Untangling magnetic massive star properties with linear polarization variability and the Analytic Dynamical Magnetosphere model
从粒子散射的光可以变成线性偏振。因此，被倾斜的、同向旋转的包层所包围的恒星，预计会表现出周期性的线性偏振变化。大质量磁性恒星的电子散射磁层有望成为观测这种效应的合适候选者。在本文中，我们提出了第一个半解析模型，能够合成的连续极化签名的磁性O型星在光学薄，单电子散射限制。这项研究的目的是通过描述它们的偏振行为来提高我们对磁热星的一般理解。我们的线性极化模型是通过结合的解析表达式的偏振变化的一个倾斜旋转的信封与解析动力学磁层模型来表示的信封密度结构的物理模型。我们计算网格模型斯托克斯$Q$和$U$曲线，并表明它们的形状是唯一的倾角和曲率角的选择。我们应用我们的模型HD 191612，一个原型？p型恒星，具有偏振和光度观测。我们发现，$i=19^{+12}_{-3}$ $^\circ$、$β=71^{+3}_{-9}$ $^\circ$和$\log \dot{M}_{B=0}=-6.11^{+0.12}_{-0.06}$ [M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ ]的极化调制最好地再现。这些结果与以前对这颗恒星的研究一致。通过结合偏振和光度合成工具，我们同时模拟的意见，从而增加进一步完善的风和磁性能的HD 191612。
2021-12-22 astro-ph.SR
V444 Cyg X-ray and polarimetric variability: Radiative and Coriolis forces shape the wind collision region
我们目前的结果，从研究的食，碰撞风的二进制V444天鹅座，使用组合的X射线和光学spectropolarimetric的方法来描述的3-D的性质的冲击和风的结构内的系统。我们已经创建了V444 Cyg迄今为止最完整的X射线光变曲线，使用来自Swift的40 ksec新数据和200 ksec新的和存档的XMM-牛顿观测数据。此外，我们的特点是固有的，偏振相位依赖行为的最强的光发射线使用威斯康星大学的半波分光偏振仪获得的数据。我们已经探测到了在X射线范围内风-风碰撞的科里奥利畸变的证据，它通过系统的X射线光变曲线中日食周围的不对称行为表现出来。X射线发射区的大张角，以及它的位置（即WN风不与O星碰撞，而是它的风）是系统内发生辐射制动/抑制的证据。此外，偏振结果显示了风-风碰撞区域从沃尔夫-拉叶星的风中切割出来的空腔的证据。
2014-10-22 astro-ph.SR
Constraints on Clumps in the Representative Wind of the WN8 Wolf-Rayet star HD96548 = WR40 with Simultaneous Broadband Light and Linear-Polarisation Variability
我们报告精确的地面宽带光强度和线性偏振光曲线的天空中最亮的WN 8星，WR 40。WN 8恒星以其高度的可变性而臭名昭著，这源于其强风中的随机团块，这些强风比大多数其他沃尔夫-拉叶星（WR）的风慢且不那么热。我们证实了以前的结果，许多WR星显示的变化幅度是一个数量级的测光比旋光。这是第一次，我们的测光和偏振观测WR 40的独特性质的近一致性，使我们能够检查这两种类型的变异性是否显示相关的行为，其中我们发现没有。假设单个团块的亮度和偏振的简单时间函数，发现模拟光变曲线的模型可以再现观测结果的属性，特别是光度变化和偏振变化之间缺乏相关性、光度变化和偏振变化的标准偏差比，以及平均固有偏振相对于其标准偏差的比率。将时间变异性的解决方案映射到空间坐标表明，WR 40的风团除了光散射外还自由发射。
2022-12-28 astro-ph.SR
Optical photometric and polarimetric investigation of NGC 1931
