A circumbinary disc model for the variability of the eclipsing binary CoRoT 223992193
我们计算了一个被环双星盘遮蔽的双星系统接收到的通量。使用二维流体动力学模拟的光盘建模，并通过假设它是等温的，推导出的垂直结构。双星的引力扭矩在圆盘的内部产生了一个空腔。如果观察系统的视线具有很高的倾角$I$，它与光盘相交，产生一定的吸收。由于系统不是轴对称的，因此产生的光变曲线显示可变性。我们计算的吸收和产生的光变曲线的不同值的尘埃盘的纵横比$H/r$和质量的灰尘在腔$M_{\rm dust}$。这个模型被应用到高倾角（$I=85^{\circ}$）食双星CoRoT 223992193，它显示出5-10%的剩余光度变化后，日食和斑点模型被扣除。我们发现，$I \sim 85^{\circ}$的这种变化可以得到$H/r=10^{-3}$和$M_{\rm dust} \ge 10^{-12}$ M $_{\odot}$。对于较高的$H/r$，$M_{\rm dust}$必须接近该较低值，并且$I$略小于$85^{\circ}$。我们的研究结果表明，只有当位于空腔内的尘埃产生吸收时，才能在恒星在所有相位至少90%可见的系统中获得这种可变性。如果吸收主要是由位于接近或超过空腔边缘的圆盘部分控制，恒星就会明显地被遮蔽。
2015-09-28 astro-ph.SR
Binary Central Stars of Planetary Nebulae Discovered Through Photometric Variability III: The Central Star of Abell 65
在行星状星云的中心恒星中发现了越来越多的近距离双星。最近和正在进行的调查正在寻找新的系统，并有助于我们了解近距离双星系统的演变。寻找更多系统的努力主要是基于早期的发现，这些发现表明所有中心恒星中有10%到15%是近距离双星。这一系列论文的目标之一是确认和分类这些系统作为密切的双星和确定的双星系统参数。在这里，我们提供了时间分辨的多波长测光的中心恒星Abell 65以及进一步分析的星云和讨论可能的双-星云的连接。我们对Abell 65的研究结果证实了最近的工作，表明它有一个接近的，凉爽的双星伴星，尽管我们的几个模型参数与最近发表的值不一致。从1989年到2009年，我们的测光观测时间基线更长，我们还提供了更精确的轨道周期1.0037577天。
2015-05-27 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 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
Magnetic field, chemical composition and line profile variability of the peculiar eclipsing binary star AR Aur
AR Aur是已知唯一包含HgMn恒星的食双星，使其成为详细研究HgMn现象的理想案例。HgMn星是一类化学性质特殊的恒星，人们对它知之甚少，传统上认为它不具有明显的磁场。然而，最近发现的线轮廓变化在一些汞锰恒星，显然是由于表面丰度补丁，使这一信念的问题。在本文中，我们调查的化学丰度，线轮廓的变化，和磁场的初级和次级的AR Aur系统，使用一系列的高分辨率光谱偏振观测。我们发现的主要确实是一个HgMn星，目前最精确的丰度尚未确定这颗星。我们发现这颗伴星是一颗弱的Am星，并且可能仍在主序前。线轮廓的变化，观察到在一系列的线在小学，是由于不均匀的表面分布的一些元素。在对这两颗恒星的任何观测中都没有检测到磁场，两颗恒星的纵向磁场上限都是100 G。相位分辨纵向场测量的建模导致约400 G的任何偶极表面磁场上的3 sigma上限。
2010-05-20 astro-ph.SR
Binary Central Stars of Planetary Nebulae Discovered Through Photometric Variability V: The Central Stars of HaTr 7 and ESO 330-9
我们发现行星状星云HaTr 7和ESO 330-9的中心恒星是密近双星系统。两者的轨道周期都小于半天，并且都包含热中心恒星的辐射冷伴星。我们提供光变曲线，光谱，径向速度曲线，轨道周期，和两个系统的二元建模结果。二元建模导致系统参数或每个系统的允许参数的范围。我们发现，对于HaTr 7的CS，我们需要使用冷伴星的边缘变暗值，这与孤立恒星的预期值不同。我们还适合中央恒星光谱，以确定独立的二进制建模的$\log g$和温度值。对于ESO 330-9，我们发现，基于我们的二元模型，热中心恒星最有可能是一颗质量约为0.4 M $_\odot$的后RGB恒星。我们讨论了我们推导出的恒星和星云参数在更广泛的背景下密切的二元中心恒星和周围的PNE。我们还讨论了PNE中已知或疑似后RGB星的现状。
2016-12-05 astro-ph.SR
S and VV Corona Australis: Spectroscopic Variability in Two Young Binary Star Systems
我们使用高分辨率近红外光谱从NIRSPEC仪器上的凯克II望远镜，采取了多个时代跨越五年，研究两个年轻的二进制金牛座T恒星系统，S南冕和VV南冕。在这些1-2”分离系统中的恒星具有光学厚度的星周盘和在光学和近红外波长的高折射率。使用新的和档案数据的组合，我们已经确定了所有的恒星在这两个系统中的光谱类型的第一次，检查了可变的近红外面纱，测量发射线的等效宽度，并创建光谱能量分布。它们有相似的光谱类型（K7-M1），并且处于大致相同的演化阶段，因此可以比较两个系统中的四颗恒星。我们的结论是S CrA和VV CrA是年轻的双星系统的桥梁I类和II类的演化阶段，其特点是高吸积光度和可变的发射线。
2019-08-16 astro-ph.SR
Constraining the Variability and Binary Fraction of Galactic Center Young Stars
