Spectroscopic and Photometric Development of T Pyxidis (2011) from 0.8 to 250 Days After Discovery
我们通过编制SMEI和AAVSO观测数据库，研究了2011年爆发期间T Pyx的光学光变曲线。SMEI光变曲线提供了发现后t=1.5-49天内前所未有的高节奏数据细节，根据理想的新星光学光变曲线分为四个阶段：初始上升，最大前停止（或“平台”），最终上升和早期下降。SMEI光变曲线的变化揭示了在视觉最大值之前0.04天的1.44 \pm的强烈检测期。在t=0.8-80.7和155.1-249.9天期间对LT和SMARTS望远镜的光谱进行了研究。这颗新星在其上升的早期就被观测到了，并且有一个明显的高速喷射阶段。导出的射血速度出现明显下降，然后逐渐增加。在这里，我们提出了两个不同阶段的质量损失，一个短暂的阶段发生后立即爆发，随后是一个更稳定的发展和更高的质量损失阶段。整体光谱的发展如下典型的经典新星和比较的光度行为揭示了与简单的演变伪光球模型的新星爆发。光谱也比较X射线和无线电光变曲线。弱[Fe X] 6375 A发射在X射线发射上升之前被边缘检测到。在X射线光变曲线的平台的中间是一致的，在光谱中检测到的高电离物种的出现和高频无线电通量的峰值。
2013-03-28 astro-ph.SR
ASASSN-15nx: A luminous Type II supernova with a "perfect" linear decline
本文报道了一颗高亮度的II型超新星ASASSN-15 nx，其峰值亮度M_V=-20等，介于典型的核塌缩超新星和超亮超新星之间。峰后光学光变曲线显示出具有2.5 mag/100天的陡峭斜率的长的线性下降（即，通量呈指数下降），直至约260天阶段的观察结束。相比之下，富氢超新星（SNe II-P/L）的光变曲线总是在相位约100天时出现中断，然后以约1 mag/100天的下降率沉降到Co 56放射性衰变尾。ASASSN-15 nx的光谱没有表现出I型In SNe的窄发射线特征，而I型In SNe的光变曲线形状多种多样，通常归因于与致密的星周介质（CSM）的强相互作用。ASASSN-15 nx具有许多光谱特性，包括相对较弱的三角形H-α发射轮廓，没有吸收成分。这些特征的物理起源尚不清楚，但没有中断的长而线性的峰后光曲线表明存在单一的主导动力机制。大量Ni 56（M_Ni56 = 1.6 +/- 0.2 M_sun）的衰变可以为ASASSN-15 nx的光变曲线提供动力，而陡峭的光变曲线斜率需要大量的伽马射线从喷出物中逃逸，这是可能的，因为原始物质的氢包层质量较低。另一种可能性是强烈的CSM相互作用为光变曲线提供动力，但CSM需要被雕刻以产生独特的光变曲线形状，并避免产生类似SN IIn的窄发射线。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-time Flattening of Type Ia Supernova Light Curves: Constraints From SN 2014J in M82
M82中非常接近的Ia型超新星2014 J提供了一个难得的机会来研究热核超新星在极晚期阶段（$\gtrsim$ 800天）的物理学。利用哈勃空间望远镜（HST）对SN 2014 J进行了6个时期的高精度测光，时间跨度从277天到1181天。需要对放射性衰变链$^{57}$ Co $\rightarrow ^{57}$ Fe发射的电子和X射线进行再处理，以解释$F606W$带和伪测辐射热光变曲线的显著平坦化。这种平坦化证实了先前的预测，即Ia型超新星光度的晚期演化需要来自$^{57}$ Co衰变的额外能量输入（Seitenzahl等人，2009）。通过假设$F606W$带光度与$B-$带最大光之后500天的$\sim$处的热光度成比例，需要质量比$^{57}$ Ni/ $^{56}$ Ni $\sim$ 0.065 $_{-0.004}^{+0.005}$。这个质量比大约是太阳质量比的$\sim$ 3倍，有利于一颗质量接近阿格拉塞卡极限的白矮星。使用构建的伪测热光度进行类似的拟合，得到质量比$^{57}$ Ni/ $^{56}$ Ni $\sim$ 0.066 $_{-0.008}^{+0.009}$。基于多历元HST ACS/WFC图像的天体测量测试显示，超新星在0.3 pc和100 pc之间没有显著的星周光回波（Yang et al. 2017）。
2017-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early gray dust formation in the type IIn SN 2005ip
超新星形成的尘埃的物理特性知之甚少。本文研究了IIn SN 2005 ip型尘埃的消光特性。SN 2005 ip的光变曲线在发现后50天左右都出现了突然的下降。这被归因于致密的星周介质中的尘埃形成。我们模拟了六个光学波段的内禀光变曲线，采用了超新星与其星周物质相互作用的光度演化的理论模型。从观察到的和固有的光变曲线之间的差异，我们计算了消光曲线作为时间的函数。根据B和V带中的消光确定总消光比与选择性消光比$R_V$。由此产生的灭绝，$A_V$，单调增加到约1等，发现后150天。推断出的$R_V$值也随时间略有增加，但在发现后100天后，在4.5- 8的范围内保持不变。分析证实，SN 2005 ip可能在爆炸后两个月左右开始形成尘埃。$R_V$的高值，即灰色尘埃，表明尘埃的性质不同于银河系。虽然这一结果取决于假设的理论固有的光变曲线的演变，这是令人鼓舞的是，拟合的光变曲线是预期的标准喷出物和拱星中密度结构。
2018-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and X-ray Properties of CAL 83: I. Quasi-periodic Optical and Supersoft Variability
本文利用美国国家天文台和OGLE项目的观测数据，研究了LMC超软X射线源（SSS）CAL 83的长期（~年）时间变化。CAL 83的光变曲线在约450天的时间尺度上表现出约1等的剧烈亮度变化，并且通常在光学低状态下花费约200天。结合档案XMM-牛顿X射线观察，这些代表了最广泛的X射线/光学研究，该系统的日期，并揭示了更详细的X射线光变曲线是反相关的光学行为。这与“瞬态”SSS RX J0513.9-6951的行为非常相似，其中SSS爆发在约168天的时间尺度上重现，并且还与光通量反相关。我们对高、低能态X射线谱进行了简单的黑体拟合，发现当光学对应物变亮时，黑体温度和亮度降低。我们用Hachisu & Kato（2003 a）的极限环模型解释了这些长期变化，该模型为这些包含大质量（~1.3 Msun）白矮星的系统提供了进一步的支持。此外，我们还将CAL 83和RX J0513.9-6951的轨道周期分别修正为1.047529（1）天和0.762956（5）天。