我们目前的光学光度和偏振观测的恒星对NGC 1931的目的是获得集群参数，如距离，红化，年龄和光度/质量函数，以及了解该地区的尘埃性质和恒星形成。到星团的距离为2.3 $\pm$ 0.3 kpc，红化E（B-V）是可变的。恒星密度等值线图显示该区域有两个星团。观察表明不同的红化规律在集群区域内。尘埃粒子向星团方向的偏振效率低于一般弥漫星际介质的偏振效率。在质量范围为0.8 \textless $M/M_{\sun}$ $\textless$ 9.8的南部区域中，质量函数的斜率（-0.98 $\pm$ 0.22）被发现比北部区域中的质量函数的斜率（-1.26 $\pm$ 0.23）更浅，这与Salpeter值（-1.35）相当。发现该区域的K波段光度函数（KLF）与Lada & Lada（2003）获得的年轻星系团的平均斜率值（~0.4）相当，但北部区域的KLF斜率比南部区域更陡。该区域可能被两颗B2主序星电离。年轻恒星天体的平均年龄为2 $\pm$ 1 Myr，这表明已确定的年轻恒星可能比该地区的电离源更年轻。该区域的形态，YSO的分布以及YSO和电离源的年龄表明该区域有一个触发恒星形成。
2012-12-30 astro-ph.SR
The long term polarimetric variability of the strongly magnetic white dwarf Grw+70$^\circ$8247
有些白矮星具有宇宙中最强的磁场。许多这些退化的磁性恒星也旋转得非常缓慢。在这些天体中，Grw+70 $^\circ$\，8247是一个特别令人感兴趣的天体，它的自转周期可能长达一个世纪，磁场为400\，MG磁场。令人惊讶的是，对于这颗恒星，第一颗发现磁场的白矮星，在过去的40年里，文献中没有讨论过分光偏振观测。在这里，我们展示了2015年和2018年拍摄的两组线性和圆偏振光谱，并将它们与20世纪70年代获得的分光偏振数据进行了比较。极化显示了四十年时间间隔内的变化，但即使在三年的时间间隔内也可能检测到一些微妙的变化。利用偏振位置角的变化作为磁轴在天空平面内旋转的代理，我们得出结论，恒星的旋转周期可能在$10^2$到$10^3$年的范围内。我们的数据分析是伴随着我们的各种校准和测试的ISIS仪器在威廉赫歇尔望远镜，可能是普遍感兴趣的线性分光偏振测量的描述。我们还发现了文献中报道的圆偏振符号的差异，并明确了我们所采用的定义。
2019-04-17 astro-ph.SR
Modeling the Optical to Ultraviolet Polarimetric Variability from Thomson Scattering in Colliding Wind Binaries
大质量双星是测量质量和恒星风质量损失率的关键实验室。一个主要的挑战是推断观看倾斜度和提取有关碰撞风相互作用（CWI）区域的信息。在高度电离风中电子散射的偏振变率提供了有关系统几何的重要诊断信息。我们第一次结合了众所周知的广义处理的\citet{brown_polarisation_1978}的变极化从二进制与半解析解的几何形状和表面密度的CWI激波之间的接口的风的基础上，坎托等1996年。我们的计算包括一些简化形式的反平方律风密度和轴对称的假设，但在这样做得出几个强大的结论。一个是当风几乎相等时（例如，O\，+\，O双星），偏振度随着双星分离而有相对温和的下降。另一个原因是尽管汤姆逊散射是灰色不透明的，但连续偏振可以在紫外波长处显示出色彩效应，但在更长的波长处将基本恒定。最后，当一种风主导另一种风时，例如在WR+OB双星中，偏振在OB分量更明亮的波长处预计会更大，并且通常在WR分量更明亮的波长处较小。这种行为的出现是因为从WR星的角度来看，散射包络从球面的扭曲是一个远离WR星的微小扰动。相比之下，从OB星的偏振贡献的CWI冲击的几何形状占主导地位。
2022-05-16 astro-ph.SR
Polarimetric microlensing of circumstellar disks
