Further Investigation on Chromospheric Activity Patterns of the RS Canum Venaticorum Star V711 Tauri
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（国际超新星中心云南省重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
通过对V711 Taurus的长期光谱观测，利用光谱减除法分析其色球活动指标，发现其存在两个活跃经度、可能的色球活动周期，且光球黑子与色球活跃区有紧密空间联系。
2026-08-06 astro-ph.SR
Prominence activation, optical flare, and post-flare loops on the RS Canum Venaticorum star SZ Piscium
通过对极活跃的 RS CVn 星 SZ Piscium 进行高分辨率光谱观测，研究检测到并分析了一系列相关的磁活动现象，包括日珥激活、光学耀斑及耀斑后环。
2024-01-05 astro-ph.SR
Doppler imaging of stellar surface structure - XXIV. The lithium-rich single K-giants DP Canum Venaticorum and DI Piscium
我们提出了第一个多普勒成像研究的两个快速旋转，单K巨星DP CVn和DI Psc，以研究表面斑点的配置，并查明其恒星的演化状态。光谱学和光度学用于确定基本的天体物理性质。多普勒成像恢复两颗星的表面温度分布，而光度光变曲线反演进行了研究DP CVn的表面活性的长期变化。DP CVn的表面差分旋转是通过将由大致一个旋转周期分开的可用后续多普勒重建互相关来估计的。这两颗恒星似乎都有高于正常的锂丰度，LTE log n为2.28（DP CVn）和2.20（DI Psc），并且应该位于RGB上第一个锂挖掘的末端。光度观测揭示旋转调制的周期为14.010 d（DP CVn）和18.066 d（DI Psc）。多普勒重建从现有的映射线很好地同意在显示的斑点图案，恢复相当低纬度的两颗星的点与温度对比度Δ T ~ 600-800 K低于未斑点的光球背景。在高纬度地区也发现了斑点，但对比度较小（DP CVn）或范围较小（DI Psc）。初步的反日型差分旋转α =-0.035发现DP CVn从互相关的后续多普勒图像。长期的光度分析支持存在活跃的类星体，以及差异旋转。
2013-01-03 astro-ph.SR
Magnetic activities on two single-lined RS Canum Venaticorum binaries IM Pegasi and $σ$ Geminorum
本研究基于 Hertzsprung SONG 望远镜对两颗单线 RS CVn 双星 IM Peg 和 $σ$ Gem 的高分辨率光谱观测，利用光谱减除技术分析色球活动指示线，揭示了两者活跃程度差异及活动经度演化，并解释了 H$_α$ 谱线不对称性的物质流机制。
2024-01-05 astro-ph.SR
AM Canum Venaticorum Progenitors with Helium Star Donors and the resultant Explosions
本文研究了含有白矮星的密近双星中$M_{\rm He}\lesssim0.51 M_\odot$纯氦燃烧星通过洛希瓣溢出（RLOF）的质量转移结果。演化是由角动量的损失通过引力波辐射（GWR）驱动的，两颗恒星都使用恒星天体物理学实验模块（MESA）建模。供体具有质量为$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$的$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$，并从$0.6M_\odot$到$1.26M_\odot$附着到质量为$M_{\rm WD}$的WD上。初始轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）为20至80分钟。对于所有的情况下，吸积率到WD是低于稳定的氦燃烧范围，导致积累的氦，然后不稳定的点火。供体中的对流核的质量足够小，使得WD吸积足够的富氦物质以在任何富碳-氧物质被转移之前在氦壳中经历热核失控。积累的氦壳层的质量取决于$M_{\rm WD}$和吸积速率。我们表明，对于$M_{\rm He}\gtrsim0.4 M_\odot$和$M_{\rm WD}\gtrsim0.8 M_\odot$，第一个闪光可能是有力的足以触发爆轰的氦层。这些热核逃逸可以被观测到为微弱而快速的Ia SNe，或者，如果核心中的碳也被引爆，则为Ia SNe型。那些在第一次闪光中幸存下来并喷射物质的人将暂时增加轨道分离，但GWR将驱动…
2015-05-21 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of alpha^2 Canum Venaticorum in all four Stokes parameters. Unveiling the hidden complexity of stellar magnetic fields