2013-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferencing Progenitor and Explosion Properties of Evolving Core-collapse Supernovae from Zwicky Transient Facility Light Curves
我们分析了一个样本的45个II型超新星从Zwicky瞬态设施（ZTF）的公众调查使用网格的流体动力学模型，以评估理论驱动的预测是否可以智能地指导后续观测支持全天调查警报流。我们估计了几个祖属性和爆炸物理参数，包括零龄主序（ZAMS）质量，质量损失率，动能，56 Ni合成质量，主机灭绝，和爆炸的时间。使用完整的光变曲线，我们获得了我们的样本中的34个事件的置信表征，其余11个事件的推断受到约束数据或模型网格边界的限制。我们还通过比较我们的模型网格与不完整光变曲线的各个阶段（t小于25天，t小于50天，所有数据）来模拟警报流数据的实时表征，并发现某些参数在早期比其他参数更可靠地指示真实值。具体来说，ZAMS质量，爆炸时间，陡度参数β，和主机灭绝的合理约束与不完整的光变曲线数据，而质量损失率，动能和56镍质量的估计一般需要完整的光变曲线跨度大于100天。我们的结论是，实时建模的瞬态，支持多波段合成光变曲线量身定制的调查通带，可以用作一个强大的工具，以确定关键时期的后续观察。我们的研究结果是相关的，以确定，优先级，并协调有效的后续瞬态发现的维拉C。鲁宾天文台。
2022-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astraea: Predicting Long Rotation Periods with 27-Day Light Curves
行星所在恒星的自转周期可用于模拟和减轻径向速度测量中磁活动的影响，并有助于限制行星系统的高能通量环境和空间天气。凌日系外行星巡天卫星（TESS）观测到数百万颗恒星和数千颗行星。然而，大多数在一年中只能连续观察27天，因此很难用传统方法测量旋转周期。这对于M场矮星来说尤其成问题，它们是系外行星搜索的理想候选者，但它们的周期往往超过27天的观测基线。我们提出了一个新的工具，Astraea，预测长的旋转周期从短时间的光变曲线结合恒星参数从盖亚DR2。使用Astraea，我们可以从开普勒4年光变曲线预测旋转周期，总体不确定性为13%（对于周期> 30天的不确定性为9%）。通过对27天的开普勒光变曲线段进行训练，Astraea可以预测长达150天的旋转周期，不确定性为9%（周期> 30天为5%）。在这些27天的开普勒光变曲线片段上训练这个工具之后，我们将\texttt{Astraea}应用于真实的TESS数据。对于开普勒和TESS观测到的195颗恒星，尽管系统学上存在巨大差异，但我们能够以55%的不确定性预测旋转周期。
2020-08-07 astro-ph.SR
Multi-wavelength Light Curve Model of the One-year Recurrence Period Nova M31N 2008-12a
我们提出了一个理论的光变曲线模型的复发新星M31 N 2008- 12 a，目前的记录保持者最短的复发周期（1年）。我们结合内部结构计算使用Henyey型的进化代码与光学厚风解决方案的富氢信封，这给适当的质量损失率，光球温度和光度。计算了1.38 M_sun白矮星（WD）的光变曲线模型，吸积率为1.6 \times 10^{-7} M_sun yr^{-1}。该模式显示出即使在光球最大膨胀时也有很高的有效温度（log T_ph（K）\geq 4.97）和很小的风质量损失率（\dot M_wind \leq 9.3 \times 10^{-6} M_sun yr^{-1}）。这些性质与M31 N 2008- 12 a的微弱光学峰一致，因为自由-自由发射的亮度与质量损失率的平方成比例。该模型较好地再现了爆发后6天的超软X射线开启时间和18天的关闭时间。计算出该模型的喷出物质量为6.3 \times 10^{-8} M_sun，相当于吸积质量的37%。WD的增长率是质量吸积率的0.63倍，使其成为Ia型超新星的前身。我们的光变曲线模型预测了一个明亮的超软X射线相的光学峰值前一两天。我们鼓励在未来的爆发中检测这种X射线闪光。
2015-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
500 Days of SN 2013dy: spectra and photometry from the ultraviolet to the infrared
SN 2013 dy是一颗Ia型超新星，我们为它编制了一个非凡的数据集，时间跨度从爆炸后的0.1天到500天。我们提出了10个时期的紫外线（UV）通过近红外（NIR）光谱与HST/STIS，47个时期的光谱（其中15个具有高分辨率），和超过500光度观测的BVrRiIZYJH波段。SN 2013 dy的光变曲线较宽且缓慢下降（Δ m（B）= 0.92等），Si II 6355的吸收较浅，速度梯度较低。我们在最早的光谱中检测到了强C II，探测了SN喷出物最外层未燃烧的祖物质，但这一特征在几天内就会消失。SN 2013 dy的紫外线连续谱受到其母星金属丰度的强烈影响，这表明SN 2013 dy有一个相对高金属丰度的母星。检查一个最大的单套高分辨率光谱的超新星Ia，我们没有发现任何证据的可变吸收从星周物质。结合紫外光谱、近红外光谱和高节奏光学光度学，我们建立了SN 2013 dy的辐射热光度曲线，表明SN 2013 dy的最大光度为10.0^{+4.8}_{-3.8} * 10^{42} erg/s。我们比较了SN 2013 dy的合成光变曲线和光谱，发现SN 2013 dy与太阳金属丰度W7模型吻合得很好。
2015-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
First investigation of eclipsing binary KIC 9026766: analysis of light curve and periodic changes
摘要本文研究了在开普勒望远镜视场中的短周期WUMa双星KIC 9026766，其轨道周期为0.2721278天。通过使用折叠光变曲线的自动q搜索和基于PHOEBE代码产生该对象的合成光变曲线，我们计算了基本的恒星参数。我们还分析了原始极小值的O-C曲线。轨道周期的变化可以归因于向上的二次函数和光旅行时间效应的结合，这是由于可能存在最小质量为0.029太阳质量的第三个天体，轨道周期为972.5866天。计算了一、二次日食的相对光度（Min I Min II）。LTT效应和Min I Min II的残差的周期图显示峰值的相同周期为0.8566天。我们的目标附近的两颗恒星的背景效应可能是这个信号的原因。通过考虑最小OC曲线中剩余信号的幅度和周期，光点运动是可能的。
2021-08-22 astro-ph.SR
A Hubble Space Telescope survey for novae in M87. III. Are novae good standard candles 15 days after maximum brightness?
