Fast-Cadence TESS Photometry and Doppler Tomography of the Asynchronous Polar CD Ind: A Revised Accretion Geometry from Newly Proposed Spin and Orbital Periods
TESS航天器在2018年几乎连续28天以两分钟的节奏观察了异步极地CD Ind，覆盖了该系统7.3天节拍周期的5个连续周期的一部分。这些观测提供了第一个完整的非同步极地自旋轨道拍周期的不间断测光。每拍两次，吸积流在白矮星上的磁极之间切换，导致白矮星（WD）的自旋脉冲在每次磁极切换后在两个波形之间交替。对波形的分析表明，一个吸积区域在活跃时是连续可见的，而另一个区域则经历了白矮星漫长的日食。我们认为，以前接受的周期为二进制轨道和WD自旋已被错误识别，而这种错误识别的原因是一个微妙的，容易被忽视的影响，它有深远的影响，系统的吸积几何的解释，并加倍估计的时间来实现。此外，我们的光度最大值的时间与Myers等人（2017）的二次星历不一致，并且光学自旋脉冲可能是白矮星旋转的不可靠指标。最后，我们使用多普勒层析成像的档案时间分辨光谱从2006年研究吸积流。虽然吸积流表现出更广泛的方位角的范围比典型的同步极，它是显着的扩展比其他三个异步的极性多普勒层析成像已报道。
2019-06-01 astro-ph.SR
A magnetic valve at L1 revealed in TESS photometry of the asynchronous polar BY Cam
我们提出TESS测光的异步极性BY凸轮，它经历了一个拍周期之间的199.384分钟的白矮星（WD）的自旋周期和201.244分钟的轨道周期。这导致WD上的物质流的变化。TESS光变曲线一次覆盖92%的节拍周期，两次覆盖71%的节拍周期。最强的光度信号，在197.560分钟，归因于边带周期。在光变曲线稳定的时候，测光调制的自旋频率，支持我们的WD自旋周期的鉴定。单极和两极吸积配置重复从一个拍周期到下一个明确的和可重复的拍相位依赖的强度变化。为了解释这些，我们提出了在L1的电磁阀的操作。磁阀调制的质量传递速率，证明了一个因素的5变化的轨道平均强度，在一个可重复的方式在整个过程中的节拍周期。由于WD磁场相对于流的变化以及由于磁阀的操作引起的质量传递速率的变化，吸积流从WD穿过的距离也在拍频周期被调制。穿线距离的变化会导致节拍周期周围的吸积点位置发生显著变化。因此，只有最微弱的光度最小值才允许精确的星历确定。白矮星上的三个区域似乎接收了大部分的吸积流，暗示着一个复杂的WD磁场。
2022-09-12 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
PTF1J2224+17: a short-period, high-field polar
我们介绍了2018年10月和2019年1月的4个晚上从Inastars天文台获得的激变变星（CV）PTF 1 J2224 +17的时间分辨测光。该对象是可变的一段时间为103.82分钟。存档卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS），PTF，和ZTF的数据显示频繁的变化之间的高和低的状态。根据其光度特性和鉴别光谱中的回旋峰，该天体无疑被归类为武仙座AM星（或极星），其磁场强度可能为B ~ 65 MG。根据9年的光度监测，估计其吸积占空比约为35%。
2020-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
FR Cnc Revisited: Photometry, Polarimetry and Spectroscopy
在这里，我们提出的研究FR Cnc，一个年轻的，活跃的和斑点的明星。对2002-2008年ASAS-3（The All Sky Automated Survey）卫星资料进行了分析，并将自转周期修正为0.826518 d。在2005年，光度变化的幅度突然下降，而平均亮度保持不变，这被解释为快速重新分布的斑点。对FR Cnc附近的166颗恒星进行了BVRc和Ic宽波段光度定标。Terskol天文台的测光显示了两个增亮事件，其中一个与2006年11月23日的耀斑发生在同一阶段。偏振BVR观测表明可能存在一个补充源的偏振。我们在2004-2008年期间用光谱法监测FR Cnc。我们得出结论，RV的变化不能用FR Cnc的二进制性质来解释。我们确定FR Cnc的光谱类型为K7 V。计算的银河系空间速度分量（U，V，W）表明，FR Cnc属于年轻的盘人口，也可能属于IC 2391移动群。根据LiI 6707.8测量，我们估计FR Cnc的年龄在10-120百万年之间。多普勒断层扫描应用于创建FR Cnc的星点图像。我们优化了轴倾角、等效宽度和v sin i的反卷积剖面的拟合优度，发现v sin i=46.2 km s^-1，i=55 °。FR Cnc的星点分布也令人感兴趣，因为它是最新成像的光谱类型之一。在FR Cnc上未检测到极点。
