A Further Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae
利用最近公布的V1504 Cyg和V344 Lyr的Kepler公开数据，对SU Uma星的超爆发和超峰进行了补充研究。在V1504 Cyg的一次超级爆发之前，有一次前兆正常爆发，它与主超级爆发分离得很好。超峰最早出现在前兆正常爆发的下降支中，并持续到平静期（前兆与主超爆发之间的深度凹陷），平静期结束后，随着主超爆发的增长，超峰的振幅开始增大。在V344 Lyr中也观察到类似的现象。这一观察非常清楚地表明，超级爆发是由超级驼峰触发的（即，（2）支持热-潮汐不稳定性模型。Smak（2013，Acta Astron.，63，109，arXiv：1301.0187）批评了我们之前的论文（Osaki and Kato，2013，PASJ，65，50，arXiv：1212.1516），并对我们的主要结论提出了质疑，即V1504 Cyg的各种观测证据支持SU Uma恒星超爆发的热潮汐不稳定性模型。我们提出我们的详细帐户，他的所有批评，提供明确的解释。我们的结论是，热潮汐不稳定性模型毕竟是唯一可行的模型，在SUUMa星的超爆发和超驼峰。
2014-03-05 astro-ph.SR
A new prolonged decrease event in the brightness of the young stellar object V2492 Cygni
介绍了2018年4月至2020年9月期间收集的年轻恒星天体V2492 Cyg的BV（RI）c光度观测结果。这些观测是我们从2010年开始并持续至今的恒星监测的一部分。天鹅座V2492位于鹈鹕星云，它的变化可以用吸积和灭绝事件来解释。新的光度数据显示，这颗恒星在所有波段都继续表现出快速的不规则变化。于二零一九年三月至二零二零年五月期间，我们记录到V2492 Cyg的光变曲线持续下降事件。
2020-11-01 astro-ph.SR
Is KR Cygni a Triple Star System?
2005年获得了食双星天鹅座KR的新的多色UBVR光变曲线。使用Wilson- Devinney方法推导出光度计解决方案。结果表明，KR Cyg是一个近接触的二元系统，各组分之间的有效温差很大，约为5230 K。收集了所有最小光照时间，并与我们在2010年和2011年获得的观测结果相结合。分析了所有的中食时间，我们首次发现了一个可能的周期振荡，振幅为0.001天，周期约为76年。周期振荡可以用第三分量引起的光-时间效应来解释。
2012-06-26 astro-ph.SR
Phase-Resolved Infrared Spectroscopy and Photometry of V1500 Cygni, and a Search for Similar Old Classical Novae
我们提出的相位分辨近红外光度和光谱的经典新星V1500 Cyg探索回旋辐射是否存在于这个系统。虽然光谱学没有表明离散回旋谐波发射的存在，但光变曲线表明其近红外通量的相当大一部分是由于这一成分。天鹅座V1500的光变曲线似乎仍然由该系统中第二颗恒星的加热面的辐射所主导。我们已经使用红外光谱和光度学在古老的经典新星中寻找其他潜在的磁性系统。我们发现V1974 Cyg的红外线曲线表面上与V1500 Cyg相似，这表明它是一颗高辐射的伴星。古老的新星V446 Her和QV Vul的光变曲线具有像极星那样的大幅度变化，这表明它们可能具有磁性原色。我们从2MASS点源目录中提取了79颗老新星的测光，并使用这些数据来获得静止新星的平均未变红的红外颜色。我们还提取了这些物体的WISE数据，发现其中45个被检测到。令人惊讶的是，在WISE 22 μ m波段检测到了许多这些系统。其中两个物体（V705 Cas和V445 Pup）产生了大量的尘埃壳，而其他物体则没有。看来，线发射从他们的电离弹射壳是最有可能的解释，这些检测。
2013-06-06 astro-ph.SR
Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and V1504 Cygni
