Gaia21bty: An EXor lightcurve exhibiting an FUor spectrum
本文报道主序前星 Gaia21bty 的 EXor 型光变却呈现 FUor 型光谱，并通过吸积盘建模确认其 FUor 级光度与吸积率，提出尘埃遮蔽解释爆发后变化。
2023-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Historical light-curve and the 2016 outburst of the symbiotic star StHa 169
在2005-2016年期间收集了StHa 169的准确BVRI光学光度测定。它揭示了2009年和2016年的两次爆发，都在B=13.6处达到峰值。静止时的平均亮度为B=15.29。在2016年的爆发中，Balmer、HeI和HeII 4686的发射线的积分绝对通量分别增加了7倍、9倍和4.5倍，Balmer连续谱变成了强发射，[NeV] 3526和OVI Raman 6825 Ang发射消失。我们利用哈佛大学的历史底片重建了StHa 169的1897-1951年B波段光变曲线。在1916年结束的一次大爆发的缓慢下降之上，可以看到几个增亮。1934年和1935年发生了两次快速演化的爆发，相隔510天，峰值在B=13.7。静止时的亮度与我们在2005-2016年测量的相同
2016-07-21 astro-ph.SR
Infrared spectroscopy of eruptive variable protostars from VVV
在同伴的工作（纸我），我们发现了大量的高度可变的年轻恒星对象（YSO）的Vista变量在通过Lactea（VVV）调查，通常具有I类或平坦的光谱光谱能量分布和不同的光变曲线类型。在这里，我们提出的红外光谱（0.9- 2.5 $μ$ m）的37个这些变量，其中许多观察到的一个明亮的状态。光谱证实，15/18源爆发光变曲线具有高吸积率的签名，要么显示EXOR类发射功能（$Δ$ v=2 CO，Br $γ$）和/或FU类功能（$Δ$ v=2 CO和H $_{2}$ O强烈吸收）。类似的功能，看到在一些长期的周期YSO和推子，但不是在勺或短期变量。样本包括一些尘埃状的Mira变星（通常以平滑的Mira光变曲线区分），2个激变变星和一颗碳星。我们总共增加了19个新的对象到广泛的爆发变量YSO与情节吸积。在我们的样本中，在明亮的状态下观察到的爆发变量YSO显示出比样本其余部分更高的吸积光度。大多数的爆发变量不同，从既定的FUor和EXor子类，显示中间的爆发持续时间和混合物的光谱特性。这与最近的一些其他发现一致。由于这些以前的非典型对象现在是大多数嵌入式成员的类，我们提出了一个新的分类为他们的MNors。这个术语（发音为emnor）源自猎户座V1647，它是麦克尼尔星云的照明星。
2016-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The historical light curve of the symbiotic star AG Draconis: intense, magnetically induced cyclic activity
我们分析了共生系统AG Draconis的光学光变曲线，涵盖了它过去120年的历史。在最初的32年里，系统处于静止状态。在1922年左右，恒星的平静光度增亮了0.29等。光变曲线（LC）的最后82年的特征是一系列亮度为1-2等的爆发，持续时间约为100天。爆发沿时间轴分布在6个集群与准周期约5300天的周期。爆发的时间间隔是373.5天的整数倍。在静止状态下，LC以550 d的系统的二进制周期振荡。LC还包含一个弱的周期信号，周期为350 d，归因于巨星的脉动。另一个1160 d的周期也出现在光变曲线中，这是巨星的恒星自转周期。我们认为，爆发是强烈的质量转移的事件从巨人到热组件。这些都是由一个类似太阳的磁发电机循环在巨人的外层，和这些层的潮汐变形之间的相互作用，循环与373.5地球日的会合日周期的巨人的表面调制。AG Dra是第五个共生系统，其光变曲线反映了如此强烈的磁场和磁调制活动。（节录）
2012-02-28 astro-ph.SR
Outburst evolution, historic light curve and a flash-ionized nebula around the WZ Sge-type object PNV J03093063+2638031