2011-11-30 astro-ph.SR
High-speed photometry of the eclipsing polar UZ Fornacis
我们提出了33个新的中期日食时间，跨越了大约八年的日食极地UZ Fornacis。我们已经使用我们的新观测来测试先前提出的双行星模型，以解释过去$\sim$ 35年来测量的日食时间的变化。我们发现，所提出的模型确实遵循了新的日食时间的一般趋势，但是，有显着的偏离。为了适应新的日食时间，双行星模型要求其中一个或两个行星需要高偏心率的轨道，即$e \geq$ 0.4。这种多行星轨道被认为是不稳定的。虽然我们的新观测结果与先前预测的两个周期变化一致，但仍存在显著的残差。我们的结论是，无论是额外的周期性条款，可能与更多的行星，或其他机制，如Applegate机制是有助于日食时间的变化。需要进一步的长期监测。
2018-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The 91T/99aa-like Type Ia Supernova 2019vrq, Part I: Photometry, Spectroscopy, and Spectropolarimetry of a Nearly Standard Candle
Tsinghua University（清华大学）；Florida State University（佛罗里达州立大学）；University of Texas（德克萨斯大学）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Las Cumbres Observatory（拉西布朗观测站）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究通过光谱、光度和偏振观测，发现过亮91T/99aa类Ia型超新星2019vrq具有球对称光球层和低偏振，结合其高光度和短形成时间，表明该子类可作为高红移标准烛光。
2026-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extensive photometry of the intermediate polar V1033 Cas (IGR J00234+6141)
为了高精度地测量V1033 Cas中白矮星的自旋周期，我们进行了广泛的测光。在2017年的34个夜晚进行了观察。观察的总持续时间为143 h。我们发现白矮星的自转周期等于563.11633+/-0.00010 s。利用这个周期，我们推导出了具有100年长期有效性的振荡历书。自旋振荡半振幅稳定，等于95.5+/-1.3 mmag。这是一个非常大的半振幅的中间极之间的自旋振荡，具有类似的和较小的自旋周期。这种大的半振幅表明系统明显倾斜。自旋脉冲轮廓是正弦的，具有高精度。这可能意味着自旋振荡是由单个吸积幕产生的，而第二个吸积幕可能被吸积盘遮蔽。尽管我们进行了大量的观测，但我们没有发现边带。未检测到的边带振荡的半振幅不超过10毫微克。没有边带振荡似乎令人困惑。我们探测到V1033 Cas的轨道变化，周期为4.0243+/-0.0028 h，半振幅为55+/-4 mmag。轨道变化的半振幅似乎很大，也表明该系统是明显的倾斜。利用我们的振荡星历和过去得到的自旋脉冲极大值的时间，我们发现自旋周期是非常稳定的。dP/dt很可能小于-4 × 10^（-12）。这与V1033 Cas中的白矮星没有处于平衡旋转的假设相矛盾。我们的自旋周期和振荡星历表可用于进一步研究V1033 Cas的自旋周期的稳定性。
2019-11-25 astro-ph.SR
Measuring the precise photometric period of the probable intermediate polar 1RXS J014549.6+514314 based on extensive photometry
本研究基于25晚139小时测光数据，精确测定疑似激变变星1RXS J014549.6+514314的41.485867分钟振荡周期，其高连贯性表明该天体最可能是中间偏振星。
