型超新星祖先之一。因此，它是研究核坍缩前恒星内部结构的一个很好的实验平台。在这项研究中，我们第一次提出了28天的高精度MOST测光和超过6年的光谱监测。本文报道了19个SNR>4.6的径向速度脉动模态，其变化时间尺度为1.21 ~ 74.7天，与高阶低阶重力模态有关。虽然径向速度的变化显示出一定程度的相关性与通量的变化，有不同的金属和H α线的等效宽度之间没有明显的相互作用。
2012-01-04 astro-ph.SR
Time-resolved optical/near-IR polarimetry of V404 Cyg during its 2015 outburst
我们介绍了V404 Cyg在2015年爆发和静止期间的光学和近红外线性偏振测量。我们得到了时间分辨的r '波段偏振时，源是在爆发，近红外偏振时，源是近平静和多波段光学偏振后，在平静。光学到近红外线偏振光谱可以用星际尘埃和内禀变量分量来描述。内在的光学偏振，在爆发的最明亮的耀斑之一的上升过程中检测到的，是可变的，峰值在4.5%和衰减到3.5%.We提出了几个参数，有利于同步加速器喷射起源到这个可变的偏振，与光发射起源接近的喷气基地。偏振耀斑发生在一个主要的射电耀斑事件，峰值后，最初的上升，是一致的，从一个喷射事件的经典演变的同步加速器耀斑。我们的结论是，光学偏振耀斑代表一个喷气发射事件，一个主要的喷射的诞生。对于这一事件，我们测量到一个相当稳定的极化位置角为-9度E/N，这意味着喷流底部附近的磁场近似垂直于喷流轴。这可能是由于加速等离子体中冲击波中的磁场线压缩，导致现在在2015年爆发期间看到的部分有序的横向场。我们还发现，这种喷射发生在耀斑重复周期的类似阶段。
2016-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
WZ Cygni: a Marginal Contact Binary in a Triple System?
介绍了2007年和2008年两个观测季共22个夜晚对天鹅座WZ进行的多波段CCD测光。我们的光变曲线的综合表明，该系统是在填充因子为4.8%和1447 K的温差差的热接触。包括我们的40个定时测量，共371次的最小光跨越超过112年的一个周期的研究。对$O$ - $C$图的详细分析表明，轨道周期是由向上的抛物线和正弦曲线组合而成的。向上的抛物线意味着周期的连续增加，表明一些恒星质量从质量较小的主星向质量较大的主星进行热转移的速率约为5.80 $\times10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。周期为47.9年，半振幅为0.008天的正弦变化最有可能被解释为光旅行时间效应，这是由于存在一个低质量的M型第三伴星，其投影质量为$M_3 \sin i_3$ =0.26 M $_\odot$。我们从食双星的绝对尺度上考察了天鹅座WZ的演化状况。它属于边缘接触双星系统，由一颗光谱型为F4的大质量主星和一颗光谱型为K1的伴星组成。
2011-04-18 astro-ph.SR
The spectroscopic binaries RV Tauri and DF Cygni
目的：本文的重点是两个著名的，但仍然知之甚少的金牛座RV星：RV Tau和DF Cyg。我们的目标是确认他们怀疑的二元性质，并推导出它们的轨道要素，以调查它们的轨道对这些系统的演化的影响。这项研究被嵌入到一个更广泛的努力，研究低质量和中等质量恒星的双星演化。方法：从径向速度数据中清除高振幅脉动，以更好地约束轨道运动。我们使用盖亚DR 2的视差与SED相结合来计算它们的光度，并与使用周期-光度-颜色关系计算的光度进行了补充。利用星周红外辐射通量与光球辐射通量的比值估算了各系统的轨道倾角。结果：DF Cyg和RV Tau是双星，光谱轨道周期分别为784 $\pm$ 16天和1198 $\pm$ 17天。这些轨道周期被发现是类似的长期的光度时间序列的周期性变化，表明双星确实解释了长期的光度变化。这两个系统都被一个环双星盘包围着，我们的视线掠过它。因此，恒星光度通量随轨道周期周期性地衰减。我们推导出的轨道倾角使我们能够获得DF Cyg和RV Tau的精确伴星质量。对天鹅座DF的开普勒测光的分析揭示了一个在基本脉动频率附近有旁瓣的功率谱。这种调制对应于光谱轨道周期，因此对应于长期光度周期。最后，我们报告的证据有关的H $_α$配置文件在这两个对象的高速吸收功能，表明从周围推出的同伴流出。
2019-06-25 astro-ph.SR
Quest for the tertiary component in Cyg OB2 #5
天鹅座OB 2 #5系统被认为是由一颗短周期（6.6 d）的大质量双星组成，其轨道上有一颗周期约为6.7年的OB星;这些恒星又被一颗周期为数千年的遥远早期B星环绕。然而，虽然内联星已经被研究了很多次，但其他恒星的信息仍然缺失，特别是第三颗恒星，它的存在是从无线电域的周期性调制间接推测的。此外，到目前为止，X射线光变曲线还不能完全解释，例如在与其中一个系统有关的碰撞风发射的框架中。我们获得了天鹅座OB 2 #5的新的光学和X射线观测结果，并将其与档案数据相结合。我们对所有可用的数据进行了彻底和均匀的调查，特别是重新审视了测光中的主极小值的时间。在X射线领域，XMM-Newton提供了超过5000 d的散射曝光，而Swift在过去几年中提供了几乎连续的监测。虽然X射线光变曲线显示出明显的变化，但没有发现明显的周期，因此高能辐射不能仅仅用沿着短轨道或中间轨道变化的碰撞风来解释。光学数据首次揭示了反射运动的清晰迹象。光度测定表明存在一个2366天（即6.5年）的周期，而相关的径向速度的变化被检测到在3西格玛水平的系统速度的He II 4686发射线。随着修订后的周期，射电光变曲线解释一致的风之间的相互作用的内双星和第三恒星。从这些光学和无线电数据，我们得到的第三恒星的物理性质和它的轨道上的限制。
2019-05-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic Searches for Evolutionary Orbital Period Changes in WR+OB Binaries: the case of V444 Cyg
本文基于V444 Cyg双星的光谱与测光观测，测定了组件质量与轨道参数，独立推导出一致的轨道周期长期增长率，并据此估算出WR星的星风质量损失率。
2023-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
