Wavelength Dependence of Activity-Induced Photometric Variations for Young Cool Stars in Hyades
我们调查光度的变化，由于恒星的活动，诱导系统的径向速度误差（所谓的“抖动”）的四个目标在毕宿疏散星团观察的K2任务（EPIC 210721261，EPIC 210923016，EPIC 247122957和EPIC 247783757）。应用高斯过程回归的K2光变曲线和近红外（NIR）光变曲线与IRSF 1.4米望远镜观察到的，我们推导出由于恒星活动的光度信号的波长依赖性。为了估计K2和IRSF两个观测周期之间光度变化幅度的时间变化，间隔超过2年，我们分析了毕宿星团中的一些K2目标，这些目标也在活动4和13中观察到，并发现2年内的代表性变化率为38%pm 71%。考虑到这种时间变化，我们约束的恒星光球中的星点的投影大小和温度对比度的属性，分别约为10%和0.95。这些星点的属性可以引起相对较大的差异，在不同的观测通带的变化幅度，我们发现，径向速度抖动可能会更抑制在NIR比以前预期的。我们的结果支持正在进行的系外行星搜索项目的利润，这些项目试图通过近红外径向速度测量来检测或确认疏散星团中的年轻行星。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar activity with LAMOST. III. Temporal variability pattern in Pleiades, Praesepe, and Hyades
我们提出的结果，从一个系统的研究恒星活动的时间变化的年轻晚型恒星。我们使用了多历元LAMOST低分辨率光谱的300多名成员候选人在三个年轻的疏散星团：昴星团，Praesepe，毕星团。用7050 nm附近的TiO带强度（TiO 2）和Hα线的等效宽度（EW Hα）分别作为冷斑覆盖率和色球发射强度的示踪物。对这两种示踪剂的时间变化模式分析表明，TiO 2和EW Hα存在可探测的变化，其时间尺度从天到年不等。结果表明，更活跃的恒星，年轻和快速旋转，往往有较大的活动变化。TiO 2与EW Hα的时间变化有反相关的趋势。此外，在某些M矮星中，Hα辐射与K2亮度之间的旋转相位存在明显的反相关，表明冷星斑与谱斑在空间上存在共位现象，但冷星并不总是表现出这种共位特征。此外，在几颗M矮星的所有旋转阶段，光斑覆盖和Hα发射都很明显，表明活动水平处于基础水平，这可能是由于大气中有许多小而随机分布的活动区域。
2020-05-29 astro-ph.SR
TW Hya: Spectral Variability, X-Rays, and Accretion Diagnostics
最近的吸积金牛座T星，TW Hya被观测到的光谱和光度测量同时与长期的分段曝光使用的CHANNEL卫星。WASP-S的同期光学光度测定表明，在此期间存在4.74天的时间。在H-α通量和总X射线通量中缺乏类似的周期性，这表明光度变化的不同来源。H-α发射线本质上是宽的和对称的，其轮廓和变化都表明起源于激波后冷却区。吸积事件，软X射线信号，跟踪光谱首次通过光学发射线轮廓。在吸积事件之后，在H-α和H-β线中观察到的向下流动的湍流物质随后是He I（5876A）增宽。在X射线吸积事件之后，光学面纱的延迟约为2小时。大约2.4小时后，恒星日冕的辐射对遮蔽层的增加作出了反应，这直接证明恒星日冕部分是由吸积作用加热的。随后，恒星风重新建立。我们提出了一个模型，将这一系列事件的顺序：吸积冲击，冷却下降流在超音速湍流区域，其次是光球，后来，日冕加热。这个模型自然地解释了宽的光学和紫外线的存在，并影响从发射线轮廓确定的质量吸积率。
2012-02-28 astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Magnetic Cataclysmic Binary System EX Hya