2025-10-15 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - VIII. Targets from the Catalina Real-time Transient Survey
本文介绍了卡塔利娜实时瞬变巡天探测到的20个激变变星的时间序列测光。这些系统中有14个以前没有观察过，只有两个进行了深入研究。根据观测结果，我们确定了12个新的轨道周期，并独立地发现了另外两个。八个CV是食系统，其中五个食深度超过0.9马格。样本中包括六个SU Uma系统（其中三个在我们的测光中显示超级驼峰），一个极地（SSS 1944 -42）和一个系统（CSS 1417 -18），显示异常快速下降的爆发。
2013-10-14 astro-ph.SR
V2467 Cygni as possible intermediate polar
我们给出了未经滤波和UBVR_cI_c波段CCD测光快新星V2467 Cyg的结果。我们的数据分析给出了两个不同的频率对应的周期为~ 3.8小时和~35分钟。观察到的光变曲线的V2467天鹅座是典型的中间极性。
2010-04-06 astro-ph.SR
X-ray spectroscopy and photometry of the long-period polar AI Tri with XMM-Newton
上下文强磁场激变变星的能量平衡是理解磁白矮星吸积过程的中心课题。利用XMM-牛顿，我们对软X射线选择极在高吸积态进行了光谱和光度研究。目标。根据磁激变变星AI Tri的X射线和光学观测结果，我们导出了软极星吸积区的谱成分、通量贡献和物理结构。方法.我们使用多温度的方法在我们的xspec模拟的光谱描述的物理条件和结构的冲击后吸积流和吸积点的白矮星表面。此外，我们调查吸积几何系统的光度数据的时序分析。结果在双星周期的大约70%期间，来自白矮星加热表面的闪耀软X射线辐射占X射线通量的主导地位。该分量偏离单个黑体，并且可以通过具有高斯温度分布的轻度吸收黑体的叠加来描述。此外，较弱的硬X射线发射几乎总是可见的。从冷却激波后吸积流的频谱是最密切的拟合热等离子体mekal模型与温度分布适应从以前的固定双流体流体动力学计算的组合。软X射线光变曲线在亮相出现下降，这可以解释为吸积流中的自吸收。相位分辨光谱模拟支持单极吸积和日食的图像。其中一个光学光变曲线对应于不规则的吸积模式。在同一时期的短XMM-牛顿观测期间，系统的X射线发射明显地由软分量主导。
2010-04-09 astro-ph.SR
The Polar CSS 081231:071126+440405 at a Low Accretion Rate
在2009年10月的四个晚上，梵蒂冈先进技术望远镜（VATT）获得了食极CSS 081231：071126+44040的时间分辨测光。光变曲线显示一个吸积热点落后于次级吸积热点10度。最后两个晚上的数据显示“溅射”吸积和热点几乎消失在连续的轨道。
2010-02-01 astro-ph.SR
Extensive photometry of the intermediate polar MU Cam: detection of a spin period change
具有已知自旋周期变化率的中间极并不多，因为这样的任务需要长时间进行测量。为了测量自旋周期变化，MU Cam是一个很好的候选者，因为它具有大幅度的自旋振荡，能够实现高精度的测量。幸运的是，在过去的旋转周期的MU凸轮测量精度很高。为了重新测量旋转周期，在2014-2015年，我们对MU Cam进行了广泛的光度观测，在46个夜晚内总共持续了208小时。我们发现自旋、边带和轨道周期分别等于1187.16245+/-0.00047 s、1276.3424+/-0.0022 s和4.71942+/-0.00016 h。将测量的自旋周期与过去MU Cam的自旋周期进行比较，我们检测到自旋周期变化为dP/dt=-（2.17+/-0.10）X 10^（-10）。自转周期的变化率并不稳定，而且在几年的时间尺度内变化。在2014年4月至5月的四个晚上，MU Cam比平时暗了0.8等，边带振荡的幅度是平时的五倍，这表明盘溢出吸积的比例很大。在正常亮度状态下，边带振荡呈现双峰脉冲波形。当恒星亮度降低0.8等时，边带振荡呈现单峰脉冲轮廓。相比之下，自旋脉冲，这是准正弦曲线，保持非常稳定的轮廓和幅度。此外，自旋脉冲在几年甚至几十年的时间尺度上也非常稳定。MU凸轮是非常感兴趣的，因为它代表了一个独特的对象与一个大的和不稳定的自旋周期变化率，并表现出独特的行为的脉冲轮廓。
