Five years of BRITE-Constellation photometry of the luminous blue variable P Cygni: properties of the stochastic low-frequency variability
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）是一种大质量恒星，可能是O星和无氢经典沃尔夫-拉叶星之间的过渡阶段。一个多世纪以来，这些恒星的变化一直是专业和业余天文学家的研究领域。在本文中，我们提出了五年的精密测光的经典LBV P天鹅座采取的BRITE星座纳米卫星。我们用傅立叶分析来分析这些数据，以寻找可以阐明这些恒星变化的驱动因素的周期性。这些数据显示了在所有六个日历年的观测过程中的一些长时间尺度的变化，但是重现单个光变曲线所需的频率从一年到下一年并不一致。这些结果可能表明天鹅座P不存在周期性现象，这意味着变化在很大程度上是随机的。我们解释的数据所造成的内部重力波类似于在其他大质量恒星，天鹅座P表现出更大的振幅和较低的特征频率比主序星或蓝超巨星以前研究。这些结果表明LBV可能是蓝超巨星的外推，蓝超巨星以前曾被证明是随机低频光度变化背景下主序星的延伸。
2021-10-26 astro-ph.SR
Extensive photometry of the intermediate polar V2069 Cyg (RX J2123.7+4217)
为了高精度地获得中极天鹅座V2069中白矮星的自转周期，我们进行了广泛的测光。观测在32个夜晚内进行，总共持续119小时，历时15个月。我们发现了白矮星的自转周期，等于743.40650+/-0.00048秒。利用我们精确的自转周期，我们得到了36年的长期有效的振荡星历。该星历表和精确的自转周期可用于进一步研究天鹅座V2069中白矮星的自转周期变化。此外，我们首次探测到周期为764.5125+/-0.0049 s的边带振荡。自旋和边带振荡揭示了不稳定的振幅都在一个时间尺度的天，并在一个时间尺度的年。平均而言，自旋振荡的半振幅从2014年的17 mmag变化到2015年的25 mmag。边带振荡的半振幅从2014年的12 mmag变化到2015年的不到7 mmag的不可检测水平。在几年的时间尺度上，光学自旋脉冲轮廓显示出从2014年的不对称双峰形状到2015年的准正弦形状的根本变化。这种剧烈的变化的光学自旋脉冲轮廓似乎不典型的大多数中间极性，因此，是极大的兴趣。边带振荡的脉冲轮廓是准正弦的。此外，我们注意到，V2069 Cyg具有峰-峰幅度为0.4-0.6兆的强闪烁。
2017-06-27 astro-ph.SR
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
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
A photometric variability study of massive stars in Cygnus OB2
我们对天鹅座OB 2星协中的恒星进行了长达1.5年的变化研究，该星协位于北半球，光学可见大质量恒星密度最高。使用配备3.2 Mpixel SBIG ST 10-XME CCD相机的35 cm Meade LX 200-ACF望远镜，在Johnson $R$和$I$波段中使用四个点进行调查，每个滤波器中包括300多个历元。总共观测到1425个天体，极限星等分别为$R$ 15和$I$ 14。光度测定是用现有的$UBVJHK$光度测定的参考星校准的。明亮恒星的精度优于0.01等，使我们能够检测到52个已确认的变量和19个候选变量，其中许多是以前没有检测到的大质量恒星。变星分为食、脉动、不规则/长周期和Be。我们得到了食双星的相位光变曲线，周期从1.3到8.5天不等。
2014-10-23 astro-ph.SR
WBVR Observations of the Variable Star V1341 Cyg in 1986-1992
本文报道了1986-1992年大质量近距离X射线双星V1341 Cyg=Cyg X-2的WBVR测光结果。在“关闭”状态下，光变化的周期性分量的振幅分别位于B波段和W波段的$0^{m}.265 - 0^{m}.278$和$0^{m}.290 - 0^{m}.320$间隔内，并且由光学分量的椭圆形状决定，该椭圆形状因其x射线同伴的引力影响而变形。系统的某些活跃状态（长爆发）可能是由于吸积盘（AD）的不稳定性，也可能是由于气流和其他吸积形成的非平稳性。密近双星系统（CBS）包含一个低光度的AD。
2009-07-22 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
Study of Eclipsing Binary and Multiple Systems in OB Associations II. The Cygnus OB Region: V443 Cyg, V456 Cyg and V2107 Cyg
研究了天鹅座OB1、OB3和OB9星协方向上的三个可能年轻的食双星系统。利用光变曲线和光谱解缠技术重建了组分光谱并确定了它们的轨道。V443 Cyg和V456 Cyg的轨道是圆形的，而V2107 Cyg的光变曲线使其轨道略微偏心（$e=0.045\pm0.03)$ .天鹅座V443拥有F型恒星，而不是先前文献中仅基于测光的年轻早期A型恒星。它似乎位于天鹅座年轻恒星群的前景（距离$0.6\pm0.2$ kpc）。天鹅座V456，距离$0.50\pm0.03$ kpc，由一颗稍弱金属的A型星和一颗早F型星组成。这两个系统的年龄，或非常接近的主要序列，仍然不确定的数量级。V2107 Cyg是一个质量更大的系统（$8.9\pm2$和$4.5\pm1.2 M_\odot$），密度为$1.5\pm0.5$ kpc，在运动学上也是Cyg OB1的强候选成员。更大的分量略有演变，似乎经历非径向$βCep$型脉动。次级的多普勒信号几乎检测不到。更广泛的研究对于更精确地确定质量是重要的，然后进行星震学研究将是适当的。然而，在HR图中的位置已经合理地将年龄限制在PDMATHAMT Myr，表明天鹅座OB1的恒星形成历史与天鹅座OB2相似。