我们通过BVRI测光和低分辨率通量光谱对2014年WZ Sge型瞬变PNV J 03093063 +2638031的超爆发进行了四个多月的监测，从V=11.0的最大亮度下降到V=18.4等，接近平静值。演变是正常的，没有观察到后期的“回声”爆发。发射谱线的绝对积分通量沿超爆发持续下降，它们与基础连续谱的对比度增加，这仅仅是连续谱比发射谱线下降得更快的结果。对1899年至1981年期间的历史哈佛板块的检查没有发现以前的爆发，既不是“正常”也不是“超级”。我们在PNV J 03093063 +2638031周围发现了一个扩展的发射星云（半径约为1弧分），由于中央恒星的超爆发产生的光电离，它在几个月内变得可见。它在帕洛玛一号和二号巡天图像上不存在，并且在爆发结束后很快就消失了。从电离锋扫过星云的速率，我们得出到该系统的距离约为120秒差距。该星云的外半径为0.03 pc，中心恒星在静止时的绝对星等为M（V）~14.2 ma。根据观测到的复合时标，星云中的电子密度估计为10（+5）cm（-3）。考虑到在星云中看到的相当多的子结构，可以推断出一个低的填充因子。类似的星云还没有报告其他WZ Sge对象和模型所面临的挑战被认为是。
2015-06-29 astro-ph.SR
Historical light curve and search for previous outbursts of Nova KT Eridani (2009)
上下文波江座新星（Nova Eridani，2009年）引起了新星界的注意，因为它从最大值迅速下降，最初被错过了，以及它随后在无线电和X射线波长上的发展。这个系统也表现出类似于那些小得多的周期性新星的性质;它们本身是Ia型超新星的潜在祖先。目标。我们的目的是确定KT Eri祖系统的性质和物理参数。方法.我们搜索了哈佛大学天文台的档案板KT Eri的祖先，以确定系统的性质，特别是次级的演化阶段。我们使用获得的数据来搜索任何周期性信号和导出的光度来估计复发时间尺度。此外，通过比较色星等图上静止系统的颜色，我们可以推断出二级恒星的性质。结果我们确定了KT Eri的祖系统，并测量了< B >= 14.7 \pm 0.4的静态幅度。没有发现以前的爆发。然而，我们认为，如果新星是周期性的，它应该是在一个世纪的时间尺度。我们发现一个周期性的737天，可能会出现在中央双星的反射效应和/或日食的平静。该系统的周期性和静止星等表明，次级恒星是演化的，可能在红巨星分支中，或上升。第二个周期在376天是明显的，其具有正弦曲线状的光变曲线。此外，爆发的幅度约9等与快速经典新星（约17等）的预期不一致，这可能进一步支持演化的次级。（节录）
2011-10-20 astro-ph.SR
A Revised Historical Light Curve of Eta Carinae and the Timing of Close Periastron Encounters
19世纪etaCar的“大爆发”的历史光变曲线提供了最大质量恒星遇到的剧烈不稳定的惊人记录。我们报告和分析新发现的历史估计的视觉亮度的etaCar在其爆发，我们纠正了一些错误的原始记录。修订后的光变曲线与之前的记录有很大不同：它显示了1838年和1843年的两次短暂爆发，类似于现代超新星的冒名顶替者，而1844年12月的最后一次增亮标志着etaCar达到峰值亮度的时间。我们考虑增亮事件的时间，因为它们与etaCar中假定的双星系统有关：（1）如果1845年前的轨道周期由于喷发的质量损失而比现在短，那么1838年和1843年的短暂事件在近星点的几周内达到峰值。每一个事件只持续了100天。(2)1844年底的主要增亮与近星点没有任何联系，开始于1.5年之后。它持续了10年，在此期间没有明显的近星点相遇的影响。(3)1890年的爆发在近星点开始变亮，但花了1年多的时间才达到最大值，并在那里保持了近10年。1890年爆发中途的第二次近星点通过没有任何影响。虽然有证据表明近星点相遇和两个短暂的前兆事件之间存在联系，但上述三种情况之间的差异使得很难用相同的机制解释所有三种现象。
2010-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The light curve and distance of Kepler supernova: news from four centuries ago
我们研究了SN 1604的光变曲线使用的历史数据收集时，观测的爆发。将这颗超新星与最近的超新星Ia相比较，发现这一事件看起来像是一个正常的超新星Ia（拉伸系数接近0.9：0.9 \pm 0.13），这一事实也是后期光变曲线所支持的。超新星是严重模糊的2.7 \pm 0.1等V.我们得到的距离爆炸的估计值d = 5 \pm 0.7千秒差距。这可以帮助解决目前关于超新星距离的讨论。它还表明，这颗超新星与我们现在用于宇宙学的SNIa超新星是同一类型的。
2016-12-22 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic monitoring of YSOs in nearby star forming regions. I. Eruptive YSOs
本文通过近红外光谱与 NeoWISE 中红外光变监测，在邻近恒星形成区样本中识别并分类了九个爆发型年轻恒星天体，揭示了其多样性，并探讨了爆发参数对观测性质的影响。
2023-03-15 astro-ph.SR
Periods in a 87 Years Light Curve of the Symbiotic Star MWC 560