2016-09-27 astro-ph.SR
J1832.4-1627, the first eclipsing stream-fed intermediate polar
对新发现的轨道周期为$8.87hr$的食IP $J183221.56-162724.25$（简称$J1832$）进行了光度学研究。该系统的特点是在$1970\pm2s$的50%深度处具有全宽的盒状深食和与$P_\mathrm{obs}\!=\!65.18min$的大振幅相干脉动，这代表了白矮星（WD）的会合（拍）周期或旋转周期。周期比率分别为$P_\mathrm{spin}\!/P_\mathrm{orb} = 0.1091$或$0.1225$。食光几乎完全来自WD上的两个吸积点和柱，具有极翻转的特征。没有吸积盘的证据，我们确定J1832作为第一个深食流喂养中间极地。我们的$grizy$日食测光得到了一个充满罗氏瓣的二级星的$i$波段AB星等为18.98（3），一个消光$E_\mathrm{B-V}\!=\!0.54\!\pm\!0.17$，和一个光谱型$\sim\,K6$。动力学模型，配合测光，限制距离为1270和2500 pc之间的质量的二级恒星，$M_2$，之间的$0.16$和$1.0M_\mathrm{\odot}$，以及在盖亚EDR 3的置信限度。采用受二进制总体研究启发的光度选择产生平均$M_2\!=\!0.32 M_\mathrm{\odot}$，2 $σ$上限为$0.60 M_\mathrm{\odot}$，平均距离d = 1596 pc，2 $σ$上限为1980 …
2021-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Updated photometry and orbital period analysis for the polar \objectname{am herculis} on the upper edge of the period gap
21条新的光学光变曲线，包括2009年获得的5条曲线和1977年至2011年期间从AAVSO国际数据库中检测到的16条曲线，证明了16个新的高态初级最小光时。此外，在2006年至2009年期间发现了7个新发现的低态瞬变事件，包括5个高斯型事件和2个指数型事件，衰变时间尺度为$<$ 0.005天，这些时间尺度比以前的X射线耀斑事件短一个数量级。在状态转换中，探测到两个特殊的事件：一个是振幅为$\sim$ 2等、持续时间为$\sim$ 72分钟的“中断事件”，另一个是持续的R波段孪生事件，其强度大于所有已知的在M型红矮星中探测到的R波段耀斑。所有45个可用的高状态数据点跨越35年，用于构建更新的O-C图的\objectname{AM Herculis}，它清楚地显示了一个显着的正弦变化的周期为12-15年，振幅为6-9分钟。利用观测到的施主星的物理参数，O-C图中的长期变化不能用任何确定的角动量损失机制来解释，但可以满足激变变星长期演化数值计算所需的条件$τ_{\dot{\rm M}_{2}}\simeqτ_{\rm KH}>>τ_{\dot{\rm R}_{\rm 2}}$。为了解释突出的周期性调制，三个可能的机制-光斑运动，光走时效应，和磁活动周期-进行了详细讨论。
2013-08-28 astro-ph.SR
V902 Monocerotis: a likely disc-accreting intermediate polar
目标：我们的目标是确定食激变变星V902 Mon是否是一个中间极星，分析它的X射线谱和通量，并改进它的轨道星历和自旋周期。研究方法：我们在2016年用2.2米的Calar Alto望远镜对V902 Mon进行了光谱观测，并在2017年10月用XMM-牛顿进行了X射线光度学和光谱学观测。这一数据得到了几年来AAVSO目视测光的补充。结果：我们已经确认V902 Mon作为IP的基础上检测的自旋周期，值为2,208秒，在多个时期。施主星的光谱和盖亚视差产生的距离为3.5+1.3-0.9，kpc，表明X射线光度比先前已知的IP的典型值10^33 erg/s低一到两个数量级。X射线与光通量的比率也非常低。该系统的倾角大于79度，最可能的值约为82度。我们已经完善了日食星历表，稳定超过14,000个周期。在整个轨道周期中都存在着H α线，在日食期间也清晰地出现，这表明它的起源远离白矮星，并显示了在轨道周期中径向速度的变化。振幅和总的后退速度似乎与盘中的原点不一致。\emph{XMM-Newton}观测揭示了典型的磁性CV的部分吸收等离子体模型，在6.4keV处的荧光铁线显示出1.4keV的大等效宽度。结论：V902 Mon是一种IP，并且可能是假设的X射线不亮IP类别的成员。它很可能是一个盘状吸积体，尽管H α线的径向速度行为仍然令人困惑。荧光铁线的大等效宽度，小的FX/Fopt比率，以及X射…