2014-03-08 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
HD 207331 a new $δ$ Scuti star in the Cygnus field: discovery and follow-up observations
本文介绍了在天鹅座天区发现和跟踪观测一个新的$δ$盾形星云的初步结果。恒星HD 207331的变化是在测试连接到H.L.的Strömgren分光光度计时检测到的。位于墨西哥圣佩德罗·马蒂尔天文台的约翰逊1.5米望远镜。不久之后获得的CCD光度数据证实了它的可变性。在三个晚上进行的几个小时的$uvby$差分光电测光显示至少有两个跳动周期。2009年在一周内进行了两个地点的观测活动，证实了这种新的$δ$ Scuti闪烁器的多周期性。
2011-05-25 astro-ph.SR
The Massive Star Forming Region Cygnus OB2. I. Chandra catalogue of association members
我们提出了一个目录的1696个X射线源检测到的大质量恒星形成区（SFR）天鹅座OB 2和提取的两个档案钱德拉观测中心的区域。一个深源提取例程，利用钱德拉观测的低背景率，以最大限度地提高提取的源的数量。在其他波长的观测被用来识别低计数率的来源，并删除可能的虚假来源。蒙特卡罗模拟也被用来评估这些来源的真实性。我们使用贝叶斯技术来识别1501（89%）我们的源的光学或近红外对应物，使用来自INT测光H-α巡天，2微米全天巡天和UKIRT红外深空巡天-银河平面巡天的深度观测。其中755个天体（45%）具有六波段r '，H-α，i'，J，H和K光学和近红外测光。通过对每个源的泊松假源概率的分析，我们估计我们的X射线目录包括< 1%的假源，当只考虑与光学或近红外关联的源时，假源的比例甚至更低。贝叶斯匹配方案的蒙特卡罗模拟允许将该方法与更简化的匹配技术进行比较，并且使得能够量化各种误差源。这里介绍的1696个天体的目录包括X射线宽带通量，模型拟合，光学和近红外测光，这是迄今为止单个SFR最大的X射线目录之一。从相对较浅的观测中检测到的大量恒星X射线源证实了天鹅座OB 2作为我们银河系最大的SFR之一的地位和重要性。
2009-08-04 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
Periodic Radio Continuum Emission Associated with the beta Cephei Star V2187 Cyg
我们提出了新的光学时间分辨光度学和中等分辨率光谱的V2187 Cyg。我们确认它的分类作为一个β造父变星的基础上，正弦光变化的周期为0.2539天，平均振幅为0.037和0.042等，在“i”和“V”，分别。我们对这颗恒星B2-3V的光谱进行了分类，没有证据表明其吸收线的轮廓在小时或天的时间尺度上发生了变化。恒星光谱中完全没有发射线。我们检测到意想不到的微弱的无线电连续发射（0.4和0.8毫焦耳在6厘米），显示出正弦变化的周期为12.8天。无线电频谱是热的。我们在甚大阵列档案中搜索了其他15颗造父β星的无线电连续辐射。这些额外的恒星中没有一颗被探测到，其中一些比天鹅座V2187更接近太阳，这表明仙王座β星的无线电发射是非常罕见的。
2014-01-16 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
Nonlinear dynamical analysis of the Blazhko effect with the Kepler space telescope: the case of V783 Cyg
本文对开普勒RR型天琴座V783 Cyg（KIC 5559631）的Blazhko调制进行了详细的非线性动力学研究。我们使用不同的技术来产生调制曲线，包括确定振幅最大值，O-C图和解析函数法。我们能够用全局流重构方法拟合混沌信号的调制曲线。然而，当我们调查仪器和数据处理的影响，我们发现，混沌性质的调制不能被证明，因为数据拼接，去趋势和稀疏采样的技术问题。此外，我们发现，相当一部分检测到的周期到周期的调制变化可能源于这些影响。根据我们的研究结果，即使是四年之久，前所未有的开普勒空间测光的V783天鹅座是太短的一个可靠的非线性动力学分析，旨在检测从Blazhko调制的混沌。我们估计，另外两颗恒星可能适合在开普勒样本中进行类似的分析，未来TESS和PLATO可能会提供更多的候选者。
2014-09-16 astro-ph.SR
Long-lasting standstill and fading episode in the IW And star V507 Cyg
利用ASAS-SN、ZTF和我们的快照测光资料，对天鹅座V507恒星进行了研究。人们发现这颗星在2020年5月至2022年3月期间处于长期停滞状态（现在仍在继续）。在过去的文献中，在其他一些IW和明星身上也发现了这种持久的停滞。我们发现这个系统在2018年3月至2019年1月期间系统性地变暗了0.3等，当时它显示出矮新星型变化，包括IW和型状态。这是最清楚的证据之一，表明Z Cam星中的矮新星型状态（在更广泛的意义上）与质量转移率的降低有关（在这种情况下，持续300 d的时间约为25%）。该物体还在2019年显示出IW和型现象，当时系统与当前长时间静止时一样明亮。这一发现表明，在相同的传质速率下，IW和型现象是否发生的条件是微妙的。
2022-03-10 astro-ph.SR
Near-IR Field Variable Stars in Cygnus OB7