半个多世纪以来，人们一直在研究主序上部化学奇特星中的强有序磁场。然而，直到最近才有观测方法和数值技术变得足够成熟，使我们能够记录和解释高分辨率的四斯托克斯参数谱，从而导致第一个无反射磁场模型的这些恒星。在这里，我们对典型的磁性Ap星α ^2 CVn的分光偏振观测进行了详细的磁多普勒成像分析。Fe和Cr的表面丰度分布和完整的矢量地图的恒星磁场重建在一个自洽反演使用我们的国家的最先进的磁多普勒成像代码Invers 10。我们成功地再现了α ^2 CVn的分光偏振观测的大部分细节，并绘制了一幅磁图，该磁图结合了类似偶极场的全局拓扑结构和局部的高场强点。我们证明，这些小尺度的磁结构是不可避免地需要适合的线性偏振光谱，但是，它们的存在不能推断从斯托克斯I和V的观测单独。我们对α ^2 CVn的磁多普勒成像分析和之前对53 Cam的结果支持这样的观点，即上部主序星可以拥有相当复杂的表面磁场，这种磁场只有在最大的空间尺度上才类似于斜偶极子。在所有四个斯托克斯参数的光谱是绝对必要的，揭示和有意义的特点，这一领域的复杂性在Ap星。因此，我们认为，理解恒星的磁性在其他部分的H-R图同样是不完整的，没有调查他们的线性偏振光谱。
2010-01-29 astro-ph.SR
Radio Properties of RS Canum Venaticorum Variables in VLASS and RACS
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Clemson University（克莱姆森大学）；University of Sydney（悉尼大学）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Australian Telescope National Facility, CSIRO Astronomy and Space Science（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO天文学与空间科学）
本研究在VLASS与RACS中搜寻到108个射电发射型猎犬座RS型变星候选体，发现部分系统射电光度极高，且两颗光学明亮的该类变星可产生与宁静黑洞双星相当的持续明亮射电信号，提示两类天体存在误认可能。
2026-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Time series analysis of long-term photometry of BM Canum Venaticorum
研究RS CVn双星是具有挑战性的，因为除了斑点活动之外，其他效应，如组件之间的质量转移和它们球形形式的引力扭曲可能会扭曲它们的光变曲线。但是，通过减去与轨道周期同相的平均光变曲线，可以从数据中消除这种影响。我们研究了四分之一个世纪的标准约翰逊差分V测光的RS CVn二进制BM CVn。我们的主要目的是确定BM CVn的活动周期，表面差异旋转速率和活动行星的旋转周期。将连续周期搜索（CPS）应用于测光。光变曲线的平均值和振幅的变化被用来寻找活动周期。旋转周期的变化给出了表面差异旋转速率的估计。Kuiper方法被应用到主要和次要的极小点的时期，以寻找活动的周期。测光结果显示该双星存在稳定的平均光变曲线（MLC），其轨道周期P_orb = 20d.6252。我们从原始V幅度中去除该MLC，这给出了校正的V'幅度。这两个样本的V和V'数据分别与CPS分析。当去除MLC时，不可靠的CPS模型的比例降低。在V和V'样品中检测到相同的约12.5年的显著活动周期。两个样本的表面微分旋转系数估计值k >= 0.10相同，但去除MLC后，不切实际的周期估计值数量减少。在V和V'星等中检测到相同的活动经度周期P_al = 20d.511 +-0d.005。光变曲线的初级和次级最小值时期的这种长期规律性不是由MLC引起的。相反，MLC阻碍了对活性染料的检测。
2016-09-13 astro-ph.SR
Origin of the stellar Fe Kα line clarified with FUV and X-ray observations of a superflare on the RS Canum Venaticorum-type Star UX Arietis
Kyoto University（京都大学）；Chiba University（千叶大学）；Tokyo University of Science（东京理科大学）；RIKEN Center for Advanced Photonics (RAP)（理化学研究所先进光子学中心）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；NASA’s Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency（日本宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
通过FUV和X射线观测，研究揭示了UX Arietis超耀斑中Fe Kα线的光电离起源，提供了耀斑几何结构的潜在信息。