2018-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
XMM-Newton and Optical Observations of Cataclysmic Variables from SDSS
我们报告的XMM-牛顿和光学结果的6个激变的变量，从斯隆数字巡天光谱，因为它们显示出强大的HeII发射线，指示候选人包含白矮星强磁场。虽然高X射线背景速率阻止了最佳结果，但我们能够根据其在21分钟时的强脉冲特征及其模糊的硬X射线光谱确认SDSSJ233325.92+152222.1为中间极性。地基圆偏振和光度观测也能够确认SDSSJ 142256.31 -022108.1是一个周期接近4小时的极地。495054.7确定了前者的轨道周期为3.18小时，并确认后者是一个具有深食的高倾角系统。
2009-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
MASTER OT J132104.04+560957.8: A Polar with Absorption-Emission Line Reversals
我们目前的时间分辨光度和光谱最近分类的极性主OT J132104.04+560957.8。光谱在最大光的时候显示出平滑的、非热的连续性，没有任何单独可辨别的回旋谐波。使用均匀的回旋加速器建模，我们解释为回旋辐射的各个谐波混合在一起，并在此基础上，我们松散地约束的磁场强度小于~30 MG。此外，在大约十分之一的轨道周期内，巴耳末和He I的发射谱线会转变为吸收谱线，而He II则会形成一个吸收核心。我们用我们的观察这种现象来测试理论模型的吸积幕，并得出结论，H和他我线产生整个幕，在理论预测的不同的H和他我线形成区域相违背。此外，大量的He II发射起源于吸积幕内，这意味着该幕比理论预期的要热得多。最后，我们评论对象的长期测光，包括证据表明，它最近过渡到一个长期的，异常稳定的高状态后，潜在的几十年之久的低状态。
2017-10-26 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - IX. Targets from multiple transient surveys
我们提出了高速测光观测的25个灾难性的变量检测的全天自动搜索超新星（ASAS-SN），移动天文系统的望远镜机器人（MASTER）和卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）。从这些观测中，我们确定了16个新的轨道周期和1个新的超峰周期。两个系统（ASASSN-14 ik和ASASSN-14 ka）的爆发周期约为1个月，第三个系统（ASASSN-14 hv）约每2个月爆发一次。样本中包括11个食系统，一个可能的中极星（ASASSN-15 fm），一个SW Sex型星（MLS 0720+17），一个WZ Sge型星（ASASSN-17 fz）和一个具有不同光度和光谱周期的食系统（ASASSN-15 kw）。
2019-03-27 astro-ph.SR
Photometry of some more neglected bright cataclysmic variables and candidates
作为努力的一部分，以更好地表征明亮的激变变量（CV）和相关的系统，在过去很少受到关注的四个系统（V504 Cen，KT Eri，Ret 1和CTCV 2056-3014）的光变曲线进行了分析。对于这些恒星中的一些没有时间分辨测光已公布。虽然在除Ret 1之外的所有系统中观察到闪烁，但在V504 Cen和CTCV 2056-3014中尤其强烈。在后者的恒星，以前观察到的15.4米的周期，导致其作为一个中间极性的初步分类，可能是虚假的。在经典新星KT Eri爆发前的光变曲线中观察到的百分之一天的时间尺度上的变化在爆发后继续，但似乎不是严格的周期性的。此外，长期爆发后的光变曲线表现出调制准周期的长度相当不同。因此，这些变化不可能是由于在一个类似于一些复发新星的巨型组成部分的系统中与相位相关的变化。相反，该系统可能表现出周期为0.1952 d的变化，这可能是轨道的。然而，任何这样的结论仍然需要确认。
2017-08-01 astro-ph.SR
Topological changes in the magnetic field of LQ Hya during an activity minimum