我们已经构建了一个共生星MWC的可见光曲线，涵盖了它过去87年的历史。这些数据来自文献和AAVSO数据库。系统亮度变化的大部分周期分量可以通过周期P1=19000 d、P2=1943 d和P3=722 d的3个基本时钟的操作来解释。这些周期可以合理地，并与观测结果一致，归因于系统中的3个物理机制。它们分别是在系统巨恒星外层的类太阳磁发电机循环、双星轨道循环和巨恒星自转循环。MWC 560是第七颗具有历史光变曲线的共生星，揭示了系统的相似基本特征。所有这些恒星的光变曲线都是基于目前对这些共生系统光学光度的主要来源的物理过程的理解而得到很好的解释。
2015-06-18 astro-ph.SR
Eta Carinae's historical light curve: evidence for cyclic Roche lobe overflow from the primary star
Instituto de Astr., Geofísica e Ciências Atmosf. da USP（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Escola de Ciências e Tecnologia, Universidade Federal do Rio Grande do Norte（北里奥格兰德联邦大学科学与技术学院）；Instituto Nac. de Pesq. Espaciais/MCTI（国家空间研究院/科技部）；Instituto de Astrofísica de La Plata (CCT La Plata - CONICET/UNLP)（拉普拉塔天体物理研究所（拉普拉塔中心-阿根廷国家科学研究委员会/拉普拉塔国立大学））；Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理实验室）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本研究利用HST观测校准地基光度数据，分离海山二恒星核心与星云的V波段流量，发现大振幅轨道光变曲线，证实主星存在周期性洛希瓣渗溢，并解释了相关光度特征的成因。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the triple peaks of SNHunt248 in NGC 5806
我们提出了我们的研究结果的超新星（SN）冒名顶替者，SNHunt 248，基于光学和近红外数据跨越$\sim$ 15年前发现，$\sim$ 1年后发现。光变曲线显示三个不同的峰值，其中最明亮的是在$M_{R} \sim -15.0$马格。后发现的演变是一致的喷发物与两个不同地区的星周物质相互作用。在-740 d处的0.5 - 2.2 $μ$ m光谱能量分布与具有$\log(L/L_\odot) \sim 6.1$的单个6700 K黑体很好地匹配。这个温度和光度支持了先前关于黄色超巨星祖先的建议;然而，我们发现它比银河系中最明亮、质量最大的晚F到早G光谱型超巨星更亮。总的来说，历史光变曲线显示出高达$\sim \pm1$等的变化。在当前的时期（$\sim$爆发后1年），绝对星等（$M_{R} \sim -9$等）刚好低于发现前10年观测到的最微弱的历史绝对星等$\sim$。
2015-08-19 astro-ph.SR
The {\it K2} Light Curves and Stunted Outbursts of AC Cnc
我们描述了两个观测的新星样激变变量AC Cnc获得与{ \it开普勒}在其改进的第二次任务（{ \it K2}）。使用{ \it K2} 1分钟踏频模式，在活动5和18期间获得数据。活动5（C 05）从${\sim}$ 2015年4月27日持续至${\sim}$ 2015年7月10日，共74.8天，获得了${\sim}$ 106，000个测量值。活动18（C18）从${\sim}$ 2018年5月13日持续至${\sim}$ 2018年7月2日，共50.7天，获得$\sim$ 72，000个测量值。C 05的光变曲线揭示了两个“发育不良的爆发”，其性质与从地面观察到的发育不良的爆发一致;在C18的观测结束时，一个发育不良的爆发正在进行中。在发育不良的爆发期间，发现主食的深度增加，但在主食中期的剩余亮度几乎保持不变。相比之下，二次日食保持相同的深度，但在爆发期间，随着食外光的轨道变化，在中次日食的亮度增加。日食星历表在统计上与历史星历表一致，并且只显示了周期变化的边缘证据。基于{ \it K2}数据，我们不能证实AC~Cnc中的非轨道周期性。
2019-04-09 astro-ph.SR
Search for period changes in Mira stars
在2020-2021年期间，我们在$R_C$和$i'_{Sloan}$波段重新观测了仙后座中的七个Mira变星，这些变星的历史$i'_{Sloan}$光变曲线可从1967-84年拍摄的Asiago天文台底片中获得。目的是检查它们中是否有任何一个在周期或光变曲线形状上发生了实质性的变化。最近的公开数据表ZTF-DR 5也被用于扩展我们的时基窗口。所有恒星在其变率周期中都检测到了明显的颜色变化。恒星V890 Cas的周期从483天减少到428天，减少了12%，这是迄今为止已知的最大周期之一。所有的恒星，保存AV Cas，在最近的CCD数据中显示出较小的变化幅度，可能是由于测光精度高于照相底片。