我们研究偏振观测微透镜事件的好处，以检测和表征位于银河系凸起的微透镜恒星周围的拱星盘。这些无法从其宿主恒星分辨的圆盘由于其投影的椭圆形状而产生净偏振效应。引力微透镜效应可以放大这些信号并使其分辨。这项工作的主要目的是确定什么额外的信息，这些磁盘可以从偏振观测的微透镜事件，除了那些由测光的。靠近其宿主恒星的热盘更有可能被微透镜探测到，这是因为它们对总通量的贡献更大。通过考虑这种盘，我们表明，虽然偏振检测盘的效率是类似的光度观测，但偏振观测可以帮助约束盘的几何参数，如盘的内半径和相对于盘半长轴的透镜轨迹。另一方面，这些微透镜事件的偏振曲线的时间尺度一般增加，而它们的光度时间尺度不改变。通过进行蒙特卡罗模拟，我们发现，在10年的1.5亿个对象的高放大倍率微透镜事件的测光（或偏振）观测检测（或甚至其特征在于），银河系核球源周围的近4个光学薄盘。
2015-10-07 astro-ph.SR
Photometric, Astrometric and Polarimetric observations of gravitational microlensing events
微引力透镜作为一种独特的天体物理学工具，可以用来研究距离我们几千秒差距的恒星的大气。这种能力是由于光线在透镜的引力场中弯曲而产生的，透镜可以在透镜作用期间放大背景源恒星的光。此外，这种光弯曲的特性之一是通过在透镜位置的任一侧产生失真图像来破坏源的圆形对称性。这一性质使得观察偏振态和光心位移成为可能。在简单和二元微透镜事件中，除了在折叠奇点中，它们是相互垂直的。在这项工作中，我们调查的偏振和天体测量观测的优点，在微透镜事件（i）研究表面的源星和它的斑点和（ii）确定源星相对于透镜的轨迹。最后，我们分析了OGLE目录中最大的微透镜事件样本，并表明在银河系膨胀方向上几乎有4.3%的事件，大型望远镜的偏振信号是可以观察到的。
2014-09-09 astro-ph.GA 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
Analysis of colour and polarimetric variability of RW Aur A in 2010-2018
介绍了在2010-11年和2014-18年前所未有的长而深（高达$ΔV \approx 5$等）的变暗事件期间观察到的年轻恒星RW Aur A的$UBVRIJHKLM$测光和$VRI$偏振测量结果。RW Aur A在这一时期的偏振度$p$在$I$波段达到了30%。与乌斯型猎户座恒星（UXOR）的情况一样，在恒星的色等$V$与$V-R_{\rm c},$ $V-I_{\rm c}$图中观察到所谓的“蓝化效应”，以及$p$与亮度之间的强相关性。但日食的持续时间和振幅以及偏振矢量的值和方向在我们的情况下与UXOR有显着差异。我们得出的结论是，RW Aur A的昏暗发生由于日食的恒星和内部区域的光盘的轴对称尘埃结构位于光盘上方，并创造了盘风。考虑到星周尘埃对恒星光的散射和吸收，我们解释了光变曲线的一些特征和偏振度-星等关系。发现在最小亮度期附近，沙尘风的质量损失率为$> 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}.$
2018-11-01 astro-ph.SR
New spectroscopic and polarimetric observations of the A0 supergiant HD92207
我们最近使用FORS 2在光谱偏振模式下对明亮的早期A型超巨星HD 92207中存在的磁场进行了搜索，发现存在几百高斯量级的纵向磁场。然而，由于探测到的短期光谱变化可能影响到左右偏振光谱中谱线轮廓的位置，该物体的磁性仍有待明确确认。我们提出了新的磁场测量HD 92207在2013年和2014年的三个不同的时期使用FORS 2在光谱偏振模式。在<B_z>2014年1月获得的观测结果中，使用整个频谱，_all=104+-34 G，实现了平均纵向磁场的3 σ检测。在这个时期，谱线的位置似乎稳定。我们对相反圆偏振光（即具有相反旋转方向的光）中记录的谱线形状的分析表明，在某一方向上偏振的光中的谱线轮廓出现轻微分裂。在圆偏振光中引起这种行为的机制目前尚不清楚。为了解决短期变化的问题，我们使用HARPS偏振光谱在8- 10分钟的时间尺度上和使用CORALIE光谱仪获得的时间序列在3- 4分钟的时间尺度上搜索谱线轮廓的变化。在研究的时期内，在这些时间尺度上没有检测到显著的变化。