我们提出了一个子集的结果的三个赛季，124晚，近红外监测活动的乌云林德1003和林德1004在天鹅座OB 7恒星形成区域。在本文中，我们重点研究场星人口。使用三个季节的UKIRT J，H和K波段观测跨越1.5年，我们获得了高质量的测光9,200颗恒星J=17等，光度不确定性优于0.04等。排除已知的磁盘轴承恒星后，我们确定了149个变量-样本的1.6%。其中，约60个是严格周期性的，周期主要小于2天。我们的结论是，这组是占主导地位的食双星。一些恒星有20到60天的长周期信号。大约有25颗恒星有微弱的调制信号，但不清楚这些信号是否是周期性的。这群恒星中的一些可能是无盘的年轻恒星，由于冷星斑而具有相对较大的变化。剩下的约60颗恒星表现出纯粹随机的变化。
2013-02-06 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
The 2016-2017 peak luminosity of the pre-main sequence variable V2492 Cyg
天鹅座V2492是一颗年轻的前主序星，呈现出明显的亮度变化（Δ R > 5等），其物理起源被认为是由消光（UXor型）和吸积（EXor型）的变化引起的，尽管它们之间的比例还没有得到澄清。最近，V2492 Cyg已经达到了其记录活动期间记录的亮度水平。2016年10月和2017年3月至7月期间获得了光学和近红外测光和光谱。直到2017年5月底，该源一直保持明亮，然后从6月初开始以约0.08 mag/天的速度迅速减弱。2017年7月中旬，该光源达到了与两年前相同的低亮度水平。消光率和质量吸积率是通过最亮谱线的光度，特别是H α和H β得到的。一对夫妇的光学高分辨率光谱也提出了推导信息的气体运动学。可见光消光的变化不会超过几个星等，而质量吸积速率的变化估计从小于10^-8到几个10^-7 M_sun/yr不等。后者与2010年之前的高状态估计相当，可能发生在更严重的灭绝条件下。光学和近红外（NIR）观测的综合分析扩展到目前的事件，原来的建议，V2492天鹅座的变化是一个不断变化的消光和吸积的组合。
2017-10-23 astro-ph.SR
A study of the photometric and spectroscopic variations of the prototypical FU Orionis-type star V1057 Cyg
在低质量的前主序星中，有一小群被称为FU猎户座型天体（FUors）的天体以发生强烈的吸积爆发而闻名。天鹅座V1057是FUor的经典例子，在1969-1970年爆发，之后迅速褪色，成为已知褪色最快的FUor。在1995年左右，衰落发生了更快的增长。从那时起，强烈的光度调制已经存在。我们在PiszkéstetIgnObservatory进行了近10年的源监测，并辅以北欧光学望远镜，Bohyunsan光学天文台，凌日系外行星调查卫星和平流层红外天文台的光学/近红外测光和光谱学。我们的光变曲线显示，在过去十年中，亮度的显著准周期性变化持续存在。我们的光谱观测显示出强风特征、壳层特征和禁戒发射线。所有这些谱线都随时间变化。我们还报告了第一次检测到[S II]，[N II]和[O III]线的恒星。
2021-05-21 astro-ph.SR
Spectroscopy and Multi-color Photometry of U Scorpii at the Earliest Stage of 2010 Outburst
我们在2010年爆发的最早阶段对经常性新星U Scorpii进行了光谱和多色光度观测。0.37在发现爆发后的10天内，我们可以在光谱上看到宽而突出的巴耳末系、He I、N II、N III、O I和Mg II的发射线。H $α$谱线的半高宽（FWHM）给出了约6200 km/s的膨胀速度。这条线也伴随着蓝移吸收线（所谓的天鹅座P剖面）。1.37在发现后10天，H $α$线显示出与前一天相反的几乎平顶的轮廓。从我们的多色测光，我们可以看到它的快速下降（每天一个星等）的亮度在每个颜色带。
2012-01-07 astro-ph.SR
A Demonstration of Accurate Wide-field V-band Photometry Using a Consumer-grade DSLR Camera
作者研究了使用数码单镜头反射（DSLR）相机进行恒星测光的适用性，特别是研究了用最少设备进行的宽视场曝光，用于分析明亮的变星。一个星等有限的恒星样本进行了评估，展示了从天鹅座和天龙座之间的四个领域取得的广泛的（B-V）颜色。实验比较绿通道DSLR测光与VT测光的第谷2目录显示出很好的协议。受这些比较结果的鼓舞，开发并测试了一种用于执行基于颜色的转换到更广泛使用的Johnson V滤波器频带的方法。该方法与Tycho 2 VT数据推荐的方法相似。对所提出的方法进行了实验评估，并对某些类型的变星项目的高精度DSLR测光的可行性提出了建议。最重要的是，我们已经证明了DSLR相机可以作为精确的宽视场光度计使用，只需投入最少的资金和时间。
2013-03-27 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
V456 Cyg: An eclipsing binary with tidally perturbed g-mode pulsations
上下文正在进行的凌日系外行星勘测卫星（TESS）太空任务观测到了许多著名的明亮恒星。对于其中几个，这些新数据揭示了以前未观察到的变化，例如近距离双星中的潮汐扰动脉动。目的。使用新检测到的重力模式（g模式）脉动V456天鹅座，我们的目标是确定全球的短周期食双星的恒星属性，并评估这些脉动和潮汐之间的相互作用。方法.我们建立了双星轨道模型，并使用TESS测光和已发表的光谱学确定了组成星的物理性质。然后，我们测量脉动频率的残差的光变曲线拟合使用迭代预白化，并分析它们，以确定全球的asteroseismic恒星参数。我们评估的脉动参数作为轨道相位的函数。结果我们发现，脉动属于天鹅座V456的第二个组成部分，这颗恒星可能有一个统一的径向旋转轮廓，同步（$ν_{\rm rot} = 1.113(14) \rm d^{-1}$）与双轨道（$ν_{\rm orb} = 1.122091(8) \rm d^{-1}$）。所观察到的g模式被放大了几乎三倍，在恒星半球面临的主要。我们提出的证据表明，这是由潮汐扰动的脉动，模式耦合受到强烈影响。结论. V456 Cyg是继$π^5$ Ori之后，第二个发现潮汐扰动高阶g模脉动的天体。这为潮汐g模式星震学开辟了新的机会，因为它展示了g模式和潮汐相互作用的另一条途径。