用哈勃太空望远镜（HST）对巨大的椭圆星系M87进行了为期十周的日常成像，获得了41条河外激变变星的质量前所未有的新星光变曲线。我们最近使用这些光变曲线来证明，在经典新星的所谓的最大震级下降率（MMRD）关系的观测散射是如此之大，使新星MMRD作为一个标准的蜡烛无用。在这里，我们证明了一个修正的Buscombe-de Vaucouleurs假设，即在一个巨大的椭圆星系中，衰减时间t2 > 10天的新星在最大光之后大约两周收敛到几乎相同的绝对星等，这一假设得到了我们的M87新星数据的支持。对于13颗新星的日采样光变曲线，在F606 W和F814 W滤光片中确定的最大光的时间，以及下降时间t2> 10天，我们发现M87新星显示M（606 W，15）= -6.37 +/- 0.46和M（814 W，15）= -6.11 +/- 0.43。如果不考虑衰减时间t2 < 10天的非常快的新星，那么在具有类似于M87的双星群的椭圆星系中，新星的距离应该可以通过上述校准以+/-20%的1 sigma精度确定。
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A year-long plateau in the late-time near-infrared light curves of Type Ia supernovae
Ia型超新星的光变曲线通常用于约束宇宙学模型。在56 Ni放射性衰变的驱动下，光变曲线随时间稳步下降，但在爆炸后超过150天，近红外部分的特征很差。我们报告了一个长达一年的高原在近红外线曲线在150-500天，其次是第二个下降阶段伴随着可能出现的[Fe I]发射线。这种近红外高原与IIP型高原形成鲜明对比，需要一种新的物理机制。我们提出了一个诸如“近红外灾难”的掩盖，一个预测的但未观察到的急剧光曲线下降，通过散射紫外光子到更长的波长。离开平台的转变可能是由于超新星喷出物的主要电离状态的变化。我们的研究结果揭示了Ia型超新星复杂的辐射转移过程，并增强了它们作为“标准烛光”的用途。"
2019-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The B & V Light Curves for Recurrent Nova T CrB From 1842--2022, the Unique Pre- and Post-Eruption High-States, the Complex Period Changes, and the Upcoming Eruption in 2025.5$\pm$1.3
T CrB是已知的最著名和最明亮的新星之一，是一颗周期性的新星，在1866年和1946年爆发过，峰值为$V$ =2.0。我已经用213，730星等构建了1842- 2022年的光变曲线，其中$B$和$V$星等完全校正到约翰逊系统。这些光变曲线首先揭示了一种独特的复杂的高态（与20 $\times$高吸积率比正常的低状态）从-10到+9年后爆发，穿插深喷发前倾角（显然是在缓慢的物质喷射中形成的尘埃）和一次独特的神秘的二次喷发（能量为初次喷发的10%），1866年和1946年的光变曲线相同。从2015年开始，T CrB进入高状态，就像1936年一样，因此人们普遍预计未来几年会发生第三次喷发。以1946年前的光变曲线为模板，我预测即将爆发的日期为2025.5 $\pm$ 1.3，主要的不确定性来自于爆发前高状态的可能延长。我用大振幅椭球调制跟踪了1867- 2022年双星的轨道相位。我测量到，在1946年爆发期间，轨道周期突然增加了0.185 $+$ 0.056天，1947- 2022年有一个稳定的周期减少，（$-$ 8.9 $\pm$ 1.6）$\times$ 10 $^{-6}$ days-per-day，1867- 1946年有一个稳定的周期变化，与零一致，（$+$ 1.75 $\pm$ 4.5）$\times$ 10 $^{-6}$ day-per-day。这些大的周期变化不能用…
2023-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The historical light curve of the symbiotic star AG Draconis: intense, magnetically induced cyclic activity
我们分析了共生系统AG Draconis的光学光变曲线，涵盖了它过去120年的历史。在最初的32年里，系统处于静止状态。在1922年左右，恒星的平静光度增亮了0.29等。光变曲线（LC）的最后82年的特征是一系列亮度为1-2等的爆发，持续时间约为100天。爆发沿时间轴分布在6个集群与准周期约5300天的周期。爆发的时间间隔是373.5天的整数倍。在静止状态下，LC以550 d的系统的二进制周期振荡。LC还包含一个弱的周期信号，周期为350 d，归因于巨星的脉动。另一个1160 d的周期也出现在光变曲线中，这是巨星的恒星自转周期。我们认为，爆发是强烈的质量转移的事件从巨人到热组件。这些都是由一个类似太阳的磁发电机循环在巨人的外层，和这些层的潮汐变形之间的相互作用，循环与373.5地球日的会合日周期的巨人的表面调制。AG Dra是第五个共生系统，其光变曲线反映了如此强烈的磁场和磁调制活动。（节录）
2012-02-28 astro-ph.SR
Evolution of X-ray spectra and light curves of V1494 Aquilae
本文给出了新星V1494 Aql（1999#2）爆发时的六个Chandra X射线谱和光变曲线。前三次观测是在爆发后第134、187和248天用ACIS-I进行的。计数率分别为1.00、0.69和0.53 cps。我们发现ACIS光变曲线没有明显的周期性。X射线谱显示出连续发射和来自N和O的谱线。我们发现可以接受的光谱拟合使用等温APEC模型与显着增加元素丰度的O和N的所有观测。在爆发后的第248天，除了褪色的发射线外，还出现了明亮的软组分。第300、304和727天的钱德拉观测是与HRC/LETGS一起进行的。光谱由连续发射加上O和N的强发射线组成，这意味着这些元素的丰度很高。在第300天，发生了耀斑，并在第300天和第304天拍摄的光变曲线中检测到周期性振荡。这个耀斑必须起源于流出物质的深处，因为它在短时间尺度上是可变的。在耀斑前后提取的光谱非常相似，这意味着耀斑是一个非常孤立的事件。我们试图拟合黑体，多云，或APEC模型的LETG光谱失败，由于在解开连续谱和发射线组件的困难。在耀斑期间提取的光谱显示，许多谱线的强度显着增加，并出现了几条以前未检测到的谱线。此外，在耀斑之前和之后看到的一些线条在耀斑期间并不存在。在第727天，只能得到零阶的计数率，而且源太微弱，无法提取光变曲线或光谱。
2009-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey
分析了SDSS-Ⅱ超新星巡天发现的Ia型超新星（SN Ia）光变曲线的上升和下降时间。从一组391个光变曲线k-校正到其余帧B和V带，我们发现光变曲线的上升部分与下降部分相比分散较小。这与计算机模型预测的放射性镍产量的变化对上升的影响小于对下降率蔓延的影响的定性一致。我们在上升和下降属性中发现的差异表明，对光变曲线相位的单一“拉伸”校正不能正确地模拟Ia超新星光变曲线形状的范围。我们选择了一个子集的105光变曲线以及观察的光变曲线的上升和下降部分，并开发了一个“2拉伸”拟合算法，估计上升和下降时间独立。我们发现从爆发到B波段达到峰值亮度的平均时间为17.38 ± 0.17天。我们的平均上升时间比以前的研究中发现的19.5天短;这反映了使用的不同光变曲线模板和2-stretch算法的应用。我们发现，缓慢下降的事件往往有快速的上升时间，但上升减去下降时间的分布是广泛的，单峰。该分布与Strovink（2007）通过分析一小组局部Ia型SNe首次提出的该参数的双峰性相反。我们将SDSS-II样本分为两半，根据上升减去下降值，tr-tf <= 2天和tr-tf>2天，以寻找它们的宿主星系属性和哈勃残差的差异;我们在我们的样本中没有发现宿主星系属性或哈勃残差的差异。
2010-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Observations of the Type Ia Supernova 2011fe in M101 for Nearly 500 Days