利用功率谱分析方法研究了SU UMa星、天琴座V344和天鹅座V1504的短周期Kepler公开光变曲线。我们确定V344 Lyr的轨道周期为Porb=0.087903（1）d。利用O-C图的补充资料，重新分析了天鹅座V1504一个完整超循环中负超峰的频率变化，证实其特征变化符合热潮汐不稳定性模型。提出了一种基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法。新方法给出了非常尖锐的功率谱峰，对研究激变变星的频率变化是非常有用的。我们还分析了正负超峰的同时频率变化。如果对它们进行适当的转换，就会发现它们是一致变化的，这表明它们代表了圆盘半径的变化。我们还研究了超爆发期间正超峰的频率（或周期）变化。这些变化可以通过结合盘半径变化和超爆发期间压力效应的变化来定性理解。在V344 Lyr的几次爆发的下降支中，观测到一个频率范围接近负超峰的振荡（我们称之为“脉冲负超峰”）。这些事件似乎发生在下一次超级爆发之前，并作为即将发生的超级爆发的“先导”。
2013-09-13 astro-ph.SR
The Cause of the Superoutburst in SU UMa Stars is Finally Revealed by Kepler Light Curve of V1504 Cygni
研究了SUUma星V1504 Cyg的SC（短节奏）Kepler光变曲线，其周期约为630 d。天鹅座V1504的所有超爆发都被证明是主爆发类型，并且超峰首先出现在前兆的最大值附近。超峰从前兆到主超爆的平滑增长表明超爆是由潮汐不稳定性引发的（如增长的超峰所证明的），正如Osaki（1989）提出的热潮汐不稳定性（TTI）模型所设想的那样。我们对V1504 Cyg的光变曲线进行了功率谱分析。其中一个突出的特征是出现了一个负的超峰，其长度约为300 d，远远超过了一个超循环。我们发现，负超峰的出现往往会降低正常爆发的发生频率。在V1504 Cyg中发现了两种类型的超循环，它们与Smak（1985）提出的原型SU Uma星VW Hyi的光变曲线中的L型和S型超循环相似。结果表明，L型超循环是伴随负超峰的超循环，S型超循环是不伴随负超峰的超循环。如果我们采用一个倾斜的盘作为负超峰的起源，两种类型的超循环被理解为是由于爆发间隔的不同，这反过来又是由次级盘到盘的不同部分的质量供应的差异引起的。在天鹅座V1504的一个超循环中，负超峰的频率系统地变化。这种变化可以被用作盘半径变化的指标，我们已经发现，在V1504天鹅座观测到的盘半径变化非常符合TTI模型的预测。
2013-05-28 astro-ph.SR
The Detection of Discrete Cyclotron Emission Features in Phase-Resolved Optical Spectroscopy of V1500 Cygni
我们获得了老新星和异步极性V1500 Cyg的相位分辨光谱。这些新数据揭示了来自两个不同强度磁场的离散回旋峰。一个区域的B = 72 MG，而另一个区域的B约为105 MG。随着这些特征的检测，我们重新审视了Harrison & Campbell（2016）中提出的光学/近红外光变曲线，并发现这些数据中观察到的大光度过度与回旋辐射完全一致。这些结果，当结合X射线观测，似乎有最大值，重复的轨道周期，意味着V1500天鹅座已经恢复到同步极地。使用现有的理论，我们发现这里的强场强可以解释快速自旋时间。
2017-11-03 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
The Kepler light curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae: A study of the Outburst Properties
我们研究了V1504 Cyg和V344 Lyr的开普勒光变曲线，在1分钟的节奏下包含~736 d。在此期间，每个系统都有约64-65次爆发，包括6次超级爆发。我们发现，在这两个系统中，两个超级爆发之间的正常爆发的持续时间随时间增加的一个因素~1.2-1.9，然后重置为一个小值后，以下的超级爆发。在这两个系统中，正常爆发之间的静止间隔的趋势是在超级周期的一半左右（从一个超级爆发到下一个超级爆发的间隔）增加到局部最大值，然后在下一个超级爆发时减少到一个小值。这与Osaki的热潮汐模型不一致，该模型预测在超级周期中正常爆发之间的静止间隔单调增加。此外，大多数正常的爆发有一个不对称的，快速上升/缓慢下降的形状，在大半径触发爆发一致。V1504 Cyg和V344 Lyr超爆发平台相的指数衰减率分别为8 d/mag和12 d/mag。这个时间尺度给出了一个直接测量的粘性时间尺度外吸积盘的预期，整个磁盘是在热，粘性状态期间的超级爆发。由此产生的Shakura-Sunyaev参数的约束，alpha_{hot} ~ 0.1，是一致的，从快速矮新星衰变推断的值。通过观察发生在周期间隙以下的系统中的超级爆发的缓慢衰减速率，结合周期间隙以上的一次长爆发的缓慢衰减速率（在U Gem中），我们推断出长爆发的衰减速率对轨道周期的陡峭依赖性。这意味着一个陡峭的依赖alpha_{cold}的轨道周期，一致的潮汐扭矩…