2025-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fe Kα equivalent-width mapping with 3D radiative transfer calculation: A general model and application to the RS Canum Venaticorum-type stars with XRISM/Resolve
Kyoto University（京都大学）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（日本宇宙航空研究开发机构空间科学研究所）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校大气与空间物理实验室）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）
利用三维蒙特卡罗辐射传输代码SKIRT计算Fe Kα等值宽度映射，揭示球面反射体与点源几何特征，并应用于XRISM/Resolve观测的三颗RS CVn型星，约束耀斑环和日冕亮点的位置。
2026-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic NICER study of the low-ionized Fe K$α$ line on RS Canum Venaticorum type stars
本研究通过分析 NICER 档案数据中 RS Canum Venaticorum 型恒星的 Fe K$α$ 谱线，发现其光度正相关支持光致电离起源，等效宽度反相关反映耀斑环高度影响，并探讨了超级耀斑期间的吸收谱线特征。
2025-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Contemporaneous Imaging Comparisons of the Spotted Giant $σ$ Geminorum Using Interferometric, Spectroscopic, and Photometric Data
在附近，相对快速旋转的活跃恒星和大的星点结构提供了比较干涉，光谱和光度成像技术的机会。本文首次用三种不同的方法对一颗斑点星进行成像。RS犬座双星$σ$ Geminorum（$σ$ Gem）的巨大主星被拍摄了两个时期的干涉，高分辨率光谱和光度观测。从重建的光变曲线显示出良好的协议与观察到的光变曲线，由不同的地图上的一致性点功能的支持。然而，有强烈的分歧，在现场纬度的方法。
2017-09-28 astro-ph.SR
New Photometrically Variable Magnetic Chemically Peculiar Stars in the ASAS-3 Archive
磁性AP或CP 2星是天然的原子和磁性实验室，也是评估模型大气的理想试验场。CP 2恒星表现出光度变化，传统上被称为阿尔法2猎犬座变星（ACV）。在这些恒星的光谱和亮度中观察到严格的周期性变化，这使得旋转周期的推导成为可能。与这组天体相关的是弱氦星（CP 4）和富氦星，其中一些已知也会因旋转调制而发生亮度变化。增加CP 2/4恒星已知自转周期的样本量是一项重要的任务，这将有助于我们了解这些天体及其随时间的演化。我们已经编制了一个广泛的目标清单磁化学奇特（CP 2/4）的明星。除此之外，对AAVSO国际变星索引（VSX）中未确定类型的早期型（光谱类型B/A）变星的系统调查产生了额外的ACV候选者，这些候选者被包括在我们的样本中。我们使用ASAS-3档案中公开的观测数据调查了我们的样本星。我们能够识别出另外360颗恒星，这些恒星在ASAS-3数据的准确度极限中表现出光度变化，从而结束了我们在ASAS-3档案中寻找光度变化的磁性化学奇特恒星的工作。摘要数据，折叠光变曲线，如果可以的话，从文献中的信息，我们的样本，这是由334个真正的ACV变星，23个ACV候选人和三个食双星系统的所有变星。特别是，我们提请注意HD 66051（V414 Pup），它被认为是一个食双星系统，由于系统中存在ACV变量，它的光变曲线显示出明显的旋转调制。
2016-10-26 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
RR Lyrae Stars In The GCVS Observed By The Qatar Exoplanet Survey
我们使用卡塔尔系外行星巡天（QES）的光变曲线档案来研究变星总表（GCVS）中列出的天琴座RR型变星。在研究的588个变星中，我们将14个重新分类为食双星，一个是RS Canum Venaticorum型变星，一个是不规则变星，四个是经典造父变星，一个是II型造父变星，同时还改进了它们的周期。我们还报告了65个变量的新的RR Lyrics子类型分类，并改进了135个RR Lyrics变量的GCVS周期估计。有七个双模RR天琴座星的样本中，我们测量了他们的基本和第一泛音周期。最后，我们首次在38颗天琴座RR型恒星中探测到了Blazhko效应，并成功地测量了其中26颗恒星的Blazhko周期。