2015-02-01 astro-ph.SR
Spectro-polarimetric Imaging Reveals Helical Magnetic Fields in Solar Prominence Feet
太阳日冕是漂浮在太阳表面的冷等离子云，通过磁场与百万度的日冕绝缘。它们形成于复杂的磁拓扑区域，以非势场为特征，可以突然演变，瓦解日珥并将磁化物质喷射到日光层中。然而，它们的物理尚未完全理解，因为映射如此复杂的磁场配置和它们的演化是非常具有挑战性的，必须经常猜测代理从光度观测。使用最先进的光谱偏振数据，我们重建的磁场的结构在突出。我们发现日珥底部有螺旋形的磁场，连接日珥和下方的太阳表面。
2015-01-14 astro-ph.SR
Computing the Photometric and Polarimetric Variability of Be Stars
我们调查的线性偏振以及在V-波段和B-波段的颜色的经典Be星盘的幅度的变化。我们提出了两种模型：磁盘与增强磁盘密度和磁盘是倾斜或从恒星赤道面扭曲。在这两种情况下，我们预测的变化，可观察到的系统属性的磁盘旋转。我们使用非LTE辐射转移代码BEDISK（Sigut & Jones）结合包括多次散射的Monte Carlo例程（Halonen等人）。来模拟经典Be恒星系统。我们发现，一个磁盘的密度增强区域是一个数量级的密度比磁盘的基本密度显示多达$\sim$ 0.2%的变化，而偏振的偏振位置角变化$\sim$ 8°。同一系统的$Δ$ V星等显示出高达$\sim$ 0.4星等的变化，而$Δ$（B-V）颜色的变化最多为$\sim$ 0.01星等。我们发现，从赤道平面倾斜的磁盘在小角度的$\sim$ 30°更强烈地反映了文献中报道的偏振和颜色的量值比磁盘倾斜在更大的角度。对于该模型，线偏振变化$\sim$ 0.3%，偏振位置角变化$\sim$ 60°，$Δ$ V幅度变化高达0.35幅度，并且$Δ$（B-V）颜色变化高达0.1幅度。我们发现，增强的磁盘密度模型显示的偏振和颜色的幅度，是相称的文献中报道的所有大小的密度增强区域的范围。由此，我们不能确定对小或大密度增强区域的任何偏好。
2017-12-07 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
Magnetic field diagnostics and spatio-temporal variability of the solar transition region
从色球层到日冕过渡区的磁场诊断面临着一个必须应用极紫外偏振光谱法的问题。虽然日冕诊断技术已经存在，通过红外日冕仪以上的边缘和无线电观测的磁盘上，过渡区的一个调查极端紫外线观测。然而，到目前为止，这种观测的成功是有限的，但有各种项目，以获得光谱偏振数据在极端紫外线在不久的将来。因此，这是及时的研究极化信号，我们可以期待这样的观测，通过现实的正演模拟。我们采用日冕的三维MHD正演模型，合成了C IV 1548 A的Stokes I和Stokes V剖面。即使为了达到所需的信噪比而进行了几分钟的积分，也可以预期斯托克斯V中的信号远高于0.001，尽管模型中的强度正在迅速变化（就像在观测中一样）。通常，强度的这种可变性被用作反对过渡区磁诊断的论据，过渡区磁诊断需要几分钟的曝光时间。然而，磁场的演变比强度慢得多，因此当在时间上积分时，（圆）偏振度保持相当恒定。我们的研究表明，测量过渡区磁场的可行性，如果可以达到0.001的顺序，我们可以预期从计划的仪器极化精度。
2013-03-07 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
Polarimetric observations of $σ$ Orionis E