我们目前的限制，在中央10角秒（~0.4 pc）的银河系银河系中心（GC）使用凯克自适应光学数据超过12年的基线的年轻恒星的变异性和二元性。考虑到我们实验的光度不确定性，我们样本中至少有36%的已知早期恒星是可变的。我们通过寻找周期性的变化来识别食双星系统。在我们的光谱确认的样本和可能的早期类型的恒星，我们发现了两个以前发现的GC食双星系统。通过对食双星系统的蒙特卡罗模拟，我们得到了主序星、早型星在GC上的可能双星比例，发现在90%的置信度下，主序星、早型星的可能双星比例至少为32%。
2016-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex spectral variability and hints of a luminous companion in the Be star + black hole binary candidate ALS 8814
本研究重新分析Be星+黑洞候选双星ALS 8814的LAMOST光谱，发现其光谱变率更复杂，探测到快速旋转伴星及第三颗伴星迹象，推测其为等级三星系统，需更多观测表征其性质。
2025-09-01 astro-ph.SR
Long-term 4.6$μ$m Variability in Brown Dwarfs and a New Technique for Identifying Brown Dwarf Binary Candidates
本研究搜寻了361颗近邻褐矮星超10年的4.6$μ$m光变，发现高度可变褐矮星极为罕见，并开发出基于Spitzer数据PRF与孔径通量差异识别双星候选体的新技术，筛选出59个候选体。
2023-04-12 astro-ph.SR
Identifying close binary central stars of PN with Kepler
在开普勒太空望远镜的视野中，已知有六个行星状星云（PN），其中三个是新发现的。在PN的5颗中心星中，有一颗是J193110888+4324577，它是一颗短周期的后共包络双星，具有相对论性的光束效应。第二颗是新发现的PN Pa 5的中心恒星，具有罕见的O（He）光谱类型和与演化伴星一致的周期性变化，其轨道轴几乎与视线对齐。第三个PN，NGC~6826有一个快速旋转的中心恒星，这只能在合并中实现。第四，新发现的PN Kn 61的中心恒星具有PG 1159光谱类型和神秘的半周期光变率，我们推测这与双星与恒星风的相互作用有关。最后，圆形的PN A61的中心恒星似乎没有超过2毫等的光度变化。除了Kn 61的变异性之外，所有其他变异性行为，无论是否由于二元性，都不容易从地面探测到。我们的结论是，根据非常低的数字，可能有更多的近距离二进制或近距离二进制产品被发现与超高精度测光。通过大量的高精度测光观测，我们将能够确定PN中心恒星的短周期双星比例可能比目前已知的15%高出多少。
2016-08-10 astro-ph.SR
Infrared Variability from Circumbinary Disc Temperature Modulations
环双星盘边缘的温度应该会因照明的变化而波动，这是双星轨道相位的函数。我们探讨环双星盘温度变化作为宽带红外线曲线变异性的来源。将环双星盘边缘的壁近似为一个宽的光学厚圆柱体，表面温度依赖于其照度，我们发现，由1 M $_\odot$和0.5 M $_\odot$组成的双星在$\sim$ 15.5天的周期内，在3.77和4.68 μm处表现出最大的振幅变化$\sim$ 9%。光变曲线的变化幅度和形状对双星中恒星的光度和质量比、环双星盘的半径、双星分离和轨道倾角都很敏感。光变曲线的变化是平滑的，非常红，对于探索的大部分参数空间具有非正弦形状。可能的形态包括具有平坦区域的单个峰、不同高度的两个峰或单个凹陷。
2015-07-10 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
High-dispersion spectroscopic monitoring of the Be/X-ray binary A0535+26/V725 Tau I: The long-term profile variability
我们报告的光学高色散光谱监测观测的Be/X射线二进制A0535+26/V725头，从2005年11月至2009年3月进行。这些监测观测的主要目的是通过长期频繁的观测来研究Be盘的光谱变化，包括短时间（一周左右）和长时间（数百天以上）。我们四年的光谱观测表明，V/R比，即，双峰H-α线轮廓的紫色（V）峰与红色（R）峰的相对强度以500天的周期变化。H-β谱线分布也与H-α谱线分布同相变化。这些观测涵盖了V/R变化的两个完整周期，我们通过将多普勒层析成像方法应用于H-α和H-β发射线轮廓，使用具有V/R变化周期的刚性旋转框架来重建Be盘的2-D结构。由此产生的光盘结构揭示了非轴对称的功能，这可以解释由单臂扰动的Be光盘。这是第一次用非干涉方法直接检测偏心盘状结构。
2010-02-11 astro-ph.SR
The nature of the light variability of magnetic Of?p star HD 191612
一小部分热的OBA恒星拥有全球磁场，磁场强度为0.1-10 kG。这导致了恒星表面结构（斑点）的形成，由于辐射扩散的结果，恒星的风足够弱。这些斑点在光谱和光度变化中变得明显。在有强风的恒星中，这种类型的变化是不可能的，因为风会抑制辐射扩散。因此，弱光度变化的磁性？p星HD 191612归因于星周云的光吸收。我们研究的性质的光度变化的HD 191612。我们假设的可变性的结果，从可变的风覆盖引起的表面变化的磁场倾斜和调制的恒星旋转。我们利用我们的全球动力学平衡（NLTE）风模型和由同动坐标系（CMF）中的辐射转移方程确定的辐射力来预测恒星出射通量。我们的模型以统一的方式描述了恒星大气，并考虑了风对大气的影响。计算了不同风质量损失率下的模型，以模拟磁场倾斜对出射通量的影响。我们整合的出射通量在可见光恒星表面的各个旋转阶段，并计算旋转调制的光变曲线HD 191612。在表面变化的风覆盖能够解释在这颗恒星中观察到的光变化的一部分。该机构甚至能够在相对低的质量损失率下操作。其余的变化很可能是由拱星云的通量吸收引起的。变动不居的风覆盖是大质量恒星光变的另一个来源。旋转光可变性的存在可以用作磁场的代表。
2016-08-25 astro-ph.SR
Variability survey in the CoRoT SRa01 field: Implications of eclipsing binary distribution on cluster formation in NGC 2264