2014-05-14 astro-ph.SR
A search for photometric variability in magnetic chemically peculiar stars using ASAS-3 data
主序上部的（磁性）化学特殊（CP）星是研究磁场对恒星表面影响的理想实验室，因为它们会产生丰度不均匀性（斑点），导致光度变化，这可以用斜转子模型来解释。表现出这种现象的CP星通常被归类为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。通过发现新的ACV变星来增加CP星已知自转周期的样本是很重要的。ASAS-3数据与Ap、HgMn和Am星表进行了交叉相关，以分析真正的CP和相关星的光变曲线。下载光变曲线并清除异常值和数据点，并标记指示质量差。有前途的候选人显示出更大的散射比观察到的恒定的恒星在相应的星等范围内搜索使用标准傅立叶技术的周期信号。我们总共发现了323个变量，其中246个是首次报道，77个可能是以前错误分类的。观测到的大多数恒星的光变模式符合ACV分类。在某些情况下，很难区分双波ACV的光变曲线和轨道运动引起的可变性（椭球变星/食变星），特别是对于光变曲线振幅很小和（或）散射很大的物体。因此，一些食或旋转的椭球变星可能存在。然而，我们相信，所给的时间是正确的。在自转周期和颜色之间似乎有一个可能的弱相关性，在这个意义上，较冷的磁性CP星自转得更慢。然而，这种相关性似乎消失时，校正星际红化。
2015-07-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Curious Case of V CVn
本研究使用ZEUS3D框架模拟V CVn的时变恒星风弓形激波，成功重现了观测到的偏振与光变曲线反向关系，为其奇特现象提供了理论解释。
2025-09-15 astro-ph.SR
Rotation signature of TESS B-type stars. A comprehensive analysis
恒星自转是一个基本的观测，驱动着恒星和行星演化的不同方面。在这项工作中，我们提出了一个前所未有的流形分析160 B型恒星的光变曲线收集的TESS空间任务使用三种不同的程序（快速傅立叶变换，Lomb-Scargle，小波技术），伴随着严格的视觉检查在搜索旋转周期。这项工作提供了6个新的TESS B型恒星的旋转周期，并确认了文献中先前列出的22个目标的旋转周期。对于其他61颗恒星，已经被归类为可能的旋转变量，我们确定嘈杂，脉动，二元性，或模糊的变化行为，而不是旋转签名。总样本的28个潜在的旋转显示重叠的不同类别的旋转变量，由$α^2$犬，旋转椭球和SX白羊座恒星。在我们的分析中应用的三种技术的组合提供了一条坚实的道路，以克服在恒星光变曲线的其他变化，如脉动，二元性或其他没有物理意义的影响的旋转的歧视的挑战。最后，在本研究中报告的旋转周期性可能是重要的制约因素，以改善恒星演化模型的旋转，以及热星的星震研究。
2022-02-02 astro-ph.SR
An Investigation of Four Chemically Peculiar Stars with Photometric Periods below 12 Hours
本文对三颗化学奇特星和一颗化学奇特候选星进行了研究，它们的光度周期小于12小时。获得了新的光谱观测结果，证实了所有物体的特殊性质。HD 77013和HD 81076是经典的CP 1（Am）星，HD 67983是边缘的CP 1（Am：）星，HD 98000是CP 2（Ap）星。我们已经从ASAS-3和SuperWASP档案中获得了观测结果，并获得了额外的测光，以验证巡天数据的结果。我们已经推导出天体物理参数，并研究了我们的目标恒星的位置在MBol与日志Teff图，从进化状态的信息已经派生。我们本期对每一个对象进行了详细的分析和讨论。从现有的数据，我们建议脉动的变化作为潜在的机制，在HD 67983，HD 77013和HD 81076，这提供了机会，研究原子扩散和脉动的相互作用的变化。HD 67983和HD 77013在剑鱼座γ频率范围内表现出多周期变化; HD 81076是一颗盾牌座δ星。CP 2星HD 98000表现出单周期的光变，频率为f~2.148 c/d（P~0.466 d），我们将其解释为自转周期。如果这个假设是正确的，HD 98000是迄今为止观测到的周期最短的α 2 Canum Venaticorum（ACV）变量，因此是一个非常有趣的对象，可能有助于研究旋转混合对化学特性的影响。
2016-12-14 astro-ph.SR
A Chandra Observation of the TW Hydrae Association Brown Dwarf 2MASSW J1139511-315921