2021-05-19 astro-ph.SR
Multi-band behaviour of the TeV blazar PG 1553+113 in optical range on diverse timescales
上下文TeV BL Lac天体PG 1553+113是双超大质量黑洞系统的主要候选者之一。目的。我们研究了PG 1553+113在夜间到长期时间尺度上的通量和光谱变化，使用（i）从2016年1月到2019年8月收集的76个夜晚的BVRI数据，涉及9个光学望远镜和（ii）从2005年到2019年获得的历史VR数据（包括我们的）。方法.我们使用各种统计测试，拟合和互相关技术，以及寻找周期性的方法分析了光变曲线。我们检查了相应的光变曲线校正长期变化之前和之后的颜色星等图。结果我们的夜间监测，辅以文献数据，结果在~（10-18）%的低占空比。2019年4月，我们记录到了一个耀斑，它标志着PG 1553+113在2005年至2019年期间最亮的状态：R = 13.2 mag.这个耀斑被发现在其VR颜色-星等图上显示出顺时针的光谱滞后环，并且在V波段变化领先于R波段变化的意义上存在时滞。我们得到的半径，磁场强度，和电子能量的估计，表征发射区域有关的耀斑。我们发现使用历史光变曲线的中位周期为（2.21 +/- 0.04）年。此外，我们检测到的第二个周期约210天的历史光变曲线校正的长期变化。我们简要讨论了这一时期的可能起源。
2020-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A time dependent relation between EUV solar flare light-curves from lines with differing formation temperatures
极紫外线（EUV）太阳耀斑的排放演变的时间作为发射等离子体加热，然后冷却。虽然准确地模拟这种演变在历史上一直很困难，特别是对于经验关系，但它对于理解太阳的过程以及它们对行星大气的影响很重要。为了改进经验耀斑模型，推导了一个新的简单的经验表达式来预测冷排放将如何根据热排放的演变而演变。这项技术最初是通过研究太阳动力学天文台（SDO）上的EUV变率实验（EVE）详细观测到的12个耀斑而发展起来的。然后，对EVE观测到的1100多个耀斑进行了分析，以验证这些关系。Cargill和基于焓的热演化环（EBTEL）耀斑冷却模型被用来表明，这种经验关系意味着由人口的热形成的离子辐射的能量近似成比例的能量激发人口的冷形成的离子发射时，两条线的峰值形成温度是高达72%的其他和以上2 MK。这些结果具有实际意义，提高耀斑辐照度的经验建模和识别关键的发射线，为未来的监测耀斑的空间天气业务，也提供了洞察耀斑等离子体的冷却过程。
2017-11-25 astro-ph.SR
Supernova SN 1006 in two historic Yemeni reports
我们提出了两个阿拉伯文文本的超新星SN 1006从也门的历史观测报告的al-Yamani和Ibn al-Dayba（14至16世纪）。以前曾有过后者报告的英文译本（Stephenson & Green 2002），但阿拉伯文原文尚未出版。此外，我们还首次提交早些时候的报告，也是也门的报告，即al-Yamani的阿拉伯文原文和我们的英文译文。很明显，伊本·戴巴的报告是基于亚马尼的报告（或一个共同的来源），但亚马尼的早期报告更详细，语言更好（阿拉伯语）。我们详细讨论这些意见的日期。与其他关于SN 1006的报告最显著的不同是，在也门发现SN 1006的时间明显早于公元396年4月15日（即儒略历\pm 2），正如al-Yamani和Ibn al-Dayba所报道的那样。即比其它已知的最早报告早约1.5周。我们还简要讨论了也门报告中关于亮度、光变曲线、能见度持续时间、位置、稳定性和颜色的其他信息。
2015-08-25 astro-ph.SR physics.hist-ph
Physical Nature and Timing Variations of the Eclipsing System V407 Pegasi
为V407 Peg提供了新的多波段CCD测光;首次编制了$R_{\rm C}$光变曲线。我们的光变曲线在次极小值和O 'Connell效应处显示出平底，同时与Rucinski等人（2008）给出的径向速度（RV）曲线进行了分析。系统的光变化最好通过使用二级恒星上的热点和第三光来模拟。该模型还代表了历史光变曲线。所有可用的最小历元，包括我们的六个定时测量，已被检查，并表明日食的定时变化主要是由光不对称造成的，由于在光曲线合成中检测到的斑点活动。热点可能是由于来自主星的气流的影响而产生的。我们的光和速度解表明，V407 Peg是一个完全食A型过接触双星，其参数为：$q$ =0.251，$i$ =87 $^\circ.6$，$ΔT$ =496 K，$f$ =61 $\%$，$l_3$ =11 $\sim$ 16 $\%$ .两种组分的单个质量和半径确定为$M_1$ =1.72 M $_\odot$、$M_2$ =0.43 M $_\odot$、$R_1$ =2.15 R $_\odot$和$R_2$ =1.21 R $_\odot$。这些结果与以往的结果有很大的不同，这可能是由于在其他分析中使用了扭曲和倾斜的食光曲线。没有与系统光学相关的物体，以及季节性的RV显示系统速度的巨大差异，这表明第三个光源很可能来自于围绕食对运行的第三个分量。