本文对M101中明亮的Ia型超新星SN 2011 fe进行了采样光学观测。我们的数据，从$\sim16$天前最大的光，并延长到$\sim463$天后最大，提供了一个前所未有的时间序列的光谱和测光的正常SN~Ia。通过拟合SN 2011 fe的早期上升光变曲线，发现SN 2011 fe的亮度演化遵循$t^n$规律，在$VRI$带中，$n$指数接近2.0，而在$U$和$B$带中，$n$指数略大。结合已发表的紫外（UV）和近红外（NIR）光度学，我们推导出UV/NIR发射相对于光学的贡献。SN 2011 fe的紫外发射强度比其他具有类似$Δm_{15}(B)$的SNe~Ia更强，达到紫外峰值的时间也比其他SNe~Ia早几天，这表明SN 2011 fe在喷出物中对高能光子的捕获较少。此外，$U$波段光变曲线显示出在后期阶段（$t\approx 100$ --300天）下降得明显更快，这也表明喷出物对紫外光子可能相对透明。这些结果支持SN 2011 fe可能具有金属丰度相对较低的祖先系统的观点。另一方面，O~ IPDMATHABMV 7773和Ca~II~NIR三重态的早期光谱表现出明显的高速特征（HVFs），而Si~II~6355的早期光谱几乎不能检测到。这种差异可能是由电离/温度效应或形成HVFs的丰度增强情景造成的;它表明SN 2011 fe的光球温度本质上很低，可能是由于白矮星爆炸时…
2016-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: IV. Light Curve Analyses of Four Oxygen-Rich, F Spectral-Type Objects
我们提出了新的光变曲线，涵盖14至19年的观测四个明亮的原行星状星云（PPN），所有O丰富的F光谱型。它们每个都显示具有显著振幅变化的周期性光变曲线。这四种颜色以前都是不同的。我们的数据与已发表的数据相结合，并搜索周期性。结果如下：IRAS 19475+3119（HD 331319; 41.0天）、17436+5003（HD 161796; 45.2天）、19386+0155（101.8天）和18095+2704（113.3天）。这两个较长的周期与以前的研究一致，而两个较短的周期首次揭示了在这些长的观测间隔中的主导周期。还发现每个对象有多个周期。次级周期都接近优势周期，P2/P1在0.86 ~ 1.06之间。颜色的变化揭示了400至770 K的T（eff）的最大变化。这些变化是由于这些后AGB对象的脉动。最大季节光照变化均小于0.23 mag（V），其温度和周期与Hrivnak等人（2010年）对12个富C PPN的结果一致。对于所有这些PPN，有一个周期和温度之间的反比关系，但是，有一个建议，周期-温度关系可能是有点陡峭的富O比富C PPN。
2015-03-31 astro-ph.SR
Observations of Type Ia Supernova 2014J for Nearly 900 Days and Constraints on Its Progenitor System
我们提出了广泛的地面和$Hubble~Space~Telescope$（$HST$）测光的高度红化，非常接近Ia型超新星（SN Ia）2014 J在M82，涵盖了从9天前到约900天后的$B$ -带最大值的阶段。SN 2014 J在最大亮度附近与其他正常的Ia型超新星相似，但在星云相早期，它在$B$波段显示出通量过剩。这种多余的通量发射可能是由于位于几个10 $^{17}$厘米的拱星材料的一些结构的光散射，与单简并祖系统或双简并祖系统的质量流出在最后的演变或磁驱动风周围的二元系统。在$B$ -带最大值之后的$\sim$ +300到$\sim$ +500天，SN 2014 J的光变曲线显示出相对于$^{56}$ Ni衰变更快的衰减。这种特征可归因于[Fe III] $λ$ 4700和[Fe II] $λ$ 5200周围的发射特征的显著减弱，而不是如先前所建议的正电子逃逸。通过对t $>$ 600天的$HST$图像的分析，证实SN 2014 J的亮度在非常晚的阶段保持平坦的演化。用$^{56}$ Ni、$^{57}$ Ni和$^{55}$ Fe同位素的放射性衰变拟合后期伪测辐射热光变曲线，得到$^{57}$ Ni/ $^{56}$ Ni的质量比为$0.035 \pm 0.011$，与二维和三维延迟爆轰模型预测的相应值一致。结合早期的分析，我们认为SN 2014 J最有可能是通过单简并的…
2019-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Potential Diversity of Early Type Ia Supernova Light Curves
在爆炸后的最初几天，Ia型超新星的光变曲线探测到爆炸恒星的外层，因此为识别它们的祖先提供了重要线索。我们调查如何浅$^{56}$镍分布和拱星材料的存在形状这些早期的光变曲线。这是使用一系列的数值实验进行系统的探索与参数化的属性。虽然并非所有的模型都可以在自然界中实现（事实上，有些人认为其中一些不应该发生），这项工作的精神是提供更广泛的探索的多样性的可能性。我们发现较浅的$^{56}$ Ni导致更陡、更蓝的光变曲线。上升形状的差异可能会在估计爆炸时间时引入误差，从而影响从缺乏观测到的激波冷却发射来推断祖星或伴星半径上限的努力。星周物质会在最初几天内导致显著的光度，但它的存在可能很难识别，这取决于镍的混合程度。在某些情况下，星周物质的热辐射甚至可能导致类似于与伴星相互作用的特征，因此在未来应该收集额外的诊断数据，以正确评估早期的光变曲线。
2016-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curves of symbiotic stars in massive photometric surveys I: D-type systems
本文分析了13颗曾被划分为D型共生星的ASAS、SAMO、OGLE和SAAO JHKL的光变曲线。大多数的近红外光变曲线已经被监测了很多年，显示长期的变化，由于可变的尘埃遮蔽，除了恒星的脉动。到这些天体的距离是从周期光度关系和从Ko-[12]色得到的质量损失率的估计得出的。我们将AS 245重新分类为S型共生体，具有半规则的冷组分，脉动周期约为一年。首次估算了SS 7338（463天）、AS 210（423天）和H2-38（395天）的大振幅脉动周期，证实它们是共生的Miras。将共生的Miras与脉动周期相似的正常Miras进行比较，发现共生星的Ko-平均值较高[12]。这可能表明它们有更高的质量损失率，或者更有可能是Mira丢失的尘埃被困在双星系统中。
2009-06-22 astro-ph.SR
Optical observations of SN 2011fe
我们目前的超新星2011 fe在M101的UBVRI测光，在1-652天的间隔内获得的发现后，以及一个光谱，采取105天后的亮度最大值在B波段。我们导出了光变曲线的参数，构造了颜色曲线和“准测热”光变曲线。该天体的光变曲线、颜色演化和光谱表明SN 2011 fe属于Ia型超新星的“正常”子集。它实际上与一个经过充分研究的“正常”超新星Ia 2003 du相同。
2013-11-14 astro-ph.SR
Measuring Long Stellar Rotation Periods (>10 days) from TESS FFI Light Curves is Possible: An Investigation Using TESS and ZTF
本文结合 ZTF 长基线真值与 unpopular 去趋势及改进 LS 周期图，证明 TESS 光变曲线可可靠测量 NCVZ 中 K/M 矮星超过10天的自转周期。
2025-05-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
iPTF13beo: The Double-Peaked Light Curve of a Type Ibn Supernova Discovered Shortly after Explosion