本文报道了钱德拉X射线天文台对长蛇座TW棕矮星（BD）2 MASSW J1139511-315921（2 M1139）的一系列观测结果。在组合的31 ks ACIS-S暴露中，在3 σ置信水平下检测到2 M1139。我们发现X射线光度L_X = 1.4^（+2.7）_（-1.0）x 10^26尔格·s^-1或log（L_X/L_bol）= -4.8 +/-0.3。这个天体与长蛇座TW的另一个BD成员CD-33 7795 B（TWA 5 B）相似：两者都有H-α发射，都没有吸积的迹象，并且都有可比的年龄和光谱类型。TWA 5 B以前曾在X射线中被探测到，其亮度为L_X = 4 x 10^27尔格·s^-1或log（L_X/L_bol）=-3.4，比2 M 1139在X射线中的亮度高一个数量级。我们发现2 M1139和TWA 5 B的X射线光度之间的差异与猎户座星云团（ONC）中具有相似光谱类型的BD的X射线光度的分布一致。虽然旋转可能在像2 M1139和TWA 5 B这样的超冷矮星的X射线活动中发挥作用，但这种差异不能单独用旋转来解释。我们还检查了两个X射线明亮的对象在我们的钱德拉观测的FOV，并发现一个是光谱类型K 0 IV，并确定它作为一个可能的RS Canum Venaticorum（RS CVn），和另一个X射线明亮的对象，其光曲线清楚地显示了X射线耀斑的衰变阶段。
2011-05-18 astro-ph.SR
New magnetic chemically peculiar stars and candidates in the ATLAS First Catalog of Variable Stars
在过去的十年中，已知的变星的数量增加了几个数量级，自动分类程序对于应对这种发展变得越来越重要。在这里，我们表明，Heinze等人（2018）在ATLAS第一个变星目录中提出的“倒置CBH变星”是潜在的新一类变星，至少在很高的比例上，由α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星组成-也就是说，光度可变的磁性化学特殊（CP 2/He特殊）恒星-具有明显的双波光变曲线。使用合适的选择标准，我们确定了264个候选ACV变量的ATLAS变星目录。其中62个天体用大天区多天体光纤光谱望远镜的光谱进行了光谱确认（除了9颗恒星外，都是新发现的），并在MK系统上进行了分类。其他202颗恒星在这里作为ACV恒星候选者，需要光谱确认。我们的绝大多数恒星样本都是主序星。导出的质量范围从1.4 M（太阳）到5 M（太阳），我们的样本恒星有一半位于2 M（太阳）到2.4 M（太阳）的范围内，与光谱分类非常一致。大多数恒星属于薄或厚的盘;然而，有四个天体被归类为晕族的成员。这些恒星的峰值星等分布在14等左右，位于已知银河系mCP恒星群的暗端。我们的研究强调需要考虑罕见的变异类，如ACV变量，在自动分类程序。
2021-07-16 astro-ph.SR
Photometry of Variable Stars from THU-NAOC Transient Survey I: The First 2 Years
本文报道了清华大学-中国天文台瞬变巡天（TNTS）在1300平方度天区的首次两年观测中对恒星光变的探测结果。总共探测到1237颗亮度为0.1等的变星（包括299颗新变星）< 18.0 mag and magnitude variation >，时间尺度从几小时到几百天不等。在这些观测中，我们初步鉴定了661颗天琴座RR星，431颗双星，72颗半规则变星，29颗米拉星，11颗慢不规则变星，11颗RS犬座星，7颗剑鱼座Gamma星，5颗长周期变星，3颗室女座W星，3颗盾牌座Delta星，2颗异常造父变星，1颗造父变星，根据它们的时间序列变率指数Js和它们的相位图，确定了1颗类新星。此外，我们还发现14颗天琴座RR型星表现出Blazhko效应，67颗接触食双星表现出O 'Connell效应。由于天琴座RR型变星的光变周期和振幅取决于它们的化学成分，它们的光度观测可以用来研究金属丰度沿垂直于银盘方向的分布。我们发现，RR型天琴座恒星的金属丰度在靠近银河系平面的区域表现出较大的分散性（例如，-3.0 < [Fe/H] < 0），但在较大的银河系纬度趋于收敛于[Fe/H]~ -1.7。这种变化可能与星系晕中的RRAB天琴座星来自不同金属丰度和垂直距离的球状星团，即OoI和OoII星群有关，有利于双晕模型。
2015-09-12 astro-ph.SR
SDSS J0926+3624: The shortest period eclipsing binary star
由于轨道周期在几十分钟或更短的数量级，AM Canum Venaticorum星是超紧凑的缺氢双星，具有任何双星子类中最短的周期，预计是天空中最强的引力波源之一。到目前为止，唯一已知的这类食源是P = 28 min的双星SDSS J 0926 +3624。我们提出了多波段，高时间分辨率的光变曲线，该系统，收集与WHT/ULTRACAM在2006年和2009年。我们用LT/RISE，XMM_Newton和Catalina实时瞬态调查进行的额外观测补充了这些数据。根据光变曲线模型，我们确定质量比为q = M2 / M1 = 0.041 +/- 0.002，倾角为82.6 +/- 0.3度。我们计算出主白矮星的质量为0.85 +/- 0.04太阳质量，施主为0.035 +/- 0.003太阳质量，这意味着这个组件的部分简并状态。我们观察到一个椭圆形的，进动吸积盘的特点是超级驼峰的变化。我们对超峰周期过剩的测定与该参数与质量比之间的关系一致，并且是在低q下对该关系的最精确的校准。我们还观察到一个准周期振荡在2006年的数据，我们研究的爆发行为的系统在4.5年的时间。