一些大质量恒星拥有强大的磁场，将等离子体限制在星周环境中。这些\textit{magnetospheres}已被研究光谱，光度，最近，干涉。在这里，我们报告的第一个公司检测磁层连续线性极化，作为监测的结果$σ$ \，奥利\，E在皮科多斯迪亚斯天文台。{The非零的固有偏振表示不对称结构，其短伸长轴取向为天北以东的$150\fdg0$。观察到的偏振调制，与旋转周期的一半，这支持的理论预测的存在下，两个直径相对，共同旋转的气体斑点的周期。在光变曲线的偏振最小值和主最小值之间检测到-0.085的相位滞后，表明等离子体云的复杂形状。我们提出了一个初步的分析数据与刚性旋转磁层模型，它不能同时再现的光度和偏振数据。一个玩具模型，包括两个球形共同旋转的斑点{加入一个薄盘}证明更成功地再现偏振调制。{With通过这个模型，我们能够确定薄圆盘的总散射质量与斑点的质量（$2M_{\rm b}/M_{\rm d}=1.2$）相似，并且斑点在天空平面上逆时针旋转。这一结果表明，偏振测量可以提供一个诊断的云的几何形状，这将是一个重要的约束{改进}的刚性旋转磁层模型。
2013-02-19 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 $周期。
2022-11-08 astro-ph.SR
Optical Polarimetric and Near-Infrared Photometric Study of the RCW95 Galactic HII Region
我们在RCW 95恒星形成区的方向上进行了光学偏振研究，以便通过使用线性偏振段的分布来探测天空投影的磁场结构，这些部分似乎与更广泛的云成分很好地对准。导出了$θ=49.8^o\pm7.7^o$的平均偏振角。通过偏振的光谱依赖性分析，可以通过拟合Serkowski函数获得总选择性消光比（$R_V$），从而得到平均值$R_V=2.93\pm0.47$。前景偏振分量的估计，并与以前的研究在这个方向上的银河系。此外，还收集了Via Láctea巡天中Vista变星的近红外图像，以改进对与HII区域有关的恒星星族的研究。自动星团分析（ASeCA）算法被用来获得该地区的两个集群的结构参数，和一组PADova和TRieste恒星演化代码（PARSEC）等时线叠加在净化的颜色星等图（CMD），以估计年龄约3百万年的两个集群。最后，从近红外测光研究结合光谱与俄亥俄州红外成像仪和光谱仪（OSIRIS）安装在南方天体物理学研究望远镜（SOAR），我们得出了光谱分类的主要电离源的集群与IRAS 15408 $-$ 5356和IRAS 15412 $-$ 5359，两个对象归类为O4 V星。
2017-10-23 astro-ph.GA 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
Long-term optical variability of high-mass X-ray binaries. III. Polarimetry
Foundation for Research and Technology-Hellas（希腊研究与技术基金会）；University of Crete（克里特大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究高质量X射线双星的长期光学偏振变化，分析其盘结构特征，发现其盘更小更密集，且在大X射线爆发前存在高度扭曲的盘。
2026-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Polarimetric studies of carbon stars at high Galactic latitude
关于CH星和碳增强贫金属（CEMP）星的偏振特性知之甚少，尽管其中许多天体已经在光度学和光谱学上进行了详细的研究。我们的目标是获得一个大样本的CEMP星和CH星的偏振特性，以填补这一空白。在第一次运行中，对29个物体的样本进行了多波段偏振观测，其中包括22颗CEMP和CH星以及7个偏振标准。使用极化计算的标准程序获得极化的估计。我们样本中的五个物体在BVRI的不同颜色上没有显示出任何显着的偏振。对于其余的对象的衍生百分比偏振估计小于或等于1%，他们被发现表现出随机行为相对于观测的有效波长的倒数。极化似乎也与恒星的有效温度没有任何关系。我们的偏振估计表明，这些恒星周围有球对称的星周包络或几乎没有尘埃的包络。在差分偏振平面中，定义为BVRI波段内最大和最小偏振之间的差异，相对于它们的视星等，恒星似乎被限制在一个狭窄的波段内。这一趋势对理解星周环境性质的影响仍有待确定，需要详细的建模。