利用Tzec Maun天文台的RC-16和TOA-150望远镜对双周期磁激变系统EX Hya进行了观测。在2010-2011年获得了6个夜晚的观察结果（或者更换过滤器VR）。分析了WASP、ASAS和AAVSO的数据库。使用MCV程序进行时间序列处理。我们分析了白矮星自转周期的变化，并根据我们自己和以前发表的最大时刻。天文历是根据与磁白矮星自转相关的辐射通量最大值确定的：Tmax=2437699.89079（59）+0.0465464808（69）.E-6.3（2）*10^{-13 E ^2，这对应于自转加速的特征时间尺度4.67（14）* 10 ^6年。这与Yuasa等人（2010）基于X射线观测得出的白矮星质量为0.42 M_ \odot的估计值相矛盾，但与0.79 M_ \odot的估计值一致（白矮星）和0.108 M_ \odot（红矮星）先前发表的Beuermann和Reinsch（2008），以及白矮星的磁场对吸积等离子体的俘获是在洛希瓣边缘附近的假设。分析的矩不支持Mauche等人（2009）关于星历中统计上显著的立方项的假设。尽管EX Hya中存在爆发，但与DO Dra存在显著差异，这支持了对中间极的详细分类的介绍，即“爆发中间极”和“磁矮星新星”。"
2013-08-08 astro-ph.SR
Period variations the intermediate polars EX Hya, FO Aqr and RXS J180340.0+401214
本文介绍了对中极星FO Aqr、EX Hya和RXS J180340.0+401214 = USNO-A2.0 1275-09738647的CCD测光研究结果及相应的改正星历。
2012-12-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spot evolution on LQ Hya during 2006--2017: temperature maps based on SOFIN and FIES data
上下文LQ Hya是最常被研究的年轻太阳类似恒星之一。最近，通过分析长期光度学，观察到它表现出有趣的行为：在2003- 2009年期间，许多作者报道了在旋转框架中迁移的相干斑点结构，但从那时起，恒星进入了一种混沌状态，相干结构似乎已经消失，光度最小值的快速相位跳跃随着时间的推移不规则地发生。目标。LQ Hya是SOFIN/FIES长期监测活动中的明星之一，该活动持续了25年。在这里，我们发布了2006- 2017年期间恒星的新温度图，涵盖了恒星的混沌状态。方法.我们使用多普勒成像技术，从高分辨率光谱获得表面温度图。结果从多普勒地图的平均温度中，我们看到恒星表面温度的微弱但系统性的增加。这与同时增加的光度星等是一致的。在几乎所有的观测季节，我们看到一个高纬度的斑点结构，这显然是非轴对称的。这种结构的相行为是非常混乱的，但符合合理的测光。赤道斑点也经常出现，但我们认为其中许多是由于相位覆盖范围差到中等而造成的伪影。结论.即使在恒星的混沌阶段，斑点的拓扑结构仍然非常类似于具有更连贯和更长寿命的斑点结构的更高活动时期：我们看到高纬度和赤道的斑点活动，中纬度范围仍然是最常见的空白斑点。我们解释的不稳定的跳跃和漂移的光度极小值的相位所造成的高纬度点结构的变化，而不是赤道点。
2019-04-18 astro-ph.SR
HS Hya about to turn off its eclipses
目的：我们的目标是对HS Hya系统进行首次长期分析。方法：我们进行了一个分析的长期演变的光变曲线的分离食系统HS Hya。收集了自发现以来所有可用的光度数据，分析了光变曲线，特别关注系统倾角的演变。结果：我们发现系统的倾角发生了快速的变化。自发现至今，该系统的倾角变化超过15度。光变曲线的形状发生了变化，现在日食几乎无法被探测到。第三远区分量引起近区轨道的进动，其节周期约为631年。结论：我们迫切需要新的精确观测，最好是今年，因为变化幅度每年都在迅速下降。目前我们只知道10个这样的系统。
2012-05-30 astro-ph.SR
Spot activity of LQ Hya from photometry between 1988 and 2011
我们研究了年轻的色球活跃的主序星LQ Hya的黑子活动。我们的目标是确定可能的活动星系，估计差异旋转和研究长期和短期的活动变化。我们的分析是基于24年的约翰逊V波段测光。我们使用先前公布的连续周期搜索（CPS）的方法来模拟LQ Hya的光变曲线的演变。CPS将傅立叶级数模型拟合到短的重叠数据子集。这使我们能够以更高的时间分辨率监测恒星的斑点配置。我们发现LQ Hya光变曲线的平均水平和振幅存在季节性变化。光变曲线振幅的变化似乎不是周期性的，但平均震级的长期变化可以用大约13年的周期来解释。由于观测到的时间序列长度有限，尚不可能确定这一结构是否真的是周期性的，是否代表一个活动周期。我们估计恒星的微分旋转很小，恒星可能非常接近刚性转子。我们寻找活跃的恒星，发现在长达六个月的时间尺度上，通常有一个或两个相对稳定的活跃地区的恒星有限的相位迁移。在超过一年的时间尺度上，除了2003年至2009年期间，可能还有1995年之前的某个时间，没有稳定的活跃的生物。我们发现任何有规律周期的人字拖的迹象。在观测期间的光变曲线的变化的平均时间尺度被确定为与预测的恒星对流周转时间相同的数量级。