2011-12-19 astro-ph.SR
Long-term photometric and spectroscopic observations of the near-contact binary KR Cygni
本文给出了近接触双星KR Cyg的多色五年光变曲线和第一视向速度。我们推导出组分的质量为2.88 $\pm$ 0.20 M $_{\odot}$和1.26 $\pm$ 0.07 M $_{\odot}$，半径为2.59 $\pm$ 0.06 R $_{\odot}$和1.80 $\pm$ 0.04 R $_{\odot}$。UBVR光变曲线和径向速度的分析表明，没有一个组件完全填充其相应的洛希瓣。利用观测到的UBV视星等和分量星的热辐射改正，我们计算了到天鹅座KR系统的距离为{411 $\pm$ 12} pc。我们还搜索了经验测定的温度和有效温度的冷却器，质量较小的恒星KR天鹅座，和两个类似的近接触双星AK CMi，和DO Cas。观测到的和计算的通量之间的残差归因于相互照明的效果，加热被照射的恒星的表面层，并不改变不仅其测辐射热辐射，而且其边缘变暗系数和重力增亮指数。光变曲线的分析表明，对流星的有效散射度一般都小于理论值，在B通带处与理论值相差很大。当反射光减少时，有效温度会增加，因此，被照射恒星的光度会增加。观察到的蓝色U-B颜色在小学期间最低归因于相互照射和多重散射过程，这可能会改变这些系统的几个特性的影响。
2012-09-03 astro-ph.SR
The Kepler Cepheid V1154 Cyg revisited: light curve modulation and detection of granulation
利用开普勒空间望远镜4年的连续观测，对明亮的造父型变星天鹅座V1154进行了详细的分析。用标准傅里叶变换方法检测了28个频率，确定了主脉动频率及其谐波的调制，其周期约为159 d。这种调制也存在于光变曲线和O-C图的傅立叶参数中。我们检测到另一个调制的周期约为1160 d。这颗星在低频区域也显示出显著的能量，我们将其确定为颗粒噪声。颗粒化的有效时间尺度与红巨星的外推标度一致。没有检测到类似太阳的振荡表明脉动抑制了其他振荡。我们获得了新的径向速度观测结果，与往年的观测结果完全一致，表明天鹅座V1154不存在高质量伴星。最后，我们讨论了可能的起源检测到的频率调制。
2016-09-17 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 Kepler Eclipsing Binary V2281 Cygni with Twin Stars
我们介绍了食双星V2281 Cyg的物理性质，根据$Kepler$的观测，它显示了一个光时间效应，由于一个假定的第三分量从它的食时变化。该系统的高分辨率光谱和$BVR$光度数据分别在宝贤山光学天文台和莱蒙山光学天文台获得。为了确定食对及其环双星的基本参数，我们同时分析了径向速度，光变曲线和食时间，包括$Kepler$数据。主星和副星的质量和半径分别以大约2%和1%的精度水平确定如下：$M_{1} = 1.61 \pm 0.04$ M $_\odot$和$M_{2} = 1.60 \pm 0.04$ M $_\odot$，$R_{1} = 1.94 \pm 0.02$ R $_\odot$和$R_{2} = 1.93 \pm 0.02$ R $_\odot$。如果它的轨道与食双星共面，第三个天体的周期和半长轴分别计算为$P_{3b}=4.1$年和$a_{3b}=4.06$ au，质量为$M_{3b}=0.75$ M $_\odot$。通过与理论模型的质量和半径比较，研究了系统的演化状态。结果表明，天鹅座V2281是一个由年龄为1.5 Gyr的双星组成的分离食双星。
2017-11-07 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
SN 2011ht: Confirming a Class of Interacting Supernovae with Plateau Light Curves (Type IIn-P)