2022-01-14 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
Chandra observations of Cygnus OB2
天鹅座OB 2是最接近大质量恒星形成区的例子，包含超过50颗O型恒星和数百颗B型恒星。我们分析了天鹅座OB 2的两个钱德拉点，检测到约1700个X射线源，其中约1450个被认为是该协会的成员。光学和近红外测光已获得约90%的这些来源，从最近的深银河平面调查。我们对近红外色星等图进行了等时线拟合，得出这两个区域的源的年龄分别为3.5（+0.75，-1.0）和5.25（+1.5，-1.0）百万年，这两个区域的等时线都与MS前的等时线有相当大的差异。其他作者提出，该区域存在第二个人口，比现在的O型星稍老，与这里推导的年龄相符。与内部拱星盘（跟踪的K-波段过剩）的源的比例被发现是非常低的，但适合人口的年龄约5百万年。我们测量了恒星质量函数，发现幂律斜率为Gamma = -1.09 +/- 0.13，与Kroupa估计的全球平均值非常一致。陡峭的质量函数在高质量的观察，我们认为这是由于存在的前一代的恒星已经失去了他们最大的成员。最后，结合我们的质量函数和对星协径向密度分布的估计，表明天鹅座OB 2的总质量约为30，000 Msun，类似于我们银河系中许多质量最大的恒星形成区。
2011-03-03 astro-ph.SR
Latitudinal differential rotation in the solar analogues 16 Cyg A and B
继CoRoT和开普勒太空飞行任务之后，天文地震学作为一个科学领域经历了深刻的转变。后者现在正在产生直接从振荡频率获得的纬度差异旋转的第一个测量结果。差异自转是恒星发电机效应的一个基本机制。我们的目标是测量太阳类似物16 Cyg A和B的差异旋转量，它们是双星系统的组成部分。这些恒星是开普勒观测到的最亮的恒星，因此被广泛观测，其振荡频率非常精确。我们模拟的声学功率谱的16 Cyg A和B使用的模型，考虑到差分旋转的贡献的旋转频率分裂。在贝叶斯环境中进行估计。然后，我们反转这些结果，以获得两颗恒星的旋转轮廓下的假设太阳一样的功能形式。我们观察到，纬度差异旋转的幅度有很大的机会是太阳一样的两颗恒星，他们的自转率在赤道比在极点。测量到的纬度差异旋转，定义为赤道和极之间的旋转速率之差，分别为16 Cyg A和16 Cyg B的$320\pm269$ nHz和$440^{+363}_{-383}$ nHz，证实这些恒星的旋转速率几乎与太阳相似。它们的赤道自转速率为$535\pm75$ nHz和$565_{-129}^{+150}$ nHz。我们的结果是在良好的协议与测量得到的分光偏振，光谱，光度。我们提出了第一个决定性的测量纬度差异旋转的太阳类似物。它们的自转轮廓非常接近太阳。这些结果弱依赖于恒星参数的不确定性。
2019-02-09 astro-ph.SR
A Five-year Spectroscopic and Photometric Campaign on the Prototypical alpha Cygni Variable and A-type Supergiant Star Deneb
天津四通常被认为是典型的A型超巨星，是银河系中视觉上最明亮的恒星之一。A型超巨星是潜在的河外距离指示器，但在这种技术被认为可靠之前，这些恒星的变化需要更好地表征。我们分析了在1997年至2001年的五年跨度中获得的天津四的339个高分辨率阶梯光谱，以及在同一时间范围内获得的370个Stromgren光度测量。我们的光谱分析包括动态光谱的H-α轮廓，H-α等效宽度，和径向速度从Si II 6347，6371测量。时间序列分析表明，没有明显的周期性行为，通过多个观测季节进行，虽然我们发现了一个可疑的40天的时间在两个，非连续的观测季节。光度和径向速度数据集之间的一些相关性，并建议径向脉动在两个时代。没有相关性之间的变化的H-α配置文件和径向速度或光度。Lucy（1976）发现天津四是一颗长周期单线光谱双星的证据，但我们的数据集没有证据表明双星伴星会导致径向速度变化。
2010-09-29 astro-ph.SR
Metal Abundances, Radial Velocities and other Physical Characteristics for the RR Lyrae Stars in the Kepler Field
光谱铁氢比，径向速度，大气参数，和新的光度分析41 RR天琴座恒星（和一个可能的高振幅三角洲盾牌星）位于开普勒太空望远镜的视野。其中37颗天琴座RR型恒星是基模调制器（即，其中16颗表现出Blazhko效应。其中四颗恒星是多周期RRc振荡器，主要以第一泛音模式振荡。光谱[Fe/H]值的34颗恒星，我们能够得到的估计范围从-2.54 +/- 0.13（NR Lyr）到-0.05 +/- 0.13 dex（V784 Cyg），以及Nemec等人研究的19颗开普勒场非Blazhko恒星。（2011）丰度与光度[Fe/H]值一致。四颗非Blazhko RR天琴座恒星（KIC 6100702、V2470 Cyg、V782 Cyg和V784 Cyg）被确认为富含金属，另外四颗恒星（V839 Cyg、KIC 5520878、KIC 8832417和KIC 3868420）也被证实富含金属。其中5颗非Blazhko RRab星的金属丰度高于[Fe/H] -0.9 dex，而16颗Blazhko星的金属丰度均低于此值。本文根据~970天的准连续高精度Q 0-Q11长、短节奏Kepler测光资料，导出了新的周期-φ 31 s-[Fe/H]关系式。除了一些Blazhko星，光谱和光度[Fe/H]值是很好的协议。几颗具有独特光度特征的恒星被识别出来，包括一颗已知振幅和频率调制最小的布拉日科变星（天鹅座V8…