2015-09-22 astro-ph.SR
HST FUV monitoring of TW Hya
经典金牛座T型星（CTTS）是年轻（<1000万年）的冷恒星，它们积极地从盘中吸积物质。它们显示出强、宽和不对称的原子FUV发射线。既不了解宽度，也不了解线条轮廓。很可能，不同的机制影响线的轮廓;最好的候选人是吸积，风和恒星活动。我们用哈勃太空望远镜宇宙起源光谱仪（HST/COS）监测了附近明亮的CTTS TW Hya中的C IV 1548/1550 Ang双重态，以将其与i）COS NUV Mg II线剖面中看到的冷风，ii）联合地面监测的光度周期，iii）从紫外连续光谱确定的吸积率，和iv）来自独立地面观测的Ha线轮廓。这些观测跨越了分布在几周内的10个轨道，涵盖了恒星旋转、吸积和风的典型时间尺度。在这里，我们描述了一个模型与本质上不对称的C IV线。
2014-08-15 astro-ph.SR
New Spatially Resolved Mid-IR Observations of the Transitional Disk TW Hya and Tentative Evidence for a Self-Luminous Companion
本文介绍了双子座望远镜上的T-ReCS仪器在8.74 μm、11.66 μm和18.30 μm处对典型过渡盘天体TW Hya的空间分辨观测。这些观测结果是双子座一种新的观测模式的结果，这种模式可以实现散斑成像。使用这种技术，我们成像我们的目标与足够短的曝光时间，以实现衍射极限图像。我们使用傅立叶技术，以减少我们的数据，这使得高精度校准的仪器点扩散函数。我们的观测跨越了两个时期，我们提出了TW Hya盘在11.66 μm处的时间变化的证据。我们发现，以前的模型TW海亚的磁盘从文献中是不符合我们的意见，并构建一个模型来解释的差异。我们在数据中检测到边缘不对称性，在最短波长处最显着。为了解释我们的数据，我们需要一个模型，其中包括一个光学薄的内盘延伸从0.02到3.9 AU，光学厚环代表外盘壁在3.9 AU和延伸到4.6 AU，和一个热于盘平衡源的发射位于约3.5 AU。
2012-04-02 astro-ph.SR
On the Origin of Stochastic, Low-Frequency Photometric Variability in Massive Stars
高精度光度观测揭示了早期型恒星普遍存在的随机低频光度变化。有人认为，这种变化是由于地下对流或内部重力波发射的对流核心。在这里，我们表明，在地下对流层对流的相关属性与随机低频光度变化的时间尺度和幅度，以及与宏观湍流的幅度非常好。我们认为，低频，随机光度变化和表面湍流在大质量恒星是由地下对流的存在。我们发现，所观察到的表面光度变化和宏观湍流依赖于对流核心驱动的内部重力波的解释遇到了一些困难，似乎不太可能能够解释所观察到的趋势。
2021-05-19 astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova GY Hya
虽然相对较亮，但激变变星GY Hya在过去并没有引起太多的注意。作为一个项目的一部分，以更好地表征这样的系统光度，我们观察了白光的光变曲线，每一个跨越几个小时，在布朗伯格天文台，南非，在2004年和2005年，并在Observatório do Pico dos Dias，巴西，在2014年和2016年。这些数据允许研究轨道调制及其季节变化。轨道周期，已经从Peters & Thorstensen（2005）的光谱观测中得知，通过系统中质量施主星的强烈椭球变化和两个分量的食的存在得到证实。得到了0.34723972~（6）天的精化周期和订正星历。平均轨道光变曲线的季节性变化可以定性地用热点对系统光的贡献的变化以及盘半径的变化来解释。椭球变化的幅度和日食接触相位允许对质量比，轨道倾角和主要和次要组件的相对亮度施加一些限制。有一些迹象表明，在平静期间的磁盘半径，表示在组件分离的单位，是小于其他矮新星。
2017-03-14 astro-ph.SR
Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. NY Hya: A test for magnetic stellar evolution models
本研究针对类太阳食双星NY Hya，结合多源观测数据通过最小二乘法等推导其物理与轨道属性，用以检验和比对经典及磁恒星演化模型。
2024-04-12 astro-ph.SR
Impact of photometric variability on age and mass determination of Young Stellar Objects: A case study on Orion Nebula Cluster
对于主序前天体，确定年龄和质量的唯一方法是在色-星等（或者光度-温度）图上拟合理论等时线。由于年轻的恒星天体在很大的星等和颜色范围内表现出光度变化，因此通过拟合等时线确定的年龄和质量即使不是错误的，也是不准确的。这些反过来又会严重影响任何关于年龄分布和恒星形成过程的研究。由于我们已经对猎户座星云团（ONC）进行了非常广泛的光度观测，我们决定使用我们的多波段数据来探索变化对确定星团成员质量和年龄的影响。在这项研究中，我们得到了346个ONC成员样本的V，R和I光带的光度变化幅度，并用它来研究这种变化如何影响推断的质量和年龄，以及它是否可以单独考虑早期研究报告的ONC成员之间的年龄分布。我们发现，成员表现出周期性和平滑的光度旋转调制的质量和年龄不受变化。另一方面，我们发现，成员与周期性的，但非常分散的光度旋转调制和成员与不规则的变化，他们的质量和年龄显着影响。此外，使用Hertzsprung-Russell（HR）图，我们发现，所观察到的I波段光度变化可以考虑到只有一小部分（约50%）的推断年龄的蔓延，而V波段光度变化是大到足以掩盖任何年龄蔓延。
2017-02-06 astro-ph.SR
Photometric variability as a proxy for magnetic activity and its dependence on metallicity
了解低质量恒星的磁活动如何依赖于它们的基本参数是恒星天体物理学的一个重要目标。以前的研究表明，活动水平在很大程度上取决于恒星的罗斯比数，其定义为旋转周期除以对流周转时间。然而，我们目前对化学成分所起的作用知之甚少。在这项工作中，我们调查金属丰度如何影响磁活动使用光度变化作为活动代理。类似于其他代理，我们证明了光度变化的幅度以及参数化的Rossby数，虽然在一个更复杂的方式。我们还表明，变异幅度和金属丰度一般呈正相关。这种趋势可以理解为金属丰度对恒星结构的影响，因此，对流周转时间（或等效的Rossby数）。最后，我们证明了光度变化的金属丰度的依赖性的结果在旋转周期检测偏差，从而富含金属的恒星的周期更容易恢复一个给定的质量的恒星。
2021-03-09 astro-ph.SR
A wavelet analysis of photometric variability in Kepler white dwarf stars
本文对14颗开普勒白矮星进行了小波分析，以确定它们的光度变化行为，并寻找这些目标的周期性。从观测到的开普勒光变曲线，我们得到了小波局部和整体功率谱。通过这一过程，人们可以在时间-频率域中进行分析，丰富的细节，从而获得一个新的视角在这些恒星的周期性的时间演化。我们确定了10颗白矮星的光度变化行为，对应的周期变化为~ 2小时至18天：在这些恒星中，有3颗是新的候选者，7颗是早期从其他研究中发现的，已得到证实。
2019-01-16 astro-ph.SR
Stellar Variability with Photometric and Spectroscopic Analysis of five Am Field Stars
对样本Am星进行光谱和光度分析，以确定每颗研究恒星的恒星特征。HD 98851和HD 207561的CCD光度分析显示，分别为1.55小时和5.8分钟的脉动变异性的明确证据。同样，一个明确的证据的光度变化也发现了一个上午的明星HD 73045，这是可能是脉动的性质，周期约为36分钟。我们还发现不同的行为HD 113878和HD 118660的各种离子的元素丰度。恒星的基本参数（质量、光度、半径、寿命、距离、自行等）每一颗恒星都有自己的样本。计算了各恒星的潮汐半径和适宜宜居带的边界，以寻找地外生命。星震质量尺度测试表明，与太阳质量相比，恒星质量更大。
2019-04-09 astro-ph.SR