我们目前的光学光度和光谱观测的Ibn型（SN 2006 jc类）超新星iPTF 13 beo。在估计的第一束光之后约3小时，由中间的Palomar Transient Factory检测到，iPTF 13 beo是有史以来观测到的最年轻和最遥远的Ibn型事件（约430 Mpc）。iPTF 13 beo的光变曲线与其他Ibn型SNe和快速Ic型事件的光变曲线一致，但上升时间略快，为两天。此外，iPTF 13 beo的R波段光变曲线呈现出双峰结构，间隔约9天，这在任何Ibn型SN中都没有观察到。在iPTF 13 beo上升阶段获得的低分辨率光谱没有特征，而在下降阶段获得的晚期光谱显示出窄的中等宽度的He I和Si II特征，FWHM约为2000-5000 km/s，与原型SN Ibn 2006 jc光谱非常相似。我们认为，我们的观察支持一个模型的大质量恒星爆炸在一个密集的氦丰富的星周介质（CSM）。CSM模型中的冲击爆发需要在SN爆炸前几周的时间尺度上释放约0.1 Msun的总质量。
2014-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical observations of the luminous Type IIn Supernova 2010jl for over 900 days
发光的IIn型超新星（SN）2010 jl显示了SN喷出物与致密星周物质（CSM）相互作用的强有力证据。我们提供了SN 2010 jl在最早探测到$t \sim 900$ d后的观测结果，包括从$t = 55$到$909$ d的一系列光谱。我们还补充了我们的晚时间光谱和光度测量的文献中的新的，晚时间$BVRI$光度学的一个额外的时代。结合现有的光度和光谱数据，我们推导出一个半测辐射热的光学光变曲线，并计算出总辐射能量的$\sim 3.5\times10^{50}$尔格的SN 2010 jl的光学。我们还详细研究了H $α$发射线轮廓的演变，并找到了$t \gtrsim 775$ d轮廓不对称的证据，这是不容易解释的任何建议的情况下，这个迷人的事件。最后，我们讨论了光学和近红外线曲线的文献解释，并提出最有可能的解释，他们的演变是形成新的尘埃在密集的，预先存在的CSM风后，$\sim 300$ d。
2015-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Internal rotation and buoyancy travel time of 60 gamma Doradus stars from uninterrupted TESS light curves spanning 352 days
上下文剑鱼座γ星（以下简称$γ$ ~Dor）是一种引力模周期转换星，其周期携带着恒星内部结构的信息。这些周期对内部旋转和化学混合特别敏感，这两个过程目前在恒星演化理论中没有得到很好的约束。目标。我们的目标是识别脉动模式，并推导出内部旋转和浮力旅行时间的106 $γ$多尔恒星观测凌日系外行星调查卫星（TESS）任务在其南部连续观察区（以下简称S-CVZ）。我们依赖于140个先前检测到的周期间隔模式，即一系列（近）连续的脉动模式周期。方法.我们使用的渐近表达式来计算重力模式频率的范围内的旋转速率和浮力旅行时间，覆盖的物理范围在$γ$ ~Dor星。通过最小化自定义成本函数，将这些频率拟合到观察到的周期间隔模式。旋转的影响进行了评估，使用传统的近似旋转，使用恒星脉动代码GYRE。结果得到了60颗TESS $γ$ ~Dor星的脉动模式识别、内自转和浮力走时。对于其余的46个目标，检测到的模式太短或包含太多的丢失模式的明确的模式识别，和较长的光变曲线是必需的。对于成功分析的恒星，我们发现，周期间隔图案从1年长的TESS光变曲线可以约束的内旋转和浮力旅行时间的精度为$\rm 0.03~d^{-1}$和400秒，分别为文献结果的一半，基于4年开普勒光变曲线的$γ$ ~多尔星。
2022-10-18 astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: V. Velocity and Light Curve Analyses of IRAS 17436+5003, 18095+2704, and 19475+3119
我们获得了2007年至2015年期间三个原行星状星云（PPNe）的同期光，颜色和径向速度数据。每个天体的光和速度曲线都显示出相似的脉动周期，IRAS 17436+5003的光度周期为42天和50天，IRAS 18095+2704为102天，IRAS 19475+3119为35天。光和速度曲线是复杂的，具有多个周期和小的可变振幅。尽管如此，至少在有限的时间间隔内，我们能够识别光、颜色和速度曲线中的主导周期，并比较每个周期的相位。颜色曲线的峰值出现在光变曲线之后，而径向速度曲线的峰值出现在光变曲线之前约四分之一个周期。之前在另外两个PPBe中也发现了类似的结果，尽管对它们来说，光和颜色似乎是同相的。因此，PNe在最小和最热的时候看起来最亮。这些相位结果不同于经典造父变星的结果，经典造父变星的光和速度相差半个周期，并且在大约平均大小和膨胀时最热。然而，它们似乎与金牛座RV变星中的大振幅脉动有相似的相位。目前，很少有脉动模型存在的PPNe，这些都不适合的观测，特别是观察到的较长的周期。模型拟合这些新的光和速度曲线将允许确定这些后AGB天体的质量，从而为低质量和中等质量恒星的后AGB恒星演化模型提供重要的约束。
2018-10-30 astro-ph.SR
The quasi-resonant variability of the massive LMC system BI 108
早期B超巨星LMC星BI 108在光度上是可变的，具有独特的光变曲线;在几乎精确的3：2共振中存在两个强周期。我们在VLT/UVES上收集了光谱数据，在10个历元中对10.733天的超周期进行了采样。我们发现的光谱签名SB 2系统组成的两个大规模的B1超巨星的轨道周期为5.366天。较短的周期类似于食双星的光变曲线，周期为3.578天，但数据中没有检测到。我们讨论了短周期的可能原因，并得出结论，四重系统是更合理的假设。
2012-11-17 astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: VI. Multi-Telescope Light Curves Studies of Several Medium-Bright (V=13-15), Carbon-Rich Objects
我们提出了十年的新光度监测的光变的五个演变的恒星与强大的中红外线发射周围的尘埃。其中三个是已知的富碳原行星状星云（PPNe），光谱类型为F $-$ G;另外两个的性质以前未知。对于这三个PPNe，我们确定或改进了IRAS 04296 + 3429（71天），06530 $-$ 0213（80天）和23304 + 6147（84天）的脉动周期。每个周期都有一个次级周期，周期比P $_2$/P $_1$为0.9。光的变化很小，0.1 - 0.2马格。这些都是类似的价值观，发现在其他PPNe。另外两颗是巨星。IRAS 09296 + 1159的脉动周期只有47天，但达到0.5马格的脉动光变化。补充光谱揭示了CH碳星的光谱。IRAS 08359 $-$ 1644是一颗G1 III型恒星，它没有显示出脉动变化;相反，它显示出在这10年的时间间隔内亮度的非周期性下降高达0.5等。这些亮度的下降让人想起北冕座R变星的光变曲线，但亮度的下降幅度要小得多，可能是由于短暂的尘埃遮蔽。它的SED与不寻常的富氧巨星HDE 233517非常相似，后者具有中红外碳氢化合物发射特征。这两个非PPNe变成了罕见的巨星群的成员，由于尘埃，物体可能有有趣的进化历史。
2019-11-27 astro-ph.SR
Eclipsing high-mass binaries I. Light curves and system parameters for CPD-518946, PISMIS24-1 and HD319702