2013-07-22 astro-ph.SR
Optical Counterparts of the X-ray Sources Hercules X-1 and Cygnus X-2: Genuine and Fake
本文是对A. N. Sazonov关于HZ Her和V1341 Cyg的研究发表在2011年的《天文学报告》（第55卷，第142和230页）上。我们分析了他的测光以及其他数据收集在文献和互联网上。萨佐诺夫的观测是假的，与真实的恒星无关。他的论文中所载的结论不具有任何科学价值。我们描述这两个对象的属性，来自真实的观察。他在astro-ph arXiv：0904.0168，arXiv：0907.3822，arXiv：0912.0706，arXiv：1011.3980和arXiv：1102.0379上发表的基于相同假观测的以下论文也是不真实的。
2013-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
CHARA Interferometry and TESS Asteroseismology of the Core-Helium Burning Red Giant $κ$ Cyg
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文研究所）；Sydney Informatics Hub, Core Research Facilities, University of Sydney（悉尼大学核心研究设施悉尼信息学中心）
结合CHARA干涉测量与TESS星震学，研究κ Cyg的半径、光度和有效温度，发现星震学观测与模型不符，表明需改进核心氦燃烧星的对流边界混合处理。
2026-04-16 astro-ph.SR
Revised physical elements of the astrophysically important O9.5+O9.5V eclipsing binary system Y Cyg
由于其悠久而丰富的观测历史和快速的拱点运动，大质量食双星Y Cyg代表了大质量恒星恒星演化理论的关键测试之一。然而，基本物理性质的确定不如现有的光谱和光度观测数量准确。我们的目标是分析所有这些数据，同时与我们自己的光谱和光度观测的新的专用系列，从天文台广泛分离的经度。我们在当地时间间隔的三个观测站获得了一系列新的UBV观测，以获得天鹅座Y轨道周期接近3天的完整光变曲线。使用HEC 22程序将这种新的光度法简化并仔细转换为标准UBV系统。我们还获得了新的一系列红色光谱，并重新分析了先前获得的蓝色电子光谱。我们的分析提供了迄今为止最准确的拱点周期值47.805 +/- 0.030年和以下物理要素：M1=17.72+/-0.35$Msun，M2=17.73+/-0.30 Msun，R1=5.785+/-0.091 Rsun，R2=5.816+/-0.063 Rsun。因此，解缠后得到的质量比之前所有的测量结果都要高，而且两颗恒星的质量几乎相同，而光变曲线则暗示2号恒星的半径和光度略高。上述经验值意味着内部结构常数的对数log k2 =-1.937。与Claret的恒星内部模型相比，这两颗恒星的年龄都接近200万年。声称现代元素测定的精度为1- 2%似乎仍然有点过于乐观，获得新的高色散和高分辨率光谱是可取的。
2014-03-04 astro-ph.SR
A photometric study of two neglected eclipsing binaries
我们提出了第一个BVR测光，周期变化，测光光变曲线分析两个研究不足的食双星V1321天鹅座和CR头。观测于2017年11月至2020年1月在乌日霍罗德国立大学天文台进行。使用所有可用的早期出版的，以及我们的最小时间的周期变化进行了研究。我们已经使用新开发的ELISA代码的光变曲线分析和光度参数的测定这两个系统。我们发现天鹅座V1321是一个近距离的食分系统，其光度质量比$q=0.28$很低，这表明该双星是一个后质量转移系统。在该系统中没有检测到显著的周期变化。另一方面，CR Tau是一个半分离的系统，其中次级成分几乎充满了它的罗氏叶。我们检测到一个长期的周期增加率为$1.49 \times 10^{-7} d/y$，这支持质量转移从较低质量的次要成分更大规模的主要。
2021-02-19 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
Near-IR Variability in Young Stars in Cygnus OB7
我们提出的第一个结果，从124夜J，H，K近红外监测活动的暗云L1003在天鹅座OB 7，一个活跃的恒星形成区。使用3个季节的UKIRT观测跨越1.5年，我们获得了高质量的测光9,200颗恒星下降到J=17等，光度不确定性优于0.04马格。在近红外过剩的磁盘的基础上，我们确定了30个前主序星，其中包括24个是新发现的。我们分析了这些恒星，发现近红外过量是显着的变化。所有9，200颗恒星的光度变化都受到了监测;在视场恒星群中，约有160颗表现出近红外变化（占样本的1.7%）。在30个年轻恒星中，有28个（93%）是显著变化的。30个YSO中有25个具有近红外过量，与简单的盘加星经典T Tauri模型一致。其中9个（36%）在这些观测过程中和/或自2 MASS观测以来在颜色空间中漂移，使得它们越过定义NIR过量标准的边界;实际上，它们具有瞬态近红外过量。大约有一半的YSO的颜色空间变化平行于经典的金牛座T星轨迹或混合轨道，其中包括尘埃变红的轨迹。这表明，在拥有吸积盘的YSO中，近红外变化是由可变消光和内部吸积盘变化的组合引起的：吸积率、中心孔大小和/或内部盘的倾斜度。虽然某些变化可能是由于恒星旋转，但单个恒星的变化水平可能超过一个星等。这是一个强有力的经验建议，原行星盘是相当动态的，并表现出更复杂的活动，在短时间尺度上比归因于旋转单独或捕获在静态磁盘模型。
2012-06-04 astro-ph.SR
An explanation of the missing flux from Boyajian's mysterious star