Modelling the photometric variability of magnetic massive stars with the Analytical Dynamical Magnetosphere model
本文研究了磁性O型星的光度变化。这类恒星拥有倾斜的、占主导地位的偶极磁场，这些磁场将它们的风大致轴对称地限制在磁赤道周围，从而形成磁层。我们解释其光度变化的相位相关的磁层掩星。对于在光学和近红外中由电子散射不透明度主导的大质量星风，我们可以通过简单地知道磁层的质量密度分布来计算合成光变曲线。我们利用新发展的解析动力学磁层模型（ADM），以获得预测的磁O型星的星周密度结构。我们的光变曲线合成模型的简单性使我们能够容易地进行参数空间研究。为了验证的目的，我们首先应用我们的算法HD 191612，原型？p星。接下来，我们试图模拟的光度变化的？使用OGLE测光在麦哲伦星云中识别的p型星。我们评估的兼容性的ADM预测所观察到的光度变化，并讨论了磁场属性，我们的建模所暗示的。
2019-10-13 astro-ph.SR
Unstable accretion in TW Hya: 3D simulations and comparisons with observations
本研究通过三维磁流体动力学模拟与TESS及地面观测光变曲线对比，揭示TW Hya光度变化源于不稳定吸积产生的多热点，并解释多准周期振荡的起源与磁层参数的关系。
2025-01-23 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
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
Photometric Variability of the Be Star Population
Be星通常以其光谱中的发射线为特征，特别是这些光谱特征的时间变化。已知它们在多个时间尺度上也表现出光度变化，但尚未通过该行为进行广泛的比较和分析。我们已经利用了宽视场，长基线和高节奏的测光调查，寻找过境系外行星之间的大量已知的Be恒星的亮度变化进行全面的分析。测光数据来自KELT凌日调查，典型的节奏为30分钟，基线长达十年，测光精度约为1%，覆盖约60%的天空。我们分析了610个已知的Be星在北半球和南半球的KELT光变曲线，努力研究它们的变化。与其他Be星变化的研究一致，我们发现大多数恒星是光度可变的。我们得出的下限的分数在我们的样本中，表现出的功能一致的非径向脉动（25%），爆发（36%），并在拱盘（37%）的长期趋势的恒星，并显示这些是如何与光谱子类型。其他类型的可变性，如那些由于二元性，也进行了探讨。来自Be星光谱数据库（BeSS）的其中一些系统的同步光谱使我们能够更好地了解所观察到的变化的物理原因，特别是在爆发和磁盘变化的情况下。
2017-02-18 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
The absence of sub-minute periodicity in classical T Tauri stars
经典金牛T星（CTTS）是年轻的晚型天体，仍然从星周盘吸积物质。解析处理和数值模拟预测了恒星表面吸积激波的不稳定性。我们搜索的变化低于几分钟的时间尺度在CTTS TW Hya和AA头。TW Hya是用南部非洲大型望远镜（SALT）上的SALTICAM在巴尔末跳跃周围的窄带滤光片中观测到的。观测是在狭缝模式下进行的，它提供了约0.1 s的时间分辨率。对于AA Tau，我们使用OPTIMA进行了观测，OPTIMA是一种具有更好时间分辨率的单光子计数设备。小规模的变化通常持续几秒钟，但没有检测到明显的周期性。我们对光变曲线的脉冲部分设定了99%的置信上限. TW Hya在340 nm滤波器中0.02-3 Hz和380 nm滤波器中0.1-3 Hz的频率范围内的相对振幅低于0.001。对于0.02-50 Hz，AA Tau的相应值是0.005的振幅。相关的时间尺度表明，冲击波不稳定性不应该直接在我们的光学和紫外观测，但预测的振荡会引起可观察到的红化的变化。我们讨论了磁场如何稳定吸积激波。
2010-05-11 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
UVIT/AstroSat observation of TW Hya