我们提出了第一个全面的光度O星调查的结果，在波鸿大学位于智利Cerro Armazones附近的机器人双折射。对于Pismis 24 -1、CPD-518946和HD 319702这三颗大质量恒星，我们通过Lafler-Kinman算法确定了周期，并在Roche几何的框架内模拟了光变曲线。对于Pismis 24 -1，一个先前已知的食双星，我们提供了第一个光变曲线，并确定了2.36天的光度周期和61.8度的轨道倾角。光变曲线的最佳拟合模型解表明了一种分离的构型。当初始温度为T1 = 42520 K时，我们得到第二组分的温度为T2 = 41500 K。CPD-518946是另一颗已知的食双星，我们修正了它的光度周期为1.96天，轨道倾角为58.4度。该系统可能具有半分离构型，质量比q = M1/M2 = 2.8。如果我们采用T_1 = 34550 K的初始温度，我们得到第二组分的T_2 = 21500 K。HD 319702是新发现的年轻疏散星团NGC 6334的食双星成员。该系统显示了明确的日食，有利于一个分离的配置，周期为2.0天，轨道倾角为67.5度。结合我们的光度测量结果和主光谱型O_8 Ⅲ（f）（T_1 = 34000 K），我们得到次级成分的温度为T_2 = 25200 K。
2013-06-23 astro-ph.SR
Light curve solutions of 12 eccentric Kepler binaries and analysis of their out-of-eclipse variability
根据开普勒观测资料，测定了12颗食偏心双星的偏心率、近星点角、轨道倾角、质量比、恒星温度和相对恒星半径。对它们的食外变化的分析得出以下结果：（i）KIC 10490980表现出旋转（ii）发现了4颗新的心跳星：KIC 9344623和KIC 10296163，它们具有宽的潮汐诱导光丘; KIC 9119405和KIC 9673173，它们具有窄的“W”形特征;（三）KIC 4932691显示了大约为轨道周期18次谐波的振荡。我们确定，在周期-偏心率图上，偏心开普勒双星落在包络P（1-e^2）^{3/2} = 5天以下，并且令人惊讶地缺少周期为25-35天的偏心双星。
2016-12-22 astro-ph.SR
Extensive optical and near-infrared observations of the nearby, narrow-lined type Ic SN 2007gr: days 5 to 415
我们目前的光度和光谱观测在光学和近红外波长的附近类型Ic SN 2007 gr。这些是迄今为止这一类型超新星最广泛的数据集，从发现后不久到爆炸后一年多的频繁覆盖。我们推断B波段最大值的上升时间为11.5 \pm-2.7天。我们发现B波段的峰值星等为M_B=-16.8，光变曲线与所谓的“超新星”SN 2002 ap非常相似。相比之下，SNe 2007 gr和2002 ap的光谱显示出明显的差异，尤其是在它们各自的膨胀速度上。我们将这些差异主要归因于它们的祖先恒星在爆炸时的密度分布，即SN 2007 gr比SN 2002 ap更紧凑。根据SN 2007 gr的准测辐射热光变曲线，我们估计在爆炸中产生了0.076 $\pm$ 0.010 Msun的56 Ni。我们的近红外（IR）光谱清楚地显示了一氧化碳（CO）的第一泛音相对于B带最大值在~70至175天之间的开始和消失。CO分子的检测意味着电离的He在碳/氧层内没有微观混合。从光学光谱，近红外光变曲线，和颜色的演变，我们发现没有证据尘埃凝结在喷出物了约400天。鉴于前所未有的时间覆盖范围和高信噪比数据的组合，我们建议SN 2007 gr可以用作这一子类超新星的模板对象。
2009-09-21 astro-ph.SR
CCD Photometry of a Newly Confirmed SU UMa-Type Dwarf Nova, NSV 4838
我们提出了时间分辨CCD测光的矮新星NSV 4838（UMa 8，SDSS J102320.27+440509.8）在2005年6月和2007年2月爆发。两条光变曲线都显示出超级峰，2005年爆发的平均周期为0.0699（1）天，2007年爆发的平均周期为0.069824（83）天。利用其已知的轨道周期0.0678天，我们根据经验关系式估计系统的质量比为$q$ =0.13。虽然大多数SU UMa型矮新星具有类似的超峰周期显示负的周期导数，我们发现在2007年的超级爆发期间，超峰周期在$\dot{P}$ / $P_{\rm sh}$ =+7（+3，-4）$\times10^{-5}$时增加。我们还研究了NSV 4838的长期光变曲线，从中我们推导出340天作为该系统的超循环。
2009-02-06 astro-ph.SR
A 9-Month Hubble Space Telescope Near-UV Survey of M87. I. Light and Color Curves of 94 Novae, and a Re-determination of the Nova Rate
本研究利用哈勃望远镜对M87开展9个月近紫外观测，获取94颗新星的光变与色变曲线，验证再发新星爆发频率限制，重新测定M87新星发生率约为352次/年，证实地面观测存在显著遗漏。
2023-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
CoRoT target HD 51844: a delta Scuti star in a binary system with periastron brightening
HD 51844是在CoRoT LRa 02中被观测到的一个地震目标，后来被证明是一个SB 2系统。长达117天的光变曲线显示盾牌座δ的脉动在6 ~ 15 d^{-1}的范围内，其中有四个频率的振幅大于1.4毫等，而丰富的频谱的振幅低于0.6毫等。此外，光变曲线显示出每33.5天重复一次的增亮事件，最大值为3 mmag，持续时间约为5天。因此，这颗恒星可以被认为是心跳候选者。光谱的径向速度证实了一个偏心的二元系统，具有几乎相同的质量和物理参数。光变曲线的增亮事件与最大径向速度分离一致，表明增亮实际上是由潮汐畸变和/或反射光引起的。一个组件显示较大的线轮廓变化，而另一个组件不显示显著变化。频率分析揭示了四个最高振幅频率的五重结构，这是由于脉动恒星的轨道运动。
2013-09-17 astro-ph.SR
Variability in Proto-Planetary Nebulae: VII. Light Curve Studies of Five Medium-bright, Oxygen-rich or Mixed-chemistry Post-AGB/Post-RGB Objects
我们已经监测了超过十年的时间间隔的光变化的五个演变的恒星非常大的中红外线过剩。所有五个物体似乎都有富氧或富氧和富碳混合的化学物质。它们都有不同的光：四个在$\sim$ 0.2 MAG的小范围内，第五个在$\sim$ 0.7 MAG的较大范围内。光谱类型范围从G2到B 0。在三个较冷的恒星中首次发现了周期性脉动，它们是IRAS 18075 $-$ 0924（123天），19207 $+$ 2023（96天）和20136 $+$ 1309（142天）。在较热的行星中没有发现明显的周期性，但它们似乎在几天或更短的时间尺度上变化。两个行星还显示出一些长期周期变化的证据（$\sim$ 4年）。其中三个似乎是原行星状星云，处于恒星演化的后渐近巨星分支（post-AGB）阶段。它们的光的变化是在一般协议与温度之间的关系，脉动周期，和脉动幅度发现在以前的研究PPNe。然而，另外两颗行星的光度似乎太低（1000 $-$ 1500 L $_{sun}$），基于盖亚距离，处于后AGB阶段。相反，它们似乎是最近在麦哲伦星云中发现的尘埃后红巨星分支恒星的银河系类似物，这些恒星的演化可能因与双星伴星的相互作用而中断。如果是这样的话，那么这些将是银河系中发现的第一批尘埃后RGB物体。
2020-08-03 astro-ph.SR
The First Light Curve Solutions of GW Leo and Period Study of Two Contact Binary Systems
我们进行了GW Leo的第一次光变曲线分析，并获得了QT Boo的新星历。在对两个接触双星系统的光度研究中，我们发现这两个双星系统的周期分别以dp/dt=-6.21 <$10 ^（-3）days yr^（-1）和dp/dt=-4.72 <$10 ^（-3）days yr^（-1）的速率减小。光变曲线的研究还表明，GW Leo是一颗与W Uma接触的食双星，光度质量比q=0.881 ± 0.030，填充因子f= 3%，倾角54.060 ± 0.066 °。由于O 'Connell效应（称为光变曲线最大值的不对称性），冷点与解决方案一起使用。我们还从距离模量公式计算出GW Leo的距离为465.58+-23 pc，这与Gaia DR 2使用二元系统的视差测量的量相对接近。并给出了它们在H-R图上的位置。