在过去的一年里，天鹅座中一颗以前没有被注意到的恒星被称为银河系中最神秘的恒星。在开普勒任务的测光中，Boyajian的恒星表现出令人费解的零星的深度变暗。人们提出的解释主要集中在系外行星、系外彗星的碰撞，甚至是外星智慧的干预。这些假设只考虑了恒星外部的现象，因为在昏暗中丢失的辐射通量被认为超过了恒星的存储capacity.We指出，太阳光度的变化模型表明，对流星可以存储所需的通量。它还提出了解释报告的时间剖面不对称的短，深调光和较慢，十年尺度调光报告档案和开普勒测光。我们的发现有利于更广泛的解释Boyajian的恒星，这可能会产生新的见解恒星磁对流。
2017-06-05 astro-ph.SR
The Usefulness of 2MASS JHKs Photometry for Open Cluster Studies
利用2MASS JHKs数据推断光学数据有限的疏散星团的红化和距离。内在ZAMS颜色和颜色星等的关系是参考现有的校准，标准恒星，三个均匀变红的集群：股票16，NGC 2362和NGC 2281，和未变红的毕宿矮星。对稀疏分布的疏散星团的星际红化和距离的推断方法被应用于Berkeley 44、Turner 1和Collinder 419，它们的现有结果与JHK数据推断的结果相冲突。最后两个星团特别令人感兴趣：特纳1，因为它拥有银河系最长周期的经典造父变星，而科林斯419，因为它位于天鹅座X复合体中。
2011-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Changes in Mean Global Physical Parameters of Blazhko RR Lyrae stars -- Derived from Multicolor Photometry
我们开发了一种逆测光方法（IPM），专门从RR型天琴座恒星的光变曲线确定其全局物理参数（Sódor，Jurcsik & Szeidl，2009，MNRAS，394，261）。我们发现，对于未调制的RRab星的高质量光度观测，IPM给出了类似于直接Baade-Wesselink分析的良好结果，但不需要光谱测量。在研制过程中，我们特别注意IPM对调制RR型天琴座星的适用性。由于没有任何Blazhko星的同时光谱径向速度和光度观测具有良好的相位覆盖在脉动和调制，这将允许光谱Baade-Wesselink分析，IPM是今天唯一的可能性来研究Blazhko RR天琴座恒星在调制周期的全球物理参数的变化。在Konkoly Blazhko巡天的框架内，我们利用IPM研究了过去5年中我们用Konkoly天文台的24英寸望远镜观测到的4颗Blazhko RRab星的宽光变曲线。每颗恒星的脉动平均温度、平均半径和平均光度都有微小但明确的变化。本文给出了这些Blazhko星（SS Cnc，DM Cyg，RR Gem和MW Lyr）的结果。
2010-04-12 astro-ph.SR
Highly Variable Extinction and Accretion in the Jet-driving Class I Type Young Star PTF 10nvg (V2492 Cyg, IRAS 20496+4354)
我们报告广泛的新的光度学和光谱学的高度可变的年轻恒星对象PTF 10 nvg，包括光学和近红外时间序列数据以及中红外和毫米数据。继先前报告的2010年上升之后，在2011年和2012年期间，该源经历了额外的增亮和变暗事件，包括长时间的微弱状态。观测到的高振幅变化与具有220天准周期信号的消光变化基本一致。光谱演化不仅包括光谱斜率的变化，还包括TiO/VO/CO带和原子线发射的显著性的相关变化，以及与H_2一起在微弱时期主导光学和红外光谱的禁戒线发射的相关变化。中性和单离子化的原子物种可能是在吸积流和/或撞击中形成的，而零速度原子LiI 6707的发射来源尚不清楚。禁止线，包括几种罕见的物种，表现出蓝移的排放概况，并可能产生的外流/射流。其中几条线也被认为是空间偏移的连续源的位置，大概是在一个扩展射流的冲击区。CARMA地图解决在较大尺度上的空间扩展流出毫米波长的CO。我们属性所观察到的光度和光谱行为的掩星的中央恒星以及明亮的内盘和吸积/流出区，使冲击气体的内部部分的喷气机服从于观察在微弱的时代。我们将PTF 10 nvg作为表现出吸积驱动（可能类似于V1647 Ori）和灭绝驱动（可能类似于UX Ori或GM Cep）高振幅变异现象的源进行讨论。
2012-12-22 astro-ph.SR
A systematic survey for eruptive young stellar objects using mid-infrared photometry
年轻恒星天体（YSO）的吸积至少部分是偶发的，即高吸积率（“爆发”）的时期被静止阶段所穿插。这些爆发表现为爆发性变异。在这里，我们提出了一个系统的调查喷发YSO的目的是限制吸积爆发的频率。我们比较中红外测光从斯皮策和WISE分离约5年的两个样本的YSO，在附近的恒星形成区和银河系平面，每个包括约4000个年轻的来源。所有在3.6和4.5 μ处的亮度在两个时期之间增加至少1等的天体都可能是爆发变星和爆发候选者。对于这些天体，我们在近红外波段进行了跟踪观测。我们发现了两个新的爆发变量在银河系平面，这可能是FU Ori-type对象，与K波段振幅超过1.5马格。一个对象已知进行吸积爆发，V2492天鹅座，是恢复我们的搜索以及。此外，年轻的恒星ISO-Oph-50，以前被怀疑是一个爆发的对象，被发现可以更好地解释为一个磁盘与不同的星周遮蔽。总的来说，4000个YSO样本中的突发事件数量为1 - 4。假设所有的YSO都经历了幕式吸积，这个约束可以用来表明强吸积阶段（> 10 ^-6 Msol/yr）的发生间隔大约为10 ^4年，最有可能在5000年到50000年之间。这是一致的流出的动力学时间尺度，但不与流出的排放节的分离，表明情节吸积可以触发或停止准直大规模的流出。
2013-01-14 astro-ph.SR