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）；Academia Sinica Institute of Astronomy & Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Indian Institute of Space-science and Technology（印度空间科学与技术研究所）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）
本文利用 UVIT 的 FUV 光谱能力首次观测 TTS TW Hya，推导出其吸积发光度和质量吸积率，并与 SED 推导结果对比，表明 UVIT 可用于研究年轻恒星的光谱变异性。
2026-03-03 astro-ph.SR
Spitzer Light Curves of the Young, Planetary-Mass TW Hya Members 2MASS J11193254-1137466AB and WISEA J114724.10-204021.3
我们目前斯皮策空间望远镜的时间序列测光在3.6和4.5 $μ$ m的2 MASS J11193254 $-$ 1137466 AB和WISEA J114724.10 $-$ 204021.3，两个行星质量，晚型（$\sim$ L7）褐矮星成员的$\sim$ 10万年的TW HYA协会。进行这些观测是为了研究L3-L5.5矮星表面重力下降而变率幅度增加的趋势是否延伸到L5-L5.5矮星的光谱类型，并探索低质量天体的角动量演化。我们检查了每个光变曲线，发现WISEA J114724.10 $-$ 204021.3的旋转周期为19.39 $^{+0.33}_{-0.28}$小时，半振幅在3.6 $μ$ m处为0.798 $^{+0.081}_{-0.083}$ %，在4.5 $μ$ m处为1.108 $^{+0.093}_{-0.094}$ %。对于2 MASS J11193254 $-$ 1137466 AB，我们发现一个3.02 $^{+0.04}_{-0.03}$小时的单一周期，在3.6 $μ$ m处的半振幅为0.230 $^{+0.036}_{-0.035}$ %，在4.5 $μ$ m处的半振幅为0.453 $\pm$ 0.037%，我们发现这可能是由于双星的一个组成部分的旋转。结合我们的研究结果与其他12个晚型L矮星观察斯皮策从文献中，我们发现3.6 $μ$ m振幅的低表面重力…
2018-04-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The mass distribution of clumpy accretion onto the nearby young star TW Hya
The University of Hong Kong（香港大学）；Peking University（北京大学）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学 Kavli 天体物理研究所）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；Stony Brook University（石溪大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Mt. Suhora Astronomical Observatory, University of the National Education Commission（韩国国立教育委员会苏霍拉山天文台）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）
通过多波段观测揭示TW Hya吸积过程中的团块特性，显示高时间分辨率观测对理解年轻恒星吸积机制的重要性。
2025-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stable accretion in young stars: The cases of EX Lupi and TW Hya
本研究分析EX Lupi和TW Hya的长期观测数据，发现二者存在稳定的吸积柱足点，连续谱变异性可由变化的热点解释，且稳定吸积足点的研究可辅助年轻行星探测。
2023-10-04 astro-ph.EP 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