2014-01-29 astro-ph.SR
AGB candidates in the field of gamma Cas
我们报告的光谱和光度监测的530个候选AGB星的样本在5度的领域，从IPHAS目录中选择：历史光变曲线来自Asiago IR板在1965年至1984年。我们发现了10个Miras，5颗星有长期趋势，3颗半规则和3颗不规则。CCD狭缝光谱的光谱类型给出了8颗M型星、7颗C型星和6颗S型星。在IPHAS星表和2 MASS星表的色-色图中，S型星和M型星占据相同的区域，而C型星被很好地分离。所有的C型恒星红外过剩表现出长期的光变曲线的趋势。根据它们的周期和K星等估计，Mira恒星的距离中值为4.9 kpc，并且有很大的差异。简要地讨论了与盖亚DR 2天体测量仪的比较。
2018-05-23 astro-ph.SR
A statistical analysis of the accuracy of the digitized magnitudes of photometric plates on the time scale of decades with an application to the century-long light curve of KIC 8462852
我们提出了一个数字化的光度板的几十年的时间尺度上的震级的准确性的统计分析。在我们检查档案约翰逊B测光从哈佛大学DASCH档案，我们发现了一个中位数RMS的光曲线的0.15 mag的范围内B~9-17的所有校准分散。对于大多数恒星来说，轻微的潜在系统学（趋势或通量不连续性）在每世纪（1889-1990）~<= 0.2等的水平上。这些历史数据可以明确地用于发生在量级上的过程，并且在接近噪声基底的情况下需要仔细检查。这些限制在光度稳定性的表征可能会指导未来的研究，在他们使用的板档案。我们解释了这些限制的例子KIC 8462852，已被声称以每世纪0.16等昏暗的情况下，并表明，这种趋势不能被认为是显着的。
2016-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Variable Red Giants Exploration with MASTER Robotic Net: Main Algorithms and Study of Three Mira-type Targets
Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学）
本文探讨MASTER机器人望远镜网络研究变红巨星的能力，报告了三个与长周期变红巨星相关的光学暂现源的发现及历史光变曲线，通过光谱验证确认了其中一颗碳星的平均亮度增长但恒定脉动周期，推测可能存在长周期二次星。
2026-02-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Towards Characterization of the Type IIP Supernova Progenitor Population: a Statistical Sample of Light Curves from Pan-STARRS1
近年来，提供深层多波段成像的宽视场巡天为间接表征核心坍缩超新星（SN）的祖先群体提供了一条新途径：系统的光变曲线研究。我们从Pan-STARRS 1中收集了一组76条Grizy波段类型IIP SN光变曲线，这些光变曲线是在4年的持续调查计划中获得的，并使用光谱学和基于机器学习的光度技术进行分类。我们开发和应用一个新的贝叶斯模型，在样品中的每个光变曲线的完整的多波段演变。我们没有发现快速下降的爆炸（历史上称为“IIL型”SNe）的亚群的证据。然而，我们确定了一个高度显着的平台相位衰减率和峰值亮度之间的关系，在我们的SNe IIP。这些结果支持一个单一的参数，可能由初始恒星质量决定，主要控制红超巨星的爆炸。这种关系也可以应用于超新星宇宙学，提供了一个可扩展的蜡烛好的内在散射0.2马格。我们比较每个光变曲线的物理模型，从流体动力学模拟，以估计祖初始质量和其他属性的泛星1型IIP SN样本。我们表明，需要校正建模和观察到的SN IIP光变曲线属性和扩展网格的祖属性之间的系统差异，使强大的祖推断从多波段光变曲线样本的这种。这项工作将作为一个探路者的光度研究的核心崩溃SNe进行通过未来的宽场瞬态搜索。
2015-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