2010-08-13 astro-ph.SR
Prominence detection and chromosphere feature on the prototype RS CVn of active binary systems
本研究分析了活动双星原型RS CVn的高分辨率光谱，利用光谱减法探测到主星周围的类日珥物质及光学耀斑，并发现色球活动经度的演化特征。
2024-01-05 astro-ph.SR
A Multi-Year Photopolarimetric Study of the Semi-Regular Variable V CVn and Identification of Analogue Sources
本文对半规则变星 V CVn 进行了多年测光偏振研究，发现其偏振最大值与亮度极小值存在时间偏差，并证认出具有类似固定偏振位置角变化的恒星多为高切向空间速度的“速逃”星，揭示了星周气体受高速运动塑造的机制。
2023-06-27 astro-ph.SR
A case study of ACV variables discovered in the Zwicky Transient Facility survey
磁化学特殊（mCP）星具有复杂的大气层，可以研究原子扩散、磁场和恒星自转的相互作用。化学元素的不均匀表面分布以及旋转轴和磁轴的不对准导致了几个可观测量的变化。光度可变的mCP星被称为α 2 Canum Venaticorum（ACV）变星。目前的工作提出了一个案例研究已知的变量从Zwicky瞬态设施（ZTF）的调查，调查的适用性，新的ACV变量的检测和研究的目的。根据ACV变星的已知特征，采用合适的选择标准，从ZTF周期变星表中选出了ACV候选星。所有的光变曲线都被详细检查，以选择最有希望的候选者。在可能的情况下，LAMOST的低分辨率光谱被用来对MK系统上的恒星进行分类，并确认它们是mCP星。我们已经确定了86个新的有前途的ACV明星候选人。这些恒星中有15颗具有LAMOST光谱，在所有情况下，都证实它们是经典的mCP恒星，这突出了我们方法的可行性。样本恒星可以分为四个亚组，其特征是不同的光变曲线形状。反相位变化在不同的光度通带，特别是，是一个独特的特征的一个子集的ACV星容易用于其识别。在三个不同的通带（g，r和i）的数据的可用性是ZTF调查的主要优势。根据我们的经验与其他光度调查和分析的光变曲线，我们得出结论，ZTF是非常适合的搜索，并分析，ACV变量，这是，但是，没有考虑在现有的ZTF变星目录。
2021-08-25 astro-ph.SR
Testing ultralow amplitude Cepheid candidates in the Galactic disk by TESS and Gaia
本研究利用CoRoT、2MASS、Gaia DR3和TESS数据分析了银河系中的6个超低振幅造父变星候选体，发现它们并非脉动变星，而是比造父变星更蓝或更暗的自转诱导变星。
2023-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Zwicky Transient Facility Catalog of Periodic Variable Stars
近年来，已知的周期变星的数量迅速增加。由于其大视场和微弱的极限星等，ZTF（Zwicky Transient Facility）提供了一个独特的机会来探测北部天空中的变星。在这里，我们利用ZTF数据发布2（DR 2）搜索和分类变量下降到r ~ 20.6磁。我们分类781,602周期变量分为11个主要类型，使用改进的分类方法。与先前公布的星表比较，621，702个天体（79.5%）是新发现或新分类的，包括~700颗造父变星、~5000颗天琴座RR型星、~ 15，000颗盾牌座δ变星、~ 350，000颗食双星、~ 100，000颗长周期变星和大约150，000颗自转变星。典型的错误分类率和周期准确度分别为2%和99%。我们74%的变星位于银河系纬度，$|b|<10^\circ$。这个包含造父变星、天琴座RR型、盾牌座δ型恒星和接触（EW型）食双星的大样本有助于研究银河系的盘结构和演化，其完整性、区域覆盖率和年龄分辨率都有所提高。具体来说，北部翘曲和磁盘的边缘在15- 20千秒差距的距离明显比以前更好地覆盖。在转动变星中，犬RS型和天龙座BY型变星可以很容易地分离出来。我们对恒星色球活动的了解将大大受益于对这些类型变量的统计分析。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomaly detection in the Zwicky Transient Facility DR3
我们目前的结果从应用SNAD异常检测管道的第三次公开数据发布的Zwicky瞬态设施（ZTF DR 3）。该管道由3个阶段组成：特征提取，使用机器学习算法搜索离群值，以及由人类专家进行后续的异常识别。我们的分析集中在三个ZTF领域，包括超过225万个对象。使用一组4种自动学习算法来识别277个离群值，随后由专家进行仔细检查。其中，188个（68%）被发现是虚假的光变曲线-包括图像减法管道的影响以及恒星和已知小行星之间的重叠，66个（24%）是以前报道的来源，而23个（8%）对应于未编目的对象，后两个案例具有潜在的科学兴趣（例如，2010年）。G. 1颗光谱证实的RS Canum Venaticorum星，4颗超新星候选者，1颗红矮星耀斑）。此外，使用来自专家分析的结果，我们能够确定一个简单的二维关系，该关系可用于在未来的研究中帮助过滤潜在的假光变曲线。我们提供了具有潜在科学应用的对象的完整列表，以便社区可以进一步审查它们。这些结果证实了将自动机器学习算法与领域知识相结合在构建天文学推荐系统中的重要性。我们的代码可在https://github.com/snad-space/zwad上公开获取