我们提出的光度学和光谱学的IIn型超新星（SN）2011 ht，以前确定为SN冒名顶替者。光变曲线从约120天的明确平台期突然转变为急剧的热辐射下降。导致峰值亮度，热发射线光谱表现出与拱星物质（CSM）相互作用的迹象，以相对狭窄的P-天鹅座H I和He I叠加在广泛的洛伦兹翼的形式。对于其余的平台阶段的光谱表现出加强P-Cygni配置文件的Fe II，Ca II，和H-α。到了第147天，在平台期结束后，SN进入星云相，预示着在弱连续谱上出现了[O I]、[O II]和[Ca II]的禁戒跃迁。在这一阶段，光变曲线显示出与次发光II-P型超新星相当的低光度，以及相对较快的可见光波长衰减，比Co-56的衰减率明显更陡。然而，包括红外光度在内的总辐射热下降与Co-56的衰变一致，这意味着Ni-56的质量较低，约为0.01 M（太阳）。因此，我们将SN 2011 ht描述为一个真正的核心坍缩SN，与1994 W和2009 kn的特殊SN I非常相似。这三种SNe定义了一个亚类，根据它们的光谱，它们是IIn型，但也表现出明确的平台并产生低Ni-56产率。因此，我们建议将IIn-P型作为这个子类的名称。与现有数据一致，SNe IIn-P的可能祖先包括8-10 M（太阳）恒星，它们在短暂的增强质量损失阶段后由于电子捕获而发生核心坍缩，或者更大质量的M>25 M（太阳）祖先，它们经历了富含金属的…
2013-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Linking Anomalous Behaviour with Stellar Properties: An Unsupervised Exploration of TESS Light Curves
随着即将到来的大量天文时域数据集和调查，异常检测作为一种发现新类型的变星和瞬变的方法，激发了新的研究浪潮。然而，什么构成异常的基本定义以及这如何取决于所研究的光变曲线群体的整体性质仍然是一个讨论的问题。基于以前的研究重点开普勒光变曲线，我们提出了一个分析，使用无监督随机森林搜索TESS光变曲线的异常。我们提供了一个异常光变曲线的目录，根据它们的变化特性对其进行分类，并将它们的异常性质与任何特定的演化阶段或天体物理配置相关联。对于属于已知类别的异常（例如食双星），我们已经研究了哪些物理参数驱动的异常分数。我们发现了一个未分类的异常和对象的一个已知的类与外围的物理配置，如快速闪烁，深食双星的长周期，和不规则的光变曲线，由于在YSO的遮蔽的组合。值得注意的是，我们发现Kepler和TESS数据集之间的异常类型集不同，这表明母种群的整体属性是异常行为的重要驱动因素。
2023-01-24 astro-ph.SR
Anomalous flux event in the TESS Sector 43 light curve of the white dwarf photometric standard HZ 4 was caused by a passing asteroid
本文指出白矮星测光标准星 HZ 4 在 TESS Sector 43 光变曲线中的异常通量变化是由主带小行星 4382 Stravinsky 穿过附近像素引起的，证实其不影响 HZ 4 作为标准星的继续使用。
2023-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2009kn - the twin of the Type IIn supernova 1994W
我们提出了一个光学和近红外光度和光谱研究超新星（SN）2009 kn跨度约1.5年的发现。光谱主要由狭窄的巴耳末线（半峰全宽约为1000 km·s^-1）组成，这是具有天鹅座P型剖面的IIn型SN的特征。首先，光度演化更类似于IIP型SN，在平台阶段结束时光度大幅下降。这些特征与SN 1994 W相似，其性质已经用两种不同的模型和不同的方法解释。SN 2009 kn的良好采样数据集提供了在SN 2009 kn和SN 1994 W的情况下测试这些模型的可能性。我们将狭窄的天鹅座P线与由拱星物质和SN喷出物组成的扫起壳相关联。宽的发射线翼，在平台阶段期间看到的，产生于该壳层中的内部电子散射。后平台下降后的光变曲线的斜率与56 Co放射性衰变的预期相当一致，表明SN 2009 kn的SN起源。假设放射性是SN 2009 kn尾相光变曲线的主要来源，我们推断56 Ni的质量上限为0.023 M_sun。这明显高于SN 1994 W的估计值，后者也显示出在平台后下降后光变曲线的急剧下降。我们还观察到晚期近红外发射，这很可能来自SN 2009 kn新形成的尘埃。与SN 1994 W一样，SN 2009 kn的光谱中没有观察到宽线，甚至在晚时间尾相也没有。
2012-07-17 astro-ph.SR