Optical photometric GTC/OSIRIS observations of the young massive association Cygnus OB2
为了充分理解分子云的引力坍缩、恒星形成过程和星周盘的演化，必须在不同的银河系环境中，在一定的恒星含量和位置范围内研究这些现象。年轻的大质量协会天鹅座OB2，在天鹅座-X区域，是一个独特的目标，研究如何恒星形成和星周盘的演变进行了大量的大质量恒星的存在。我们提出了一个目录获得的最近的光学观测的r，i，z过滤器与OSIRIS，安装在$10.4\,m$ GTC望远镜，这是最深的光学目录天鹅座OB2的日期。该目录包括64157个来源，以M = 0.15太阳质量，在采用的距离和年龄的天鹅座OB2。共有38300个光源在所有三个波段都具有良好的测光性能。我们结合光学目录与现有的X射线数据的这一地区，以确定在光学图的集群轨迹。在r-i与i-z图中的簇轨迹与在2.64 <AV <5.57范围内的光学选择的簇成员的消光相容。我们得出了该地区的灭绝图，发现在协会的中心AV = 4.33的中值，向西北方向减少。在色星等图中，主序星分布的形状与前景中距离太阳约850 +/-25 pc处的遮蔽云的存在相一致。
2012-08-30 astro-ph.GA 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
Cepheid investigations using the Kepler space telescope
我们报告的初步工作所做的选择候选造父变星与开普勒太空望远镜观察的结果。在启动之前，从以前的调查和数据库中挑选了40名候选人。对开普勒测光的前322天的分析，以及最近的地面跟踪多色测光和光谱学，使我们能够确认其中一颗恒星V1154 Cyg（KIC 7548061）确实是一颗4.9 d的造父变星。利用相位滞后方法，我们表明，这颗星脉动的基本模式。新的径向速度数据与以前的测量结果一致，表明长周期的二进制组件是不可能的。在超精确的、几乎不间断的开普勒测光中，没有发现微星等水平上非径向或随机激发模式的证据。其他的候选者不是造父变星，而是一个有趣的混合体，可能是斑点星、食系统和耀斑星。
2011-01-12 astro-ph.SR
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables
我们目前的测光11和光谱的35个潜在的灾难性变量从斯隆数字巡天，卡特琳娜实时瞬态调查和vsnet-alerts。测光结果包括天鹅座V1363下降期间的准周期振荡，极区可能的夜间吸积变化，（AM武仙座双星）SDSS J1344+20，日食在SDSS J2141+05，轨道周期为76+/-2分钟，和可能的日食在SDSS J2158+09在轨道周期接近100分钟。时间分辨光谱显示短轨道周期接近80分钟的SDSS J 0206 +20，SDSS J1502+33为85 min，CSS J 0015 +26、RXS J 0150 +37、SDSS J1132+62、SDSS J2154+15和SDSS J2158+09为近100 min。SDSS J2154+15突出的HeII线和速度振幅与该天体的极地性质一致，而缺乏这条线和低速度振幅则反对RXS J 0150 +37的这种分类。在爆发附近获得了10个天体的单光谱，其余的在静止附近获得，证实了这些天体的矮新星性质。
2014-07-11 astro-ph.SR
The Massive Star Forming Region Cygnus OB2. II. Integrated Stellar Properties and the Star Formation History
天鹅座OB 2是最接近大质量恒星形成区的例子，包含超过50颗O型恒星和数百颗B型恒星。利用最近公布的钱德拉X射线点源深星表，结合互补光学和近红外测光，分析了天鹅座OB 2中两个区域的年轻恒星的性质。我们的样本完整到1 Msun（不包括不发射X射线的A型和B型恒星），这是迄今为止对天鹅座OB 2恒星性质和恒星形成历史的最深入研究。根据Siess等人（2000年）的等时线与近红外色星等图的拟合，我们得出这两个区域的源的年龄分别为3.5（+0.75/-1.0）和5.25（+1.5/-1.0）百万年，这两个区域的等时线都与MS前的等时线有相当大的差距。一个比现在的O-型恒星稍老的恒星星族的存在，也符合我们发现的具有内部周星盘的源的低比例（通过K-波段过量追踪），这是非常低的，但对于年龄约为500万年的恒星族来说是合适的。我们还发现，该地区缺乏一个人口的高度嵌入源，经常观察到在年轻的恒星形成区，这表明在附近的恒星形成已经下降。我们在这个极限下测量了恒星质量函数，发现Gamma = -1.09 +/- 0.13的幂律斜率，与Kroupa（2002）估计的全球平均值非常一致。在更高的质量下，观测到斜率变陡，并认为这是由于上一代恒星的存在，这些恒星已经失去了它们最大的质量。最后，结合我们的质量函数和对星协径向密度分布的估计，表明Cyg OB 2的总质量约为3 x 10^4 Msun，与我们银河系许…
2010-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Correlation between technetium and lithium in a sample of oxygen-rich AGB variables
本文的目的是：1）重新审视富氧渐近巨星分支（AGB）变星样本的Tc含量和2）增加已测量Li丰度的此类恒星的数量，以提供额外混合过程的理论模型的约束。为此，我们分析了高分辨率光谱的18个样本星的吸收线的Tc和Li的存在。后者的丰度是通过比较观察到的光谱流体静力学MARCS模型光谱。测辐射热星等由近红外测光和脉动周期确定。我们将天鹅座V441重新归类为富TC星，而不寻常的Mira星R Hya和W Eri则是贫TC星。所有样本恒星的锂丰度或上限都已确定。在所有的恒星与Tc，我们也检测到李。其中大多数的锂含量略低于太阳光球层的值，除了V441 Cyg，它的丰度是太阳的1000倍。我们还发现，类似于Tc，一个较低的光度极限似乎存在的Li的存在。我们的结论是，较高的锂丰度发现在较冷和较高的光度对象可能源于锂生产机制上的AGB操作。恒星质量可能对这种（额外混合）产生机制有至关重要的影响。据推测，R Hya的脉动周期下降是由最近的热脉冲（TP）造成的。虽然没有检测到Tc并不排除TP，但它表明TP不足以在R Hya中驱动挖掘。另一方面，天鹅座V441可能是一颗低质量的本征S星，通过额外的混合过程产生大量的Li，或者是一颗中等质量的恒星（M>=M_sun），由于热的底部燃烧而产生Li。
