We have presented a catalog of 3740

We have presented a catalog of 3740 RR Lyrae stars in WISE with derived periods and distances.
This catalog can be used for creating dust maps of the galaxy up to distances of 14
kiloparsecs. Most certainly the catalog does not contain every RR Lyra star observed by WISE.
However, the sample is large enough that it summarises the typical shapes of mid-infrared RR
Lyrae light curves. The catalog may be used as a training set in a machine learning initiative to
identify all RR Lyrae stars in the full WISE database.
Harmonic light curve models were created for the sources in the catalog. To study light curve
morphology, these models were compared with similarly–derived harmonic models from the OGLEIII
catalog of variable stars. There are two main distinctions between the models in OGLE-III bands
and those in WISE bands. First, light curve amplitudes are higher for visible wavelengths. For
the V-, I-, W1- and W2-bands, the mean RRab amplitudes are 1.147, 0.595, 0.228, and 0.222
magnitudes and the mean RRc amplitudes are 0.546, 0.279, 0.162, and 0.186 magnitudes. The
second difference is that models in visible wavelengths display significant variation in light curve
shape depending on the source period, while models in the mid-infrared have rather uniform light
curve shapes. This trend in light curve morphology is depicted in Figure 6. Evolution in shape as a
function of bandpass arises because different bandpasses probe different stellar layers. Observations
at long wavelengths yield information about the relationship between the period and the radius of
the star, which undergoes harmonic oscillation. Observations at shorter wavelengths are sensitive
to temperature variation, which exhibits sawtooth–like patterns.
We have created 10 templates for typical light curve shapes in the W1- and W2-bands, employing
statistical clustering methods. We have investigated the application of these templates as
a method for the estimation of mean magnitude. Template fitting generally improved on mean
magnitude estimates from harmonic modelling methods, but the level of improvement was negligible
when used on sources with over 30 data points. With a simulated photometric sensitivity
of 0.05 magnitudes, harmonic modelling on a light curve with 25 observations will typically estimate
the mean magnitude to within 0.006 magnitudes of the actual value. The same accuracy can
be achieved using template fitting on a light curve with 18 observations. Th

Результаты (русский) 2:

Мы представили каталог 3740 звезд RR Лиры в WISE с производными периодов и расстояний.
Этот каталог может быть использован для создания карт пыли галактики на расстояниях до 14
килопарсек. Большинство , конечно каталог не содержит все RR Лиры звезды , наблюдаемые WISE.
Тем не менее, выборка достаточно велика , что она обобщает типичные формы среднего инфракрасного RR
кривых Лиры света. Каталог может быть использован в качестве обучающего набора в инициативе машинного обучения , чтобы
идентифицировать все звезды RR Лиры в полной базе данных WISE.
Гармонические легкие модели кривой были созданы для источников в каталоге. Для изучения кривой блеска
морфологии, эти модели были сопоставлены с аналогичным производных гармонических моделей OGLEIII
каталога переменных звезд.
Существуют два основных различия между моделями в полосах OGLE-III и те , в мудром полосах. Во- первых, легкие амплитуды кривой выше для видимых длин волн. Для
в V-, I-, W1- и W2-бэндов, средние амплитуды RRab являются 1,147, 0,595, 0,228 и 0,222
величины и средние амплитуды РКР являются 0,546, 0,279, 0,162 и 0,186 величины.
Второе отличие состоит в том , что модели в видимом диапазоне отображать значительное изменение кривой блеска
формы в зависимости от периода источника, в то время как модели в средней инфракрасной имеют довольно равномерный свет
формы кривой. Эта тенденция в кривой блеска морфологии изображен на рисунке 6. Эволюция в форме как
функция полосового возникает потому , что различные bandpasses зондируют разные звездные слои.
Наблюдения на длинных волнах дают информацию о соотношении между периодом и радиусом
звезды, которая испытывает гармонические колебания. Наблюдения на более коротких длинах волн чувствительны
к изменению температуры, которая проявляет пилообразных узоры.
Мы создали 10 шаблонов для типовых форм кривой блеска в W1- и W2-групп, использующих
статистические методы кластеризации. Мы исследовали применение этих шаблонов в качестве
метода для оценки средней величины. Шаблон подгонки в целом улучшились на средних
оценках величины от гармонических методов моделирования, но уровень улучшения был незначительным
при использовании на источники с более чем 30 точек данных. При имитации фотометрической чувствительностью
0,05 величин,
гармоническая моделирование на кривой блеска с 25 наблюдений, как правило , оценивают среднюю величину в пределах 0,006 величины фактического значения. Такая же точность может
быть достигнута с использованием шаблона установку на кривой блеска с 18 наблюдений. Th

Результаты (русский) 3:

мы представили каталог 3740 RR лиры звезды в разумно с полученных периодов времени и расстояния.этот каталог можно использовать для создания пыльные карты галактики до расстояния отkiloparsecs.безусловно, каталог, не содержит все RR лиры звезда отметил мудрым.однако проба достаточно большим, чтобы он резюмирует типичных форм среднего инфракрасного руб.лиры кривые блеска.каталог может использоваться в качестве учебного комплекса в машине обучения инициативывыявить все RR лиры звезды в полном мудрым базы данных.гармонический световой кривой модели были созданы для источников в каталоге.для изучения кривой блескаморфология, эти модели были по сравнению с аналогичным образом, полученных гармонический модели из ogleiiiкаталог переменных звезд.существуют две основные различия между моделями в ogle-iii полосыи те, кто в мудрый полосы.во - первых, кривая блеска амплитуды выше для видимых волн.дляV - я -, W1 - и W2 диапазонов, значит rrab амплитуды не 1.147, 0.595, 0228 и 0222масштабы и средней RRC амплитуды не 0.546, 0.279, 0.162, и 0.186 величин.советвторое отличие в том, что модели в диапазоне длин волн видимого света показывать значительного изменения кривойформу, в зависимости от источника в период, пока модели в середине инфракрасного есть единообразную легкихкривая фигуры.эта тенденция с учетом морфологии изображен кривой на рис. 6.изменения в формуфункция bandpass возникает потому, что разные bandpasses зонд различных звездных слои.замечанияна длинных волн получить информацию о взаимосвязи между период и радиусзвезда, которая проходит гармонические колебания.замечания на более коротких волн чувствительныдля изменения температуры, в котором представлены пилой - модели.мы создали 10 шаблоны для типичных кривая блеска формы в W1 - и W2 банд, используястатистические методы группирования.мы исследовали, как применение этих шаблоновметод оценки средней величины.в целом улучшилось на установку в шаблонмасштабы оценок от гармонический методов моделирования, но уровень улучшение было незначительнымпри использовании источников с более чем 30 точек данных.с искусственной фотометрические чувствительность0,05 величины, гармонический моделей в свете замечаний будут, как правило, оценка кривой с 25средняя величина на 0006 масштабы фактической стоимости.такой же точностью можетможно добиться, используя шаблон установку на свет кривой с 18 замечания.-