2008/2009年，柏林系外行星搜索望远镜II（BEST II）对CoRoT场SRa 01进行了时间序列测光。总共探测到1，161颗变星，其中241颗是以前已知的，920颗是新发现的。对食双星空间分布的研究显示，大陵五在年轻的疏散星团NGC 2264中心的相对频率较高。在一般的大陵五频率服从各向同性分布的角动量矢量，除了内部的集群，其中一个特定的方向的倾斜的情况下。我们认为，我们看到的轨道平面的双星几乎边缘。
2013-06-25 astro-ph.SR
The Time-Domain Spectroscopic Survey: Radial Velocity Variability in Dwarf Carbon Stars
矮碳星（英语：Dwarf carbon（dC）stars），即主序星，显示出碳分子带，最初被认为是一种矛盾修饰法，因为只有AGB星才将碳带入它们的大气层。质量转移从以前的AGB同伴，后来褪色到一个白矮星似乎是最可能的解释。事实上，一些类型的巨星已知显示异常丰度-特别是CH，Ba和CEMP-s星-已知具有高的双星频率。dC星可能是大多数（如果不是全部的话）这些系统的增强丰度祖先，但这需要证明dC的高二进制频率。在这里，对于SDSS-IV时域光谱测量重复光谱的240颗dC星样本，我们分析了径向速度变化以限制二进制频率和轨道属性。少数dC系统表现出较大的速度变化（$>$ 100 km s $^{-1}$）。我们比较了直流电的控制样本具有类似的分布的幅度，颜色，自行和视差。使用MCMC方法，我们使用测量的$Δ$ RV分布来估计二进制分数和分离分布，假设单峰和双峰分布。我们发现dC星有一个增强的二元分数为95%，与它们的产品质量转移一致。这些模型的结果在小于1 AU的平均分离对应于1年的顺序周期。我们的研究结果支持的结论是，dC星形成的密近双星系统通过质量转移。
2019-04-16 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
Solar-type eclipsing binary KIC 4832197: Physical properties and intrinsic variability of the components
该研究通过光谱与测光分析确定了食双星KIC 4832197的物理参数与年龄，并发现其组分黑子引起的快速变化，计算出差速旋转系数下限为0.12，低于太阳值。
2023-06-17 astro-ph.SR
Variability of the symbiotic X-ray binary GX 1+4: Enhanced activity near periastron passage
上下文GX 1+4属于一类罕见的具有红巨星供体的X射线双星，共生的X射线双星。该系统在可见光和X射线的多个时间尺度上具有复杂的可变性。这种变异性的性质仍然知之甚少。目标。我们研究了GX 1+4在X射线和光学波段的长时间尺度上的变化。方法.本文介绍的X射线观测资料来自INTEGRAL软γ射线成像仪和RXTE全天监视器。光学观测来自INTEGRAL光学监控摄像机。结果GX 1+4在可见光和硬X射线发射（>17 keV）中的变化都是以~50- 70 d的准周期变化为主。在近星点通过期间，这种变化幅度最大，而在潜在中子星食期间，系统总是处于最小值，这证实了根据径向速度曲线提出的系统轨道周期为1161 d的假设。在软X射线辐射（1.3-12.2 keV）中，没有观测到准周期变化和轨道周期，双星没有表现出明显的周期性。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
H-alpha observations of the gamma-ray-emitting Be/X-ray binary LSI+61303: orbital modulation, disk truncation, and long-term variability
我们报告了1998年9月至2013年1月期间获得的射电和伽马射线发射Be/X射线二进制LSI+61303的H-α发射线的138个光谱观测。通过测量各种H-α参数，我们发现H-α的轨道调制在等效宽度比EW（B）/EW（R）、蓝峰的等效宽度和中心倾角的径向速度中最明显。周期图分析证实，H-α发射是调制的轨道和超轨道周期。在过去的20年里，星周盘的半径与近星点处的洛希瓣大小相似。它可能被6：1共振截断。H-α辐射的等效宽度的轨道最大值在近星点之后达到峰值，并且平均与X射线和γ射线最大值相一致。所有光谱均可根据作者的要求和通过CDS获得。
2013-09-16 astro-ph.SR
Mid-infrared variability of the binary system CS Cha
CS Cha是一个被环双星盘包围的双星系统。我们构建了一个模型的内部磁盘区域和比较所得的合成SED与IRS光谱的CS查在两个不同的时代。对于我们的模型，我们采用了非轴对称的质量分布，从公布的数值模拟的结果之间的相互作用的一个circumbinary磁盘和一个二进制系统，其中每个恒星被包围的磁盘。特别是，我们近似的质量流，从内部拱星盘吸积从拱星盘。这种结构是由于恒星与盘的引力相互作用，其中在内部孔中形成了一系列盘和流。我们计算的光学薄尘埃在这些内部区域的温度分布，考虑到从两颗恒星的可变碰撞辐射，并使用观测估计的质量变化的流。我们发现，这两个时代的SEDs可以解释从光学厚的内边缘的circumbinary磁盘和光学薄流连接的circumbinary磁盘与两个较小的拱盘的发射。据我们所知，这是第一次从理论所提出的孔中光学薄材料的发射，与双星系统的观测进行了测试。
2012-01-19 astro-ph.SR
Binary Asteroseismic Modelling: isochrone-cloud methodology and application to Kepler gravity-mode pulsators
由于脉动和双星同时存在的变化并不罕见。不幸的是，即使是单独处理这些可变性来源中的一个也很复杂，这意味着另一个信号通常被视为讨厌的东西并被丢弃。然而，这两种类型的变化提供了手段，以探测基本的恒星属性，在强大的方式通过星震和二元模型。我们提出了一个有效的方法，包括二进制和asteroseismic信息估计基本恒星属性的基础上，基于网格的建模方法。我们报告了三个重力模式脉动{ \it开普勒}双星的参数，如质量，半径，年龄，以及对流核的质量和位置的超调区域。我们讨论了参数退化的存在和我们的方法处理它们的方式。我们提供asteroseisically校准的等时线云的社区，这些是一个概括的等时线时，允许不同的值的核心过冲的两个组成部分的二进制。