以前的研究相关的表面温度图，获得与多普勒成像（DI）技术，LQ Hya与长期测光。我们比较表面磁场地图，获得与塞曼多普勒成像（ZDI）技术，与同期测光，目的是量化的恒星的磁周期特性。我们倒置斯托克斯IV分光偏振到磁场和表面亮度地图使用层析反演代码，模型高信噪比平均线的最小二乘反卷积（LSD）技术产生的配置文件。的磁场和表面亮度地图揭示了类似的模式，以前的DI和ZDI的研究：非轴对称的极性磁场结构，在中纬度地区的领域无效，在赤道地区的复杂结构。极区结构与强径向场有微弱但明显的联系，赤道区结构与方位场有明显的联系。我们发现2016年至2017年之间径向场的极性反转与长期测光中观察到的活动最小值一致。反转的场强不能很容易地与所观察到的斑点，但我们发现，它们是部分连接检索字段的复杂性。与快速旋转的年轻太阳的全球磁对流模型相比，这种场的拓扑结构和极向场分量的优势可以用湍流发电机来解释，在这种发电机中，差异旋转并不起主要作用（所谓的α ^2欧米茄发电机或α ^2发电机），轴对称和非轴对称模式同时被激发。复杂的赤道磁场结构可能来自这些模拟中经常看到的扭曲（螺旋）环，而极特征将连接到具有平滑空间结构的大部分极向非轴对称分量。
2021-12-15 astro-ph.SR
OAUNI astronomical photometry: Stellar variability of FO Aqr on 2016 low state
本文报道了对中极激变变星FO Aqr的光度监测。这是正在进行的OAUNI恒星变率计划的一部分。在五个晚上收集了大约1200个单独的测量值（或$\sim$ 9小时的观察值）。观测时期与2016年FO Aqr的低状态亮度一致。高质量的光变曲线明确地探测到FO~Aqr的预期恒星变率。使用周期图的分析可以确定两个主要的已知周期，P $_{1}$ ~=~20.380~ $\pm$ ~ 0.003 ~min和P $_{2}$ ~=~11.076~ $\pm$ ~ 0.001 ~ min。我们整整五个晚上的分析表明，自旋白矮星周期P $_{1}$比自旋周期和轨道周期之间拍周期的一半P $_{2}$更突出。然而，个别光变曲线显示，至少在一种情况下，一个相反的模式被发现。这表明拍频周期与系统的轨道相位的依赖性与重要的变化，在相同的相位间隔。
2020-02-07 astro-ph.SR
Newly Discovered Eclipsing Binary 2MASS J18024395+4003309 (VSX J180243.9+400331):Two-Color Photometry vs Phenomenological Modeling
本文报道了利用美国Mt. 1m望远镜对新发现的变星2MASS J18024395+4003309=VSX J180243.9+400331进行的双色VR CCD观测分析。莱蒙天文台（LOAO）在中间极V1323她的领域。我们在2015JASS发表的这次会议的扩展版本... 32.. 127 A. 2012年OAP报告了变异性。25.. 150A，该物体被监视。双色观测覆盖了所有相间隔。该对象被归类为一个阿尔戈型变量与潮汐扭曲的组件，并显示出不对称的最大值（Osthonnell效应）。对于现象学建模，我们使用了统计最优度的三角多项式近似，以及最近的方法“NAV”（新的Algol变量），使用了日食的局部特定形状。方法方面进行了说明，特别是对于少数颜色观测的情况下。基于唯象参数分析的物理参数的估计，提出。
2015-12-14 astro-ph.SR
BRITE-Constellation: Nanosatellites for Precision Photometry of Bright Stars
BRITE-星座（BRITE代表明亮目标探测器）是一项国际纳米卫星任务，以两种颜色对亮度大于V = 4的恒星的亮度和温度变化进行光度监测。目前的任务设计由来自奥地利、加拿大和波兰的三对7公斤纳米卫星组成，携带光学望远镜和CCD。每对仪器中的一个配备蓝色滤光片;另一个配备红色滤光片。前两个纳米卫星是UNIBRITE，由多伦多大学航空航天研究所-空间飞行实验室设计和建造，以及它的孪生兄弟，BRITE-奥地利，由格拉茨技术大学在UTIAS-SFL的支持下建造。2013年2月25日，印度航天局根据与加拿大航天局签订的合同将其发射到低地球黄昏-黎明极轨道。
2013-09-21 astro-ph.SR
Long-term Optical Photometry of V709 Cas Using TESS : Refined Periods and Accretion Geometry