Type II and anomalous Cepheids in the Kepler K2 mission
我们提出的分析结果的II型和异常造父变星使用开普勒K2任务的数据。这些脉动变星的精确光变曲线是研究其脉动细节的关键，例如倍周期效应或额外模式的存在。我们利用自动扩展孔径测光（autoEAP）技术获得了观测到的目标变星的光变曲线。傅立叶分析光变曲线。我们调查了K2任务观察到的12颗恒星，7颗II型和5颗异常造父变星。在II型造父变星中，EPIC 210622262显示了倍周期效应，并且有四颗恒星的光变曲线存在调制，这与倍周期效应不同。计算了短周期造父变星的高阶傅里叶参数。我们还确定了物理参数拟合模型大气的光谱能量分布。对于这些类型的脉动恒星，使用盖亚太空望远镜测量的视差所确定的距离具有低于16等的有限精度，无论使用逆方法还是统计方法来计算距离。BaSTI演化模型进行了比较的光度和有效温度。大多数II型造父变星都是用低金属丰度模型来模拟的，但其中一些需要类似太阳的金属丰度（[Fe/H]=0.06）模型。异常造父变星相比，低金属量的单恒星模型。在我们的样本恒星中，我们没有看到双星的迹象。
2022-11-11 astro-ph.SR
A method for finding anomalous astronomical light curves and their analogs
我们对宇宙的理解得益于对已知现象的有针对性的研究，以及偶然的意外发现，例如在KIC 8462852（Boyajian的恒星）方向上发现了复杂的变化模式。即将进行的调查，如维拉C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST）将探索所有时间尺度上天体物理瞬变的参数空间，并提供发现意外现象的更极端例子的机会。我们研究的策略，以确定新的对象，并将它们在大型时间序列数据集的背景下，以促进新的对象类的发现，以及其异常性质的物理解释。我们开发了一种结合基于树和流形学习算法进行异常检测的方法，以执行两项任务：1）识别时域数据集中的异常对象并对其进行排名; 2）根据它们的相似性对这些异常进行分组，以识别类似物。我们实现后者相结合的异常得分从基于树的方法与维数流形学习减少策略。在减少的空间中的聚类允许异常和类似物的成功识别。我们还评估了预处理和特征工程方案的影响，并研究了我们的模型通过用盖亚颜色和光度信息增强开普勒数据而识别为异常的物体的天体物理性质。我们发现，多个模型，结合使用，是一个很有前途的策略，以确定新的光变曲线和光变曲线的家庭。
2021-09-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
New Variable Hot Subdwarf Stars Identified from Anomalous Gaia Flux Errors, Observed by TESS, and Classified via Fourier Diagnostics
炽热的次矮星大多是被剥离的红巨星，由于恒星脉动、日食、反射效应、椭球调制和多普勒波束，它们可以表现出光度变化。对它们的光变曲线的详细研究有助于通过星震学分析或双星光变曲线建模来限制恒星参数，并普遍提高我们绘制恒星演化这一神秘阶段的统计学意义图像的能力。通过对盖亚DR 2通量误差的分析，我们已经确定了大约1200个候选的热亚矮星，它们的大小具有膨胀的通量误差-这是光度变化的一个强有力的指标。作为一个试点研究，我们获得了2分钟的节奏TESS周期2观测187候选热亚矮星异常盖亚通量误差。超过90%的目标在TESS光变曲线中显示出显著的光度变化。许多新发现的系统是灾难性的变量，但我们报告发现了几个新的变量热次矮星，包括HW Vir双星，反射效应系统，脉动sdBV星，和椭球调制系统。我们确定大气参数选择系统使用后续光谱从3米沙恩望远镜。最后，我们提出了一个傅立叶诊断图分类二进制光变曲线使用的相对振幅和相位的基波和谐波信号在其周期图。该图可以有效地识别某些类型的变量，而无需直接研究它们的光变曲线，并可以帮助对大型光度测量中观察到的系统进行快速分类。
2021-12-21 astro-ph.SR
H-alpha Spectral diversity of type II supernovae