2018-10-01 astro-ph.SR
An Adaptive Optics Survey of Stellar Variability at the Galactic Center
我们提出了一个$\approx 11.5$年的自适应光学（AO）研究恒星的变化和寻找食双星的中央$\sim 0.4$ pc（$\sim 10''$）的银河系核星团。利用Keck II NIRC 2成像仪（$K'$波段，$λ_0 = 2.124 \text{ } μ\text{m}$）对563颗恒星进行了测光测量.我们实现了$Δm_{K'} \sim 0.03$（$\approx 3\%$）的光度不确定性下限，与其他AO研究中实现的最高精度相当。大约一半的样本（$50 \pm 2 \%$）显示变异性。已知的早期型年轻恒星的$52 \pm 5\%$和已知的晚期型巨星的$43 \pm 4 \%$是可变的。这些变化率高于其他年轻的大质量恒星群或球状星团中的晚型巨星，并且可以在很大程度上由两个因素解释。首先，我们的实验时间基线是敏感的长期内在恒星的变化。第二，在前景消光屏的空间不均匀性后面的恒星自行会导致变化。我们恢复了两个已知的银河系中心食双星系统：IRS 16 SW和S4-258（E60）。我们将已知早期型恒星的银河系中心食双星比例限制为至少$2.4 \pm 1.7\%$。我们没有发现在年轻的S-恒星或年轻的恒星盘成员之间存在食双星的证据。这些结果与当地OB食双星的分数是一致的。我们发现了一个新的周期变量S2-36，周期为39.43天。需要进一步观察以确定这一来源的性质。
2018-11-12 astro-ph.SR
On the nature of rotational period variability of magnetic stars
上主序星的磁化学特殊（mCP）星表现出周期性的光，磁，无线电和光谱变化，可以通过一个具有持久表面结构的刚性旋转磁化星的模型来充分解释。大多数mCP恒星以严格恒定的周期旋转。然而，也有一些mCP星的自转周期在几十年的时间尺度上变化，而它们的相位曲线的形状保持不变。在CU Vir和V901 Ori的情况下，我们已经检测到循环周期变化。我们证明了CU Vir的周期振荡可能是内部磁场和微分旋转相互作用的结果。
2017-02-07 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
Accretion and extinction variations in the low-mass pre-main sequence binary system WX Cha
年轻恒星系统的光变曲线由于不同的运动学和物理过程而表现出光度变化。光度变化的一个主要贡献者是不断变化的质量吸积率，它调节着形成中的年轻恒星和原行星盘之间的相互作用。我们收集了八个不同时期的高分辨率光谱，以及地面和星载多时期的光学和红外测光的WX Cha，一个M0双星系统，几乎边缘上的磁盘（i = 87度）在Chamaeleon I恒星形成区域。分光观测期为72天，地基光学监测期为42天，而星载TESS光度测量期为56天。多波长光变曲线在近红外波段呈现0.35 - 0.53等的准周期性变化，在g波段呈现1.3等的准周期性变化。我们研究了所选的能跟踪吸积过程的发射谱线的变化，利用经验关系计算了吸积光度和质量吸积率，得到了吸积光度在1.6 ~ 3.2 Lsun之间，质量吸积率在3.31 × 10 - 7 Msun/yr ~ 7.76 × 10 - 7 Msun/yr之间的数值。我们的研究结果表明，WX Cha的吸积速率大于具有相同恒星参数的相同恒星形成区域的金牛座T星的典型吸积速率。我们的理论是，这是由于更高的磁盘质量的WX车比通常的恒星具有类似的恒星质量，并对系统的二元性质。吸积光度和消光的日变化可以解释光度变化。
2022-09-09 astro-ph.SR
Optical Properties and Variability of the Be X-ray binary CPD -29 2176
本文利用TESS、ASAS及光谱观测分析Be X射线双星CPD -29 2176，揭示其光学谱线、星盘变率、X射线爆发关联及近临界自转特征。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearby Massive Binary $δ$ Orionis Aa: II. X-ray Variability
我们提出了时间分辨和相位分辨的变化研究的一个广泛的X射线高分辨率光谱数据集的$δ$ Orionis Aa二元系统。这四个观测结果是用钱德拉ACIS HETGS获得的，总曝光时间约为479 ks，并提供了几乎完整的二元相位覆盖。确认了总X射线通量在5-25 $Å$范围内的可变性，在单次~125 ks观测中的最大幅度约为+/-15%。X射线总通量存在4.76 d和2.04 d的周期，在9天的观测活动中，总通量水平明显增加。使用从原始观测中获得的40 ks连续光谱，我们研究了发射线参数和比率的变化性。几个发射线被示出是可变的，包括S XV，Si XIII和Ne IX。首次在双星系统中发现了X射线发射线宽度随双星相位的变化规律，当二次星$δ$ Orionis Aa 2处于下合点时，在相位=0.0处X射线发射线宽度最小。使用3D流体动力学建模的相互作用的风，我们涉及的发射线宽度的可变性的风-风碰撞，这是有效地没有嵌入的风冲击，并雕刻出的X射线生产的主要风，从而产生锁相X射线的变化产生的风腔的存在。
2015-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of gravity modes in the massive binary V380 Cyg from Kepler spacebased photometry and high-resolution spectroscopy