本文利用 TESS 长期高分辨率光学测光改进 V709 Cas 的轨道、自转和拍频周期，并揭示其以盘吸积为主、偶有流吸积主导及双极吸积几何。
2025-07-25 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
Measuring the stellar atmosphere parameters using follow-up polarimetry microlensing observations
我们提出了一个潜在的后续偏振微透镜观测研究遥远恒星的恒星大气的分析。首先，我们使用银河系模型、恒星星族和朝向银河系隆起的星际尘埃产生合成微透镜事件。我们模拟了偏振微透镜的光变曲线，并将其与甚大望远镜（VLT）的FOcal Reducer和低色散光谱仪（FORS 2）的仪器规格进行比对，然后进行分析。我们发现，VLT望远镜的精度可以让我们限制冷RGB恒星的大气层。假设OGLE望远镜每年探测到大约$3000$微透镜事件，我们期望在偏振光变曲线中分别探测到偏振微透镜事件的几乎$20,~10,~8, $和$5$，这四个不同的标准是在基线以上的三个连续偏振数据点，分别为$1σ$、$2σ$、$3σ$和$4σ$。我们概括的协方差矩阵制定和提出的偏振和测光信息的组合，使我们能够测量大气的散射光学深度和恒星包络的红巨星的内半径。这两个参数可以决定冷RGB源星大气的尘埃不透明度和尘埃形成的半径。
2020-11-07 astro-ph.SR
Performance of the VLT Planet Finder SPHERE I. Photometry and astrometry precision with IRDIS and IFS in laboratory
甚大望远镜（VLT）的新行星发现者，光谱偏振高对比度系外行星研究（SPHERE），刚刚在帕拉纳尔首次亮相。一种直接探测行星的专用仪器SPHERE由一台可见光偏振照相机、苏黎世IMAGER偏振仪（ZIMPOL）和两个近红外子系统组成：一台用于成像、偏振测定和长缝光谱学的多用途照相机-红光双光束成像仪和光谱仪，以及一台积分场光谱仪（IFS）。我们提出了从实验室集成和验证阶段的数据分析中获得的结果，合成行星注入后。由于在实验室中无法进行连续磁场旋转，因此本分析提供了使用不使用角微分成像（ADI）技术的还原技术获得的结果。为了进行模拟，我们使用的仪器点扩散函数（PSF）和模型光谱的L和T型对象的对比度相对于宿主星。我们评估了天体测量和测光的预期误差作为同伴的信噪比的函数，在光谱差分成像（SDI）减少IRDIS和光谱反卷积（SD）或主成分分析（PCA）数据减少IFS。例如，我们通过分析推断，$β$ Picb是一颗年龄为1200万年的行星，半径为$\sim$ 10~ \MJ，半长轴为9--10 AU，它将被IRDIS探测到，测光误差为0.16等，相对天体测量位置误差为1.1等。用迭代函数系统可以反演出每个通道上的误差条约为0.15等，天体测量相对位置误差为0.6等。对于较暗的天体，如距离27天文单位的13颗\MJ行星HR 8799 d，IRDIS的相对天体测量误差为3 mas。
2014-10-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
An extensive photometric study of the recently discovered intermediate polar V515 And (XSS J00564+4548)
本文报道了中间极性分子V515和V515的光度测定结果。这些观测是在2008年和2009年的33个夜晚进行的。观察的总持续时间为233 h。我们清楚地探测到两个周期为465.48493 \pm 0.00007$和488.61822 \pm 0.00009 s的振荡，这可能是白矮星的自旋周期和轨道边带。相应地，振荡的半振幅为25和20毫微克。周期为465.48493 s的振荡具有稳定平滑的非对称脉冲轮廓，而周期为488.61822 s的振荡的脉冲轮廓揭示了从准正弦形状到有点类似于食双星的光变曲线的形状的显著变化。两次振荡表明轨道周期为2.73小时。V515 And是自旋最快的中间极星之一，轨道周期小于3小时，可能不处于自旋平衡状态。这可以通过未来的观察来证明。为此，我们得到了振荡星历的正式货架寿命约100年。（1 sigma置信水平）。
2012-02-12 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 astro-ph.SR