2020-11-24 astro-ph.SR
Monitoring a high--amplitude Delta Sct star for 152 days: discovery of 12 additional modes and modulation effects in the light curve of CoRoT 101155310
小振幅非径向模式在高振幅三角洲尺度（HADS）变量的检测一直是非常难以捉摸的，直到其中至少有五个被检测到的光变曲线的V974 Oph从地面观测。径向和非径向模式的组合具有很高的星震潜力，这要归功于我们可以在建模中设置的强大约束。对流、自转和行星凌日飞行任务确保从空间对ASAS 192647-0030.0=CoRoT 101155310（P=0.1258 d，V=13.4）进行持续监测，这是利用这种潜力的独特机会。在彩色模式下进行22270 CoRoT测量。它们跨越152天，覆盖1208个连续周期。经过对一次跳跃和长期漂移的校正，噪音水平变成了29微等。彩色CoRoT数据的相移和振幅比，HARPS光谱，和周期光度关系被用来确定一个自洽的物理模型。反过来，它使我们能够对振荡光谱进行建模，同时也对恒星的内部结构提供反馈。除了基本径向模式f1=7.949 c/d，谐波高达10 f1，我们检测到12个独立的条款。还发现了线性组合，并通过61个频率（最小振幅0.10毫微克）解决了光变曲线。最新的结果是探测到了f1模的周期性调制（以f1和2f 1为中心的+/-0.193 c/d的三重态），被讨论为旋转效应或Blazhko效应对HADS恒星的延伸。物理模型表明，CoRoT 101155310是一颗演化的恒星，有轻微的太阳下金属丰度，接近终龄主序星。所有的12个附加项都被确定为在预测的过稳区域中具有…
2011-02-15 astro-ph.SR
The bumpy light curve of supernova iPTF13z
I In型超新星（SN）主要由SN喷出物与星周介质（CSM）的相互作用所控制。一些SNe IIn（例如，SN 2006 jd）在它们的光变曲线中有重新变亮（“颠簸”）的情节。我们提出了iPTF 13 z，一个SN IIn发现的中间帕洛玛瞬态工厂（iPTF）和其光变曲线的几个凸起的特点。我们分析这种特殊的行为，试图推断CSM和SN爆炸的性质，以及其祖星的性质。我们在帕洛玛天文台的P48和P60望远镜发现后获得了超过1000天的多波段光学测光。我们获得了同一时期的低分辨率光谱。我们做了一个原始爆发的档案搜索。我们分析了我们的光度和光谱，并比较iPTF 13 z与其他SNe IIn。一个简单的分析模型被用来估计CSM的属性。iPTF 13 z是SN IIn，在其下降阶段显示具有五个凸起的光变曲线。撞击的振幅在0.4到0.9等之间，持续时间在20到120天之间。最突出的隆起出现在我们所有不同的光学波段。光谱显示出典型的SN IIn特征，发射线为H $α$（具有宽的FWHM ~ $10^{3}-10^{4} ~{\rm ~km ~s^{-1}}$和窄的FWHM ~ $10^2 \rm ~km ~s^{-1}$）和He I，也具有Fe II、Ca II、Na I D和H $β$ P-Cygni轮廓（具有~ $10^{3}$ ${\rm ~km ~s^{-1}}$速度）。一次爆炸前的爆发被确认为…
2017-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The bright Type IIP SN 2009bw, showing signs of interaction
本文介绍了UGC 2890中IIP型超新星2009 bw从爆发后几天到241天的光度学和光谱学。SN 2009 bw在光球相期间的光变曲线与正常SNe IIP的光变曲线相似，但具有更亮的峰值和平台（Mmax R = -17.82 mag，Mplateau R = -17.37 mag）。从光球到星云阶段的光度下降是有史以来观测到的最快的之一，大约13天内达到2.2等。辐射热光变曲线的放射性尾部表明56 Ni的喷射量为\approx 0.022 M \odot。光球光谱显示直到激波爆发后约105天的Hα和Hβ高速线，这表明SN喷出物和先前存在的星周物质之间可能存在早期相互作用，以及CNO元素的存在。通过模拟辐射热光变曲线、喷出物膨胀速度和光球温度，我们估计出\odot的总质量为8- 12 M，动能约为0.3 foe，初始半径约为3.6 - 7 \times 10^13 cm。
2012-02-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
Multifrequency nature of the 0.75 mHz feature in the X-ray light curves of the nova V4743 Sgr
我们提出了8个X射线光曲线和一个光学/紫外光曲线的新星V4743 Sgr（2002年）的CHANNEL和XMM采取爆发后的天：50（早期硬发射阶段），180，196，302，371，526（超软源，SSS，阶段），742和1286（静态发射阶段）的时间分析。我们研究了多频性质和时间演化的主峰在~0.75兆赫使用标准的Lomb-Scargle方法和2-D正弦拟合方法。在第180天和第196天，我们发现了一个双重结构的峰值和它的泛音。在第196天，两个频率更接近，表明两个峰值之间的差异逐渐减小。对于后面的观测，只能检测到单个频率，这可能是由于曝光时间短于两个峰值之间的拍频周期，特别是如果它们移动得更近。在第742天和第1286天的观测时间足够长，可以检测到两个频率，而在第196天发现了差异，但我们确信只发现了一个频率。我们发现振荡频率和振幅的显着变化。我们推导出黑体温度从SSS光谱，和频率和黑体温度的变化的演变表明，0.75兆赫的峰值调制脉动。后来，在核燃烧停止后，信号稳定在一个单一的频率，尽管X射线频率与从XMM机载OM和地面观测获得的光学/紫外频率不同。我们认为，晚的频率是白矮星的旋转和自旋/轨道周期的比例强有力地支持该系统是一个中间极性。
2010-03-11 astro-ph.SR
Orbital period correction and light curve modeling of the W-subtype shallow contact binary OWLeo
首次对OW Leo的轨道周期和多色光变曲线进行了研究。本文将OW Leo的轨道周期从$P = 0.325545$天修正为$P = 0.32554052$天，并利用ASAS-SN的观测数据对修正后的轨道周期进行了检验。利用新周期计算了OW Leo的相态光变曲线，并用Wilson-Devinney程序模拟了OW Leo的相态光变曲线，结果表明OW Leo是一个W型浅接触双星系统（$q = 3.05$，$f = 12.8\,\%$）。两颗恒星的绝对物理参数分别为$M_{1} = 0.31(1)M_\odot$、$M_{2} = 0.95(3)M_\odot$、$R_{1} = 0.63(1)R_\odot$、$R_{2} = 1.04(1)R_\odot$、$L_{1} = 0.43(1)L_\odot$和$L_{2} = 1.01(2)L_\odot$。恒星的演化状况表明，质量较大的恒星比质量较小的恒星演化得更少。狮子座的金属丰度非常低，这意味着它的形成和演化几乎不受任何其他成分的影响。它是由一个最初分离的双星系统经过核演化和磁制动角动量损失而形成的，经历了很长时间的主序演化。
2020-07-27 astro-ph.SR
Eta Carinae's historical light curve: evidence for cyclic Roche lobe overflow from the primary star