2012-12-18 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
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
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
Evidence of V-band polarimetric separation of carbon stars at high Galactic latitude
偏振是恒星演化的一个重要指标，特别是对于从红巨星阶段演化到行星状星云的恒星。然而，对碳增强贫金属（CEMP）恒星的偏振特性知之甚少，尽管它们已经在光度学以及低分辨率和高分辨率光谱学方面得到了很好的研究。我们在这里报告有史以来第一次估计的V波段偏振的一组CEMP星。计划进行V波段偏振测定，因为已知V波段在BVRI偏振测定中显示出最大偏振，用于因灰尘引起的任何光的散射。基于这些估计，程序星显示出两种不同的分类：一种是p% < 0.4 and the other with p% >1。具有拱星物质的恒星表现出一定量的偏振，这可能是由于拱星尘埃分布到非球对称包层中而导致的星光散射造成的。偏振度随着星周尘埃分布的几何形状的不对称性而增加。我们的研究结果反映了这些属性。虽然样本量相对较小，但两组的偏振分离（p% < 0.4 and p% >1）非常明显;因此，这一发现开辟了CEMP星的探索途径。
2010-09-20 astro-ph.SR
A spectroscopic, photometric, polarimetric and radio study of the eclipsing polar UZ Fornacis: the first simultaneous SALT and MeerKAT observations
本文介绍了食极型天炉座UZ的相位分辨光谱学、光度学和圆偏振光谱学。多普勒断层扫描的最强的发射线，使用由内而外的投影显示存在三个发射区域：从照射面的第二颗星，弹道流和线程区域，和磁约束吸积流。总强度谱显示出宽的发射特征和在蓝色中上升的连续谱。圆偏振光谱显示在$\sim$ 4500 Ω、6000 Ω和7700 Ω处存在三个回旋辐射谐波，分别对应于谐波数4、3和2。这些特征在食前占主导地位，食后消失。谐波与磁场强度$\sim$ 57 MG一致。我们还提出了相位分辨圆偏振和线性偏振测量，以补充日食前后的分光偏振测量。MeerKAT射电观测表明，在UZ For的位置，在1.28 GHz处有一个微弱的源，其峰值通量密度为30.7 $\pm$ 5.4 $μ$ Jy/束。
2020-01-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Polarization Variability Arising from Clumps in the Winds of Wolf-Rayet Stars
沃尔夫-拉叶（WR）恒星的偏振和光度变化所造成的团块在风中，被重新审视。在Li等2000的改进模型中，考虑了厚度的径向膨胀，但保留了对β速度定律的依赖性，即恒星掩星效应。我们再次搜索的参数，可以产生一致的结果与观察方面的平均偏振，偏振光度变化的比率，和体积填充因子。通过蒙特卡罗方法随机化簇生成和空间分布，以便产生平均在空间中均匀分布并且具有高斯分布的时间间隔的簇。生成的团块以由β指数确定的速度定律径向向外移动，并且团块的角大小被假设为保持固定。通过对观测结果和体积填充因子的拟合，推导出了团簇速度规律指数β和团簇抛射率，并发现它们具有很好的约束性。此外，宽发射线上的次峰特征似乎支持团块喷射率。同时，通过拟合观测到的偏振，得到了包含在团块中的总质量损失率的分数。我们的结论是，这张图片的丛属性产生了一个有价值的诊断WR风结构。
2009-03-18 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