我们报告的低振幅引力模式振荡的大质量双星V380天鹅座，从180天的开普勒自定义孔径空间测光和5个月的高分辨率高信噪比光谱的发现。新数据的质量是前所未有的，并且可以改善这颗联星的轨道和基本参数。从光度数据中减去轨道解，并导致检测到周期性固有变异性，其频率有些是轨道频率的倍数，有些则不是。光谱解缠允许检测线轮廓变化的主要。随着我们发现的内在变化解释为重力模式振荡，V380天鹅座成为一个重要的实验室，为未来的地震调谐的近核物理在大质量的B型恒星。
2012-05-02 astro-ph.SR
A search for p-modes and other variability in the binary system 85 Pegasi using MOST photometry
背景：由于星震学对确定恒星年龄的敏感性，它在研究贫金属恒星方面具有巨大的潜力。目的：我们的目标是检测贫金属亚矮星85 Peg A中的p模式振荡，并在更长的时间尺度上寻找其他变化。研究方法：利用MOST空间望远镜在2005年和2007年两个季节对飞马座85进行了连续高精度测光。此外，我们使用通过ESO存档获得的高分辨率光谱重新确定了85 Peg A的vsini，并使用测光点建模来解释长周期变化。结果：我们的频率分析没有产生令人信服的证据p模式显着高于4 ppm的噪声水平。使用模拟p模式模式，我们提供了85 Peg A的RMS振幅上限。光变曲线显示了周期约为11 d的变化性证据，并且在2007年的后续运行中也可以看到这种周期性;然而，由于2005年运行中去除仪器趋势的不同方法产生了截然不同的结果，因此2005年变化性的确切形状和周期性仍然不确定。我们重新确定的85钉A的vsini值与先前的研究相当，我们为该参数提供了现实的不确定性。使用这些值与简单的光度斑点模型相结合，我们能够重建所观察到的变化。结论：85 Peg A中p模式的零检测与该恒星脉动幅度的理论值一致。探测到的长周期变化必须等待具有类似或更好精度和长期稳定性的进一步观测的确认。如果11 d周期是真实的，那么其中一个组件上的表面特征的旋转调制是最可能的解释。
2009-07-11 astro-ph.SR
Long-term optical variability of the Be/X-ray binary GRO J2058+42
我们研究了Be/X射线双星GRO J2058+42的长期光学变化及其与X射线活动增强期的可能联系。我们进行了光学光谱和光度分析的数据收集在大约18年。我们还提出了第一个光学偏振观测这个源。在$BVRI$波段的长期光学光变曲线和H $α$等效宽度的演变显示出一个正弦曲线图案，每$\sim$ 9.5年重复一次最大值和最小值。这种变化的幅度随着波长的增加而增加。H $α$等效宽度从约$-0.3$至$-15$ μ m变化。我们发现，在低光学状态下的偏振度显着下降。光学最大值出现在X射线活性增强的时期附近，并且随后是光学发射的下降。与许多其他Be/X射线双星不同，GRO 2058+42没有显示出$V/R$的变异性。长期的光学变化与Be/X射线双星的标准模型一致，其中Be星的星周盘在9- 10年的时间尺度上增长和消散。我们发现，磁盘的耗散开始后，一个主要的X射线爆发。然而，稳定的H $α$线的形状作为一个双峰的轮廓和缺乏不对称性表明没有一个翘曲的磁盘，并反对存在一个高度扭曲的磁盘在主要的X射线爆发。
2023-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
H-alpha Emission Variability in the gamma-ray Binary LS I +61 303
LS I +61 303是一个非常罕见的高质量X射线双星（HMXB）的例子，也表现出MeV-TeV的发射，使其成为少数几个“伽马射线双星”之一。在这里，我们提出的H-α光谱显示出强烈的变化，在26.5天的轨道周期和十年的时间尺度。我们检测到的螺旋密度波的证据，在被拱星盘的部分轨道。H-α谱线轮廓也显示出一个戏剧性的发射爆发前不久apastron，观察作为一个红移的肩膀线轮廓，作为紧凑的源移动几乎直接远离观察者。我们调查了这个红肩的几个可能的起源，包括一个吸积盘，质量转移流，和一个紧凑的脉冲星风星云，通过Be星的风和相对论脉冲星风之间的冲击形成。
2010-09-11 astro-ph.HE 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
Planetary nebulae seen with TESS: Discovery of new binary central star candidates from Cycle 1
现在很清楚，双星在行星状星云（PNe）的许多方面都起着至关重要的作用，特别是它们所展示的惊人形态。迄今为止，已知有约60种bCSPNe。然而，理论和观测都表明，这只是冰山一角，银河系PN人口的数量级更多。我们参与了寻找新的bCSPNe，以提高统计验证的关键作用，二进制的形成和塑造的PNE。bCSPNe的新发现及其表征不仅对理解PN演化具有重要意义，而且对研究双星演化和理解不深的共包络相也具有重要意义。我们使用来自TESS卫星的数据来搜索属于周期1中两分钟节奏预选目标的八个CSPNe的变化，以及它们可用的管道提取的光变曲线。我们确定了强周期性，并在二元情景的背景下分析了它们。除了一个（Abell 15）外，所有的CSPNe都显示出TESS周期性变化的明显迹象。这种变化的原因可以归因于不同的效应，其中一些需要伴星的存在。我们发现简单的正弦调制在几个系统中，兼容的辐射效应。此外，中心的两颗恒星（PG 1034 +001和NGC5189）也显示出光度变化，这是由于椭球变化和其他可能由星点或相对论性多普勒波束造成的变化。经过充分研究的赫布里底星云的情况特别令人感兴趣：在这里，我们构建了一系列二元模型来解释我们在光变曲线中看到的调制。我们发现，可变性限制了可能的伴星是非常低质量的主序星或亚恒星物体。我们还确定，在相当大的细节，个别脉动频率的NGC246。
2020-02-24 astro-ph.SR
Modelling the periodical variations in multiband polarisation and photometry for discs of binary Be stars