Instituto de Astr., Geofísica e Ciências Atmosf. da USP（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Escola de Ciências e Tecnologia, Universidade Federal do Rio Grande do Norte（北里奥格兰德联邦大学科学与技术学院）；Instituto Nac. de Pesq. Espaciais/MCTI（国家空间研究院/科技部）；Instituto de Astrofísica de La Plata (CCT La Plata - CONICET/UNLP)（拉普拉塔天体物理研究所（拉普拉塔中心-阿根廷国家科学研究委员会/拉普拉塔国立大学））；Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理实验室）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本研究利用HST观测校准地基光度数据，分离海山二恒星核心与星云的V波段流量，发现大振幅轨道光变曲线，证实主星存在周期性洛希瓣渗溢，并解释了相关光度特征的成因。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dwarf Nova V1040 Centauri and Variable Stars in its Vicinity
本文介绍了矮新星V1040 Cen的光度测量结果。光变曲线显示了两次正常的爆发，重现时间约为40天，振幅约为2.5兆。平静数据显示了周期在0.1天（2.4小时）至0.5天（12小时）范围内的振荡，原因不明。我们测得V1040 Cen的轨道周期为P_orb = 0.060458（80）天（1.451 +-0.002 h）。根据M_v-P_orb关系，我们求得V_（1040）Cen的距离为137 ± 31 pc。本文还报道了在监测到的矮新星场中发现的11颗新的变星。
2011-11-27 astro-ph.SR
Multifractal charactarization as a function of timescale in the light curves with planetary signal observed by the kepler mission
天体物理学数据在时间领域涉及广泛的恒星变化现象，其中包括几个小时的磁活动，直到太阳系外行星的签名，可以覆盖几天到几十年的时间尺度。目前正在开发许多仪器来探测地球大小的系外行星。具有这种尺寸的系外行星对科学仪器和数据处理研究领域提出了挑战。在这种情况下，我们的研究提供了一个强大的框架来解释动力学特性作为时间尺度的函数与行星信号的光变曲线。为此，我们选择了恒星目标开普勒-30来测试我们的方法和程序。从这个意义上说，我们调查的多重分形行为的开普勒-30系统组成的一个类似太阳的恒星的旋转周期为16天和三个行星的质量之间的2个地球和2.5木星质量。此外，该系统的轨道周期从29天到143天不等，轨道几乎共面。这个系统非常有趣，因为恒星黑子的动力学受到行星在恒星前面经过的强烈影响。我们使用开普勒任务收集的大约1600天的高精度测光来研究恒星旋转引起的准周期变化以及作为时间尺度函数的光斑演化效应。我们应用多重分形分析提取的指标来模拟活动区引起的磁通旋转调制。我们的研究结果表明，在开普勒-30恒星的恒星流量变化所造成的旋转调制可以复制详细的只有最近已知的四个多重分形指数。这些指数将大大简化当前TESS和未来PLATO数据的现场建模。
2022-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Periodicity in some light curves of the solar analogue V352 CMa
我们的目的是研究太阳类似物V352 CMa的光变曲线周期性，特别是表明低振幅光变曲线中存在或不存在周期性可以用连续周期搜索（CPS）方法进行建模。我们应用CPS方法对V352 CMa进行了14年的V波段测光，并获得了所选数据集中光变曲线的平均值、振幅、周期和最小值的估计。我们还将功率谱方法（PSM）应用于这些数据集，并将这种常用方法的性能与CPS进行了比较。我们在平均亮度中发现了$11.7 \pm 0.5$年周期的迹象。长期平均光度旋转周期为$7.24 \pm 0.22$天。如果太阳表面的差旋定律在V352 CMa是有效的，并且周期变化跟踪了这一现象，那么差旋系数的下限将是$|k| > 0.12$。用柯伊伯方法从光极小期的历元中检测到以$7.157 \pm 0.002$天为周期旋转的稳定活动行星的迹象。CPS比传统的PSM表现更好，因为后者总是使用正弦模型的数据，即使这显然不是正确的模型。
2013-10-16 astro-ph.SR
Optical And X-ray Variability Of γ Cas Stars: Sao 49725
该研究结合光学、X射线光谱与TESS测光，分析SAO 49725的短时线轮廓变化、1.1989天自转周期及跨历元光变特征。
2025-05-13 astro-ph.SR
The {\it K2} Light Curves and Stunted Outbursts of AC Cnc
我们描述了两个观测的新星样激变变量AC Cnc获得与{ \it开普勒}在其改进的第二次任务（{ \it K2}）。使用{ \it K2} 1分钟踏频模式，在活动5和18期间获得数据。活动5（C 05）从${\sim}$ 2015年4月27日持续至${\sim}$ 2015年7月10日，共74.8天，获得了${\sim}$ 106，000个测量值。活动18（C18）从${\sim}$ 2018年5月13日持续至${\sim}$ 2018年7月2日，共50.7天，获得$\sim$ 72，000个测量值。C 05的光变曲线揭示了两个“发育不良的爆发”，其性质与从地面观察到的发育不良的爆发一致;在C18的观测结束时，一个发育不良的爆发正在进行中。在发育不良的爆发期间，发现主食的深度增加，但在主食中期的剩余亮度几乎保持不变。相比之下，二次日食保持相同的深度，但在爆发期间，随着食外光的轨道变化，在中次日食的亮度增加。日食星历表在统计上与历史星历表一致，并且只显示了周期变化的边缘证据。基于{ \it K2}数据，我们不能证实AC~Cnc中的非轨道周期性。
2019-04-09 astro-ph.SR
A search for transiting companions in the J1407 (V1400 Cen) system
2007年，年轻的恒星1 SWASP J140747.93-394542.6（V1400 Cen）经历了一系列复杂的深蚀，历时56天。这是由于一个环系统的凌日填充了一个看不见的亚恒星伴星的希尔球的很大一部分。随后的光度监测没有发现任何其他来自这个候选环系统的深凌，但如果有更多的亚恒星伴星，并且它们与潜在的环系统共面，它们也有可能会经过恒星。这颗年轻的恒星是活跃的，光变曲线显示出5%的振幅调制，由于恒星黑子的旋转，其主要旋转周期为3.2天。我们的模型，并删除旋转调制的J1407光变曲线和搜索额外的过境签名围绕J1407轨道的亚恒星同伴。我们结合测光J1407从几个天文台，跨越19年的基线。我们通过将可变性建模为周期性信号来去除旋转调制，由于恒星的活动周期，其周期性随着时间的推移在几年内缓慢变化。凌日最小二乘（TLS）分析在清洁光变曲线内搜索任何周期性凌日信号。我们确定了J1407的活动周期为5.4年。凌日最小二乘搜索在光变曲线中没有发现任何合理的周期性日食，从5天的1.2%振幅到20天的1.9%振幅。这种灵敏度是通过将人工凌日注入光变曲线并确定作为凌日深度和轨道周期函数的恢复分数来证实的。J1407被确认为一颗年轻的活跃恒星，其活动周期与快速旋转的太阳质量恒星一致。由于旋转调制被移除，TLS分析排除了半径大于1木星的凌日伴星。
2021-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quantifying the Limits of TESS Stellar Rotation Measurements with the K2-TESS Overlap
该研究利用约23,000颗TESS与K2交叉观测恒星样本，以K2周期为基准评估TESS恒星自转周期测量的准确性，量化其不确定性、可靠性及完整性，为相关研究提供质量筛选参考。
2025-04-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