2009-11-18 astro-ph.SR
Asteroseismology of the solar analogs 16 Cyg A & B from Kepler observations
演化的太阳型恒星16 Cyg A和B长期以来一直被作为太阳类似物进行研究，从而可以一瞥我们自己太阳的未来。该双星系统的轨道周期太长，无法对恒星性质提供有意义的动力学约束，但星震学可以提供帮助，因为这些恒星是开普勒视野中最明亮的恒星之一。我们提出了一个分析的三个月的几乎不间断的测光16天鹅座A和B从开普勒太空望远镜。我们提取了46和41振荡频率分别为两个组件，包括一个明确的检测八极（l=3）模式在两颗星。我们使用Asteroseismic Modeling Portal独立推导出每颗恒星的属性，同时拟合各个振荡频率和其他观测约束。我们评估了系统的不确定性，从合奏的结果产生的各种恒星演化代码和拟合方法。通过分别拟合每个组分得到的最佳模型在不确定度范围内得到了共同的年龄（t=6.8+/-0.4 Gyr）和初始组分（Z_i=0.024+/-0.002，Y_i=0.25+/-0.01），正如对双星系统组分的预期，增强了我们对星震技术可靠性的信心。更长的数据集最终将成为可用的，将允许未来的差异旋转，对流区深度和长期变化，由于恒星活动周期的研究。
2012-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Astrokit -- an Efficient Program for High-Precision Differential CCD Photometry and Search for Variable Stars
针对在几平方度视场内对数万颗恒星进行差分测光的需要，我们开发了Astrokit程序。该软件修正了由于大气透明度变化而引起的恒星亮度变化：为此，程序为每颗恒星选择一个单独的参考星集合，这些参考星在框架中具有相似的星等和位置。如果集合中有十颗或更多的参考星，它们的光谱类型与研究对象的光谱类型之间的差异就变得不重要了。Astrokit使用稳健中值统计标准搜索变星，这使得候选变星的选择比分析恒星星等的标准差更有效。该软件可对大量天体的长时间不均匀测光观测进行非常精确的自动分析，从而有可能发现“热木星”型系外行星凌日和低振幅变量。我们描述的程序的算法和结果，其应用程序，以减少在天鹅座的测光巡天以及观测的疏散星团NGC 188和过境的系外行星WASP-11 b / HAT-P-10 b，进行与乌拉尔联邦大学Kourovka天文台的MASTER-II-URAL望远镜的数据。
2014-08-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Explosion of an LBV star in the galaxy UGC 8246
我们介绍了2014年2月和6月使用俄罗斯6米望远镜和SCORPIO光谱相机对UGC 8246星系中的中等亮度红色瞬变PSN J13100734 + 3410514进行光谱学和CCD测光的结果。我们的CCD测光继续与特殊天体物理观测台的1米望远镜，直到2014年11月。这颗恒星于2013年12月下旬被发现，视亮度为17.6等，相当于绝对星等Mv~-12.7等，并被确认为一颗超新星冒名顶替者。在19.5等的可见亮度水平下拍摄的光谱显示了H-α和H-β发射线的复合三重分布。我们解释的主要组成部分的配置文件作为辐射的光电离广泛的气体信封形成的恒星风的祖先爆发前。另外两个成分被视为双极喷出物的辐射。在巴耳末线剖面中，有证据表明爆发后在周围介质中传播的光回波。我们的光谱包含发射的He I，Na I，Mg I，众多的Fe II的排放，其中最强的有P Cyg配置文件。也有[O II]，[O III]，和[S II]排放的H II区与瞬态。该区域的辐射叠加在恒星光谱上。光变曲线显示快速下降和颜色变红。我们的观测证实了UGC 8246瞬变是一颗大质量LBV恒星的爆炸。
2014-12-22 astro-ph.SR
Optical observations of "hot" novae returning to quiescence
我们已经监测到以前观察到的爆发超软X射线源的新星恢复到静止状态，中间极性（IP）V4743 Sgr和候选IP V2491 Cyg的光学测光，以及这两个和其他七个系统的光学光谱。我们的样本包括经典和复发新星，短周期（几个小时），中间周期（1-2天）和长周期（共生）双星。V4743 Sgr和V2491 Cyg的光变曲线呈现明显的周期性调制。对于V4743 Sgr，调制随着旋转和轨道周期的拍频而发生。如果天鹅座V2491的周期也是这两个周期的节拍，那么轨道周期应该是17小时。周期性新星T Pyx在爆发后不到3年就已经显示出星云壳的碎裂。虽然这颗新星在爆发后的时期仍然有很强的[OIII]，但这些线条在所有其他的3到7年后已经消失了。我们没有发现任何差异的高电离/激发线的等效宽度的比率，在短和长的轨道周期的新星的Hbeta线，表明辐照不会触发高质量传递速率从秒与小轨道分离。RS Oph和V3890 Sgr的光谱与许多共生持续超软源的光谱之间的一个重要区别是没有禁止的日冕线。随着X射线的关闭，我们将其解释为共生体中的质量转移是间歇性的。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors
我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。
2012-05-14 astro-ph.SR