Be星与双星伴星的潮汐相互作用形成了两个旋臂，导致Be盘结构的轨道调制。这项工作的目的是确定这种调制是明显的可观的。用光滑粒子流体动力学程序计算了共面圆双星系统中Be盘的结构，用辐射转移程序计算了光谱能量分布。线去极化得到证实，与偏振配置文件几乎相反的发射线配置文件。连续通量最大化的极光盘，但光度变化最大化的边缘光盘。线性极化在每个轨道周期中呈现一个或两个最大值。虽然可见光通带的偏振变化仅在低倾角时才重要，但红外波段即使在大倾角时也可能表现出高的轨道变化。更明显的是对于低倾角的偏振角（PA）的调制。后者可用于跟踪极盘的方位角不对称性，其中紫-红（V/R）发射分量比的光谱可变性消失。PA反转与V/R=1的相位一致，跟踪指向接近和后退臂重叠的区域的视线。连续通量和偏振对于相邻波长区域大多是同相的。有人建议，对由二级星潮汐力扭曲的非对称盘的研究可以用于研究其他来源的盘变率。
2019-04-18 astro-ph.SR
Interacting Binary Star Environments and the W Ser - DPV - Algol Connection
本文综述了近年来对几类相互作用双星的研究，重点介绍了激变变星、类大陵变星和最近发现的双周期变星。序列W蛇形（非常大的不规则的变化和大的质量损失）$\to$ DPVs（较小的质量与规则的变化和循环的质量损失）$\to$ Algols（甚至更小的质量与小的质量损失）可能对应于一个进化序列，并说明了质量转移率在塑造这些系统的可观测和质量损失属性的重要性。
2009-04-09 astro-ph.SR
The nature of the light variability of the silicon star HR 7224
虽然化学奇特（CP）星的光度变化经常被用来确定它们的自转周期，但它们的光变的详细机制仍然知之甚少。我们使用观测到的硅和铁的表面分布模拟恒星HR 7224的光变。我们使用的TLUSTY模型计算适当的硅和铁丰度的大气，以获得出射通量和预测旋转调制的光变曲线的恒星。我们还获得了额外的光度测量，并采用我们自己的回归程序，以获得更精确的估计轻元素。我们表明，恒星的光变化可以解释为一个结果：i）不均匀的表面分布的元素，ii）从紫外线到可见光部分的光谱的流量重新分配，和iii）旋转的恒星。我们发现，硅束缚-自由过渡和铁束缚-束缚过渡提供的主要贡献的通量重新分配，虽然需要一个额外的来源的不透明度。我们确认，许多铁线显着有助于众所周知的抑郁症在5200 A，并讨论铁丰度和值的特殊性指数a之间的联系。硅和铁的不均匀表面分布能够解释恒星HR 7224中大部分的旋转调制光变化。
2009-04-01 astro-ph.SR
New Close Binary Central Stars of Planetary Nebulae from Gaia DR3 Epoch Photometry
近距离的双星相互作用在行星状星云的形成和成形中起着关键作用。然而，只有一小部分的银河系行星状星云被认为是近距离双星系统的宿主。许多这样的系统可以通过光度变化来检测。我们搜索了最近发表的时代测光数据从盖亚DR3行星状星云中心恒星与周期性光度变化指示的二进制，发现四个以前未知的密切的二进制。
2022-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the influence of component orbital motion on the photometric variability of DF Tau
本文利用 DF Tau 约125年光变曲线和改进的轨道参数，考察亮度变化、吸积率与双星轨道运动的关系，发现其并不符合理论预测，且光学偏振变化与轨道相位无关。
2025-10-21 astro-ph.SR
A D'-type symbiotic binary in the planetary nebula SMP LMC 88
SMP LMC 88是大麦云星云中的一个行星状星云。我们确定在其光谱拉曼散射OVI线在6825和7083。这明确地将星云的中心物体归类为共生星（SySt）。我们确定了冷的成分是一个K型巨星，使其成为银河系外发现的第一个D '型（黄色）系统。SMP LMC 88的光度变化类似于银河系D '型SySt的轨道变化，具有低振幅和正弦光变曲线形状。SySt分类也得到He I诊断图的支持。
2018-02-08 astro-ph.SR
Characterizing X-ray binary long-term variability
在X射线和光波长的低质量和高质量X射线双星中，已经发现了长期（“超轨道”）周期或调制。已经提出了各种机制来解释可变性属性，例如旋进和/或翘曲的吸积盘等。罗西X射线定时探测器上的全天监测器为研究这种行为提供了最广泛（约15年）和最敏感的X射线档案。还清楚的是，这种变化可以是间歇性的和/或X射线光谱状态的函数。因此，我们使用一个随时间变化的动态功率谱方法来研究这些调制如何随时间变化的25个X射线双星的超轨道周期性已被报道。我们的目标是以一种完全系统的方式来描述这些周期性。其中一些（如Her X-1和LMC X-4）非常稳定，但另一些则表现出一系列特性，从更长的可变时间尺度到相当混乱的行为。
2011-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large amplitude variability from the persistent ultracompact X-ray binary in NGC 1851
使用档案RXTE数据，我们表明，超紧凑的X射线二进制在NGC 1851表现出大幅度X射线通量变化超过10倍的时间尺度上的天到星期，并经历持续的几个月的时间平均光度变化的因素。在其他超紧凑X射线双星中，这种星等和时间尺度的变化以前没有报道过。超紧双星中的质量传递被认为是由引力辐射驱动的，并且预测的传递速率是如此之高，以至于轨道与该物体一样短的超紧双星的圆盘不应该容易受到电离不稳定性的影响。因此，我们观察到的变异性特征是出乎意料的，需要加以理解。我们简要地讨论了几个替代方案，用于产生所观察到的变化的事实，即盘的粘性时间尺度是一个星期的顺序，可与较短的时间尺度的变化，观察到的，但远小于长期的变化。我们还讨论了解释河外双星观测的影响，如果在NGC 1851的源中看到的变化类型是典型的。
2010-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength Observations of the RV Tauri Variable System U Monocerotis: Long-Term Variability Phenomena That Can Be Explained by Binary Interactions with a Circumbinary Disk