2021-02-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
A new sample of super-slowly rotating Ap (ssrAp) stars from the Zwicky Transient Facility survey
本研究利用ZTF巡天数据，通过光度、Δa测光和光谱分类筛选，新发现70颗超慢旋转Ap恒星，将已知样本扩大约150%，并提供了完整样本的天体物理参数与赫罗图。
2024-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
New insights into the helium star formation channel of AM CVn systems with explanations of Gaia14aae and ZTFJ1637+49
我们模拟了富氦恒星与太阳金属丰度（$X=0.7,\:Z=0.02$）的祖星，通过氦星形成通道演化形成AM Canum Venaticorum系统，旨在解释Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49的观测特性。我们发现，半简并，H-耗尽（$X\leq 10^{-5}$），他丰富的（$Y\approx0.98$）捐助者可以形成一个共同的信封演变（CEE）阶段后，如果使用额外的能源来弹出共同的信封，或不同的形式主义的CEE实施。我们使用剑桥恒星演化代码跟踪了CEE阶段后此类双星系统的演化，当它们由He星和白矮星吸积器组成时，并报告了施主的质量，半径和质量转移率，系统的轨道周期以及Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49光谱中缺乏氢与我们模拟的轨迹匹配良好，其中，在CEE阶段之后，罗氏瓣溢出不仅由由于引力波辐射（$\mathrm{AML_{GR}}$）引起的角动量损失（AML）控制，而且还由由于施主中的$α-Ω$发电机引起的附加AML控制。这个额外的AML是仿照我们的双发电机（DD）模型的磁制动在捐助者的明星。我们解释说，这个额外的AML只是一个后果，扩展的DD模型从典型的灾难性的变量捐助者演变的捐助者。我们表明，我们的建模轨迹与Gaia 14 aae或ZTFJ 1637 +49匹配，如果系统仅用$\mathrm{AML_{GR}}$建模。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolutionary history of ultra-compact accreting binaries. I. Chemical abundances and formation channel of the eclipsing AM CVn system ZTF J225237.05-051917.4 from HST spectroscopy
Hamburg Observatory, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics and Astronomy, Texas Tech University（德克萨斯理工大学物理与天文学系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, University of Kiel（基尔大学理论物理与天体物理研究所）；São Paulo State University (UNESP), School of Engineering and Sciences（圣保罗州立大学（UNESP）工程与科学学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学物理系）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘农克天文研究所）
通过紫外光谱分析，研究了AM CVn系统ZTF J225237.05-051917.4的化学丰度和形成通道，确定其为白矮星或CV通道，排除了氦星通道。
2025-12-03 astro-ph.SR
One model to rule them all: magnetic braking from CVs to low-mass stars
本研究提出双发电机形式化框架的磁制动模型，重现了CV的周期空隙与最小周期尖峰，解释了演化CV向AM CVn星的转变及公共包层演化，并统一阐明了低质量恒星的自旋减慢现象。
2024-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