我们提出了一个富氢II型超新星的H-α配置文件的光谱分析。共分析了52个具有良好采样的光学光变曲线和光谱序列的II型超新星。集中在H-α P-Cygni配置文件，我们测量它的速度从发射的半高宽和吸收发射（a/e）的比率在一个共同的时代在复合阶段的开始，并寻找这些光谱参数和光度特性的V-波段光变曲线之间的相关性。测试各种相关性的强度，我们发现，在描述我们测量的超新星属性的多样性方面，a/e似乎是占主导地位的光谱参数。研究发现，较小的a/e的超新星有较高的H-α速度，更迅速地下降的光变曲线从最大值，在平台和放射性尾阶段，在最大光更明亮，并有较短的光学厚相持续时间。我们讨论了这些结果的可能的解释II型超新星的物理性质方面，推测最有可能的参数，影响H-α轮廓的形态是质量和密度分布的氢信封，连同额外的排放组件，由于拱星相互作用。
2014-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
UY Puppis - A New Anomalous Z Cam Type Dwarf Nova
Z凸轮星的定义特征是它们的光变曲线静止不动。一些Z凸轮表现出非典型的行为，从静止进入爆发。之前有人认为UY Pup是一颗Z Cam星，但由于它的长期光变曲线而被排除。然而，在2015年12月，UY小狗进入爆发状态，意外地进入短暂的停顿，而不是恢复平静。此外，UY幼仔表现出额外的异常行为，在其静止期间检测到两次爆发。在这个停顿之后，UY小狗短暂地进入了一个安静的状态，然后慢慢地上升到一个更长的、明确的停顿状态，在那里它又进入了另一个爆发状态。通过对UY Pup的对比分析、研究和观测数据，可以明显地得出它确实是一颗Z Cam星的结论，这使得它成为仅有的四颗已知的异常Z Cam星之一。
2016-10-30 astro-ph.SR
Period and light curve fluctuations of the Kepler Cepheid V1154 Cyg
根据开普勒太空望远镜近600天的连续观测，对天鹅座V1154（V =9.1等，P~4.9 d）的造父变星变星进行了详细的周期分析。这些数据揭示了脉动周期中显著的周期波动，表明经典造父变星可能不像人们普遍认为的那样精确：无论用于确定O-C值的具体点是什么，周期长度在观测所涵盖的120个周期中显示出0.015-0.02天的分散。傅立叶参数与O-C值之间存在很小的相关性，表明O-C值的变化可能是由于光变曲线形状的不稳定性造成的。随机波动检验表明，在周期差15以内，周期呈线性趋势，但从长期来看，周期保持在平均值附近。我们比较了模拟光变曲线的测量，模拟V1154 Cyg作为一个完美的光调制器，仅由低质量同伴引起的光旅行时间效应。我们发现，观察到的周期抖动V1154 Cyg代表了一个严重的限制，在寻找二进制同伴。虽然开普勒的数据足够精确，可以探测到造父变星附近轨道上的行星体，但天体物理学噪声很容易掩盖光时效应的信号。
2012-10-12 astro-ph.SR
An Investigation into the Variability of Luminous Blue Variable Stars with TESS
该研究利用TESS前四年数据提取37颗LBV的光变曲线，通过傅里叶分析发现其变化特征与恒星参数无相关性，表明LBV的短期变化可能是超巨星α Cygni型变星的延伸，而非独特类别。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of data gaps on correlation dimension computed from light curves of variable stars
观测数据，特别是天体物理学数据，往往受到由于各种原因缺乏观测而产生的数据空白的限制。通常使用插值技术来平滑这种无意的间隙。然而，平滑技术可以引入人为的影响，特别是当进行非线性分析时。我们调查间隙如何影响系统的关联维数的计算值，而不使用任何插值。为此，我们人工引入差距的合成数据来自标准的混沌系统，如R{<$}ssler和洛伦兹，与发生频率和大小的缺失数据来自两个高斯分布。然后研究了关联维数随空位位置和大小分布的变化。我们发现，对于一个相当大的范围内的平均间隙频率和大小，关联维数的值没有显着的影响，这表明在这种特定的情况下，计算值仍然可以是可靠的和可接受的。因此，我们的研究介绍了一种方法，通过计算间隙的大小和位置的分布来检查计算的关联维数值的可靠性。这说明了从三个变星的光变曲线的数据，盾牌座R，麒麟座U和金牛座SU。我们还演示了三次样条插值如何导致高斯噪声与丢失数据的时间序列被误解为混沌的起源。这是证明了变星SS天鹅座的非混沌光变曲线，它给出了一个饱和的D $_{2}$值，当使用三次样条插值。此外，我们还发现，除了减少噪声之外，仔细选择分箱可以帮助将间隙分布转移到D $_2$值的可靠范围。
2015-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR nlin.CD