我们目前的X射线通过亚毫米观测的经典RV金牛座（RVb型）变量U Mon，后AGB二进制与环二进制磁盘（CBD）。我们的SMA观察表明CBD直径为$\lesssim$ 550 AU。我们的XMM-牛顿观测使U Mon成为第一个在X射线中检测到的RV Tauri变量。的X射线发射的特点是一个热等离子体（$\sim$ 10 MK），与L $_{X}=5\times10^{30}{\rm erg}~{\rm s}^{-1}$，我们认为它可能起源于U Mon，它的同伴，和/或二元系统的相互作用。结合DASCH和AAVSO数据，我们将时间序列光度基线延伸到19世纪80年代末，并发现证据表明U Mon具有长期变化，似乎在$\sim$ 60年的时间尺度上复发，可能是由CBD的一个功能引起的。根据文献中的视向速度，我们发现这颗双星伴星是一颗$\sim$ 2 M $_{\odot}$ A型主序星。双星轨道的方向沿着我们的视线（$ω= 95^\circ$），这样，远日点对应于光度RVb极小值，与后AGB恒星被CBD的近侧遮蔽一致。此外，我们发现的CBD内孔（$\sim$ 4.5-9 au）的大小是可比的二进制分离，这意味着一个或两个明星可能与CBD在apastron。后AGB恒星的遮蔽暗示伴星可能是在RVb极小点观测到的增强H $α$和可能由吸积物质产生的X射线辐射的来源。
2021-03-12 astro-ph.SR
Induced differential rotation and mixing in asynchronous binary stars
旋转有助于内部混合过程和观测到的大质量恒星的变化。相当数量的双星并不处于严格的同步旋转状态，包括所有的偏心系统。这导致了潮汐诱导的和时变的差分旋转结构。我们提出了一种方法来探索异步旋转二进制文件的旋转结构。我们解决的三维网格的体积元素位于刚性旋转的核心在重力，离心力，科里奥利力，气体压力和粘性力的存在下的运动方程，以获得作为三个空间坐标和时间的函数的角速度。我们发现，诱导的旋转结构和它的时间变化依赖于从同步性的偏离程度。在偏心系统中，结构在轨道周期内发生变化，最大振幅可能发生在轨道相位而不是近星点通过。我们讨论了可能的作用的时间依赖性的潮汐流在提高混合效率，并推测，在这种情况下，缓慢旋转的异步二进制可能有更有效的混合比类似的更快速旋转，但潮汐锁定系统。我们发现，一些观察到的氮丰度取决于轨道倾角，如果真的，这将意味着在恒星表面或潮汐引起的谱线的变化，这是最强的赤道附近的不均匀的化学分布，影响丰度测定。我们的模型预测，忽略其他角动量转移机制，一个明显的初始差分旋转结构收敛到平均均匀旋转的粘性时标。我们认为，考虑到异步旋转所引发的过程，一个更广泛的角度双星结构，演化和变异可能会收集。
2021-07-19 astro-ph.SR
Model for the long and orbital brightness variability of the $β$ Lyrae type binary OGLE-BLG-ECL-157529
有些天琴座β型的近距离双星的光度周期比轨道周期长，这可能与它们的吸积盘的变化有关。我们的目标是了解在食系统OGLE-BLG-ECL-157529的光变曲线中观察到的短期和长期变化。特别是，我们想阐明磁盘对这些变化的贡献，特别是那些与长周期有关的变化，发生在数百天的时间尺度上。我们研究了跨越18.5年的I波段OGLE光度时间序列，通过分析52个连续历元的轨道光变曲线构建了圆盘模型。采用优化单纯形算法求解反问题，以系统的最佳星轨盘参数调节光变曲线。我们应用主成分分析的参数，以评估其依赖性和变异性。我们构建了一个描述的质量传递速率的磁盘参数。我们发现，光的变化可以理解为一个可变的质量传递速率和可变的吸积盘。轨道相0.25处的系统亮度遵循长周期，并与传质速率和盘厚度相关。长周期的亮度变化可以用不同厚度的圆盘对较热恒星的差异掩星来理解。我们的模型很好地拟合了18.5年的整体光变曲线，包括主日食和次日食深度反转的时期。盘半径周期性地改变周围的潮汐半径，解耦的质量传递速率或系统亮度的变化，这表明粘性延迟可能解释的非即时响应。虽然盘是大的，并填补了大部分的热星洛希叶，林德布拉德共振远远超出磁盘，排除粘性耗散作为一个主要来源的光度变化。
2021-07-16 astro-ph.SR
Variability of eclipse timing:the case of V471 Tauri
后共包络双星V471 Tauri几十年来一直是人们感兴趣的对象。V471 Tau由于其演化状态和独特的性质而表现出各种现象，例如其磁吸积和日食时间变化（ETV）。以前的作者解释了不同的，有时相互矛盾的理论ETV。在本文中，我们提出并分析了这颗星的食定时的变化。在过去的十年里，我们观测了V471 Tauri，并覆盖了其周期变化的第二个周期。根据我们对所提供的数据的分析，我们评估了在这个系统中可能存在的棕矮星，并得出其轨道参数。我们比较我们的动力学建模的结果，Applegate机制理论，这已经在最近的研究中开发的预测的解决方案。我们发现，所观察到的ETV不能解释只有额外的组件的存在下，以二进制。
2022-10-04 astro-ph.SR
Circumbinary disc interactions and stochastic dust obscuration in the post-asymptotic-giant-branch binary HD 213985
本研究分析后 AGB 双星 HD 213985 的光学与 Na D 线变化，提出环双星盘内缘遮蔽及 L2 外流相互作用可解释其增强、偏斜且随机的尘埃掩食现象。
2025-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Probing the nature of the TeV gamma-ray binary HESS J0632+057 by monitoring Be disk variability
我们报告TeV伽马射线双星HESS J 0632 +057的监测观测结果，这些观测是为了限制Be拱星盘和性质未知的致密天体之间的相互作用，并首次提供了从离星到近星的轨道周期后半期的高色散（R > 50000）光谱。发现H α、H β和H γ谱线在近星点后约1个月内（0.6- 0.7相）表现出显著的短期变化，而在近星点附近变化很小。这些发射线显示出“S形”变化，时间尺度约为150天，约为先前报道的两倍。与巴耳末谱线相反，在任何Fe II发射谱线中均未观察到轮廓变化。我们估计H α、H β、H γ和Fe Ⅱ发射线的发射区半径分别约为30、11、7和2个恒星半径（R *）。不同谱线上谱线轮廓变化的幅度表明，与致密天体的相互作用对Be盘的影响至少可达离星后半径为7 R * 的范围。这一事实，加上近星点附近的轮廓变化很小，排除了潮汐力作为磁盘变化的主要原因。虽然这使得脉冲星风成为最有可能的磁盘变化的候选机制，但了解相互作用的细节，特别是在Apastron之后引起大规模磁盘扰动的机制，仍然是一个悬而未决的问题。
2015-04-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Variability and Evidence for Pulsations from the Unique Radio Pulsar/X-ray Binary Transition Object FIRST J102347.6+003841
我们报告的不寻常的中子星双星系统FIRST J102347.6+003841进行了使用XMM-牛顿卫星的观测。这个系统由一颗射电毫秒脉冲星和一颗充满太阳质量约0.2的罗切瓣伴星组成，它们的轨道为0.198天，并且在2001年似乎有一个吸积盘。我们观察到一个硬幂律谱（r = 1.26（4）），可能有热分量，X射线通量的轨道变化和X射线的硬度。我们还检测到可能的脉冲星周期（单次试验的意义~4.5西格玛从11（2）%的调制），这将使这是第一个系统中，轨道和旋转X射线脉动检测。我们将这种辐射解释为来自脉冲星本身的X射线和从伴星溢出的物质与脉冲星风相遇的冲击波的组合。这种X射线发射与其他毫秒脉冲星双星系统，特别是47 Tuc W（PSR J 0024 - 7204 W）和PSR J1740-5340的相似性表明，它们也可能经历类似于2001年J 1023的盘幕。
2010-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast Methods for Computing Photometric Variability of Eccentric Binaries: Boosting, Lensing, and Variable Accretion
本研究分析了不同偏心率下顺行/逆行等质量双星的吸积率变异性规律，推出可快速生成吸积率模板的公开工具binlite，结合多普勒增亮与引力透镜效应实现宽参数空间光变曲线灵活生成。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards a more complete sample of binary central stars of planetary nebulae with Gaia
背景：许多行星状星云（PNE）现在被认为是双星演化的结果。然而，在银河系中，只有百分之几的PNE是已知的双星系统。盖亚的高精度重复观测和长时间基线使其非常适合通过光度变化来探测新的密近双星。目的：我们的目标是使用盖亚任务的数据找到新的近距离双星PNe（CSPNe），建立一个统计上显着的后共同信封样本，近距离双星CSPNe。研究方法：由于绝大多数盖亚源没有公布的历元测光，我们使用平均测光的不确定性作为代理，以确定我们的CSPN样本在第二次盖亚数据发布的变化。我们得到一个数量，表示的变化的意义，并考虑什么是必要的，以建立一个干净的样本真正的变量源。结果如下：我们的选择恢复了大部分已知的近距离二进制CSPN人口，而其他CSPNe躺在同一地区的参数空间可能代表低挂水果地面验证性的后续观察。盖亚时代测光的四个新确定的可变来源证实，可变性是真实的，并符合二进制
2021-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Universal Nature of Accretion-induced Variability: The RMS-Flux Relation in an Accreting White Dwarf
本文报道了在吸积中的白矮星天琴座MV双星系统中发现了均方根光变幅度与平均光通量之间的线性关系。我们的光变曲线，与开普勒卫星获得，跨度633天，准连续58.8秒的节奏分辨率。我们展示了，第一次，这个灾难性的变量显示线性均方根通量的关系类似于在许多其他黑洞双星，中子星双星和活动星系核观察到的。在这里观察到的均方根通量关系和在其他X射线双星的现象学的相似性表明一个共同的物理起源的宽带可变性，独立的源类型，质量或大小的紧凑的吸积体。此外，我们推断的粘度参数，α，和磁盘规模的高度，H/R，使用两个独立的方法。在这两种情况下，这两个值都被发现是令人不安的高，以适应磁盘不稳定性模型。
2012-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ISM Dust Grains and N-band Spectral Variability in the Spatially Resolved Subarcsecond Binary UY Aur
10微米的硅酸盐特征是年轻的星周盘中尘埃颗粒生长和行星形成的基本诊断。斯皮策太空望远镜彻底改变了对这一特征的研究，但由于它的小口径（85厘米），它不能在最近的恒星形成区（~140 pc）的距离上空间分辨出小/中分离双星（<3”; <420 AU）。大型的6- 10米地面望远镜和中红外仪器可以分辨这些系统。本文利用MMTAO/BLINC-MIRAC 4中红外光谱仪对0.88”双星UY Aur进行了空间分辨。然后，我们将我们的光谱与斯皮策/IRS（未解析）光谱进行比较，并从IRTF/MIRAC 2，Keck/OSCIR和Gemini/Michelle中解析图像，这些图像是在过去十年中拍摄的。我们发现UY Aur A具有非常原始的ISM状颗粒，UY Aur B具有形状异常的硅酸盐特征，这可能是其盘中前景消光的混合发射和吸收的结果。我们还找到了证据，通过比较合成光度法从我们的光谱与解决成像从以前的时代在UY Aur A和UY Aur B的变化。UY Aur A的光度变化可能表明硅酸盐发射本身是可变的，就像最近在EX Lupi中发现的那样。否则，热连续性是可变的，要么像ISM一样的尘埃从未进化过，要么它正在被补充，也许是UY Aur的环双星盘。
2010-01-27 astro-ph.IM astro-ph.SR
