The Nature of the Companion to the Eclipsing Overtone Cepheid MACHO 81.8997.87
大麦云云（LMC）变星O 81.8997.87的光变曲线显示了恒星脉动（2.035天周期）和食行为（800.4天周期）导致光度变化的证据。该系统的主星已被确认为第一泛音造父变星，但副星的性质尚未确定。在这里，我们提出了一个主要的日食的系统，并适合一个模型，以完整的光变曲线，以产生一组更新的元素的BVI测光。这些结果与2MASS JHK测光相结合，以进一步了解伴星的身份。我们发现，伴星与晚K或早M巨星最一致，但这种解释也存在一些问题。对该系统的未来观测前景进行了讨论。
2004-02-25 astro-ph
LP133-373: A New Chromospherically Active Eclipsing dMe Binary with a Distant, Cool White Dwarf Companion
我们报告了部分食双星LP 133-373的发现。几乎相同的日食以及观测到的光度颜色和光谱表明它是一对色球活跃的dM 4星，在一个1.6 d的圆形轨道上。根据我们的微分光度学和速度数据建立的光和速度曲线模型表明，每颗恒星的质量和半径分别为0.340+/-0.014 M_sun和0.33+/-0.02 R_sun。这颗双星本身是一个共同的自行对的一部分，LP 133-374是一颗冷的DC或可能的DA白矮星，质量为0.49-0.82 M_sun，这使得系统至少有3 Gyr的历史。
2007-03-03 astro-ph
HST Images of the Eclipsing Pulsar B1957+20
利用哈勃空间望远镜的行星照相机获得了食脉冲双星PSR~B1957+20的图像。该仪器的高空间分辨率使我们能够将脉冲星系统与附近的背景恒星分离开来，这使得该系统在光学最小值附近的地面观测变得混乱。我们的图像将伴星背面的温度限制在$T \simlt 2800$ ~K，大约是伴星面对脉冲星一侧的平均温度的两倍，并在光学最低点提供伴星的边缘检测。这一探测的幅度与先前的工作一致，后者表明伴星几乎充满了它的洛希瓣，并通过潮汐耗散得到支持。
1995-02-19 astro-ph
The Best Brown Dwarf Yet?: A Companion to the Hyades Eclipsing Binary V471 Tau
我们已经进行了约160日食时间跨越30年的毕宿星食二进制V471金牛座，显示了长期的准正弦调制其观测到的日食到达时间的分析。O-Cs已经被分析了“光-时间”效应，这种效应是由第三伴星的引力影响引起的。第三个天体的存在会导致食双星相对地球的距离随着它绕着三重系统的重心运行而改变。食时分析的结果是光时半振幅为137.2 ± 12.0秒，轨道周期P_3 = 30.5 ± 1.6年，偏心率e_3 = 0.31 ± 0.04。当V_（471）Tau的总质量为1.61 ± 0.06 Mo时，第三组分的质量为M_3sini_3 = 0.0393 ± 0.0038 Mo。当轨道倾角i_3 > 35度时，第三个天体的质量将低于稳定的氢燃烧极限M = 0.07 Mo，因此它将是一颗棕矮星。在接下来的几年里（接近最大伸长），应该可以获得V471 Tau C的红外图像和光谱，当结合已知的质量，年龄，距离和[Fe/H]时，将作为理解棕矮星物理性质和演化的基准。
2000-10-24 astro-ph
The eclipsing millisecond pulsar PSR J1740-5340 and its red straggler companion
我们提出了一个高分辨率的阶梯光谱与甚大望远镜和分析档案哈勃空间望远镜测光最近确定的同伴的食毫秒射电脉冲星PSR J 1740 -5340在球状星团NGC 6397。从光谱中，我们发现这颗伴星是贫金属的，正如对NGC 6397成员的预期。使用合成测光，并假设真实距离模为12.13 +/- 0.15等，色余E（B-V）= 0.179，我们得出半径为1.60 +/- 0.17太阳半径，有效温度为5410 +/- 50 K，这意味着光度为2.0 +/- 0.4太阳光度（1 sigma误差）。这些性质使它类似于旧的疏散星团M67中的所谓“次亚巨星”和Tuc 47中的“红色离散星”，它们的光度与关闭恒星相当，但温度较低，半径较大。同伴的光变曲线是很好地描述了椭圆形的变化，尽管不完整（~60%）的相位覆盖，我们能够得到良好的约束系统参数的数量。特别地，对于倾角，我们发现2 sigma下限i > 48 deg（3 sigma时i > 46 deg）。假设脉冲星的质量为1.2 M_MSP < 2.4太阳质量，这意味着伴星的质量在0.14 < M_comp < 0.38太阳质量的范围内。结合光度约束，我们找到了一个最好的适合i ~ 50度和M_comp ~ 0.3太阳质量。我们推断罗氏波瓣填充因子的半径约为97%。[摘要缩短]
2002-10-01 astro-ph
Eclipsing Binary Pulsars
第一颗脉冲双星PSR B1957+20于1987年被发现。从那时起，又发现了13颗食的低质量双星，其中12颗在球状星团中。本文列出了已知的食双星及其性质，特别是47 Tuc中的食系统。我们发现有两组完全不同的食双星，被它们的伴星质量分开。质量较小的系统（M_c ~ 0.02 M_sun）是双星系统中可预测的恒星演化的产物。具有较大质量伴星（M_c ~ 0.2 M_sun）的系统是在球状星团中通过交换相遇形成的，因此是这些环境所特有的。这类系统可以用来了解中子星在活跃形成的球状星团中的再循环分数。我们认为这些双星系统中的大多数在无线电波段是无法探测到的。
2004-04-05 astro-ph
Astrometric and Light-travel Time Orbits to Detect Low-mass Companions: A Case Study of the Eclipsing System R Canis Majoris
讨论了一种确定食双星低质量天体的轨道性质和质量的方法。该分析将长期的日食定时调制（光旅行时间或LTT效应）与短期的高精度天体测量相结合。作为一个例子的方法，依巴谷天体测量学和超过一百年的大陵型食二进制R大犬座日食计时的综合研究的结果。天体测量和LTT的同时解得轨道周期P_12=92.8+/-1.3 yr，LTT半振幅2574+/-57 s，角半长轴a_12=117+/-5 mas，轨道偏心率e_12=0.49+/-0.05，轨道倾角i_12=91.7+/-4.7 deg。取M_12的总质量RCMa =1.24+/-0.05Mo，则第三体的质量为M_3=0.34+/-0.02Mo，轨道半长轴为a_3=18.7+/-1.7AU。从它的质量来看，第三个天体要么是一颗dM 3 -4恒星，要么更不可能是一颗白矮星。随着即将到来的微弧秒级天体测量任务，我们讨论的技术可以成功地应用于检测和表征长周期行星大小的物体和褐矮星周围的食双星。简要讨论了将该方法推广到脉动变星或有凌日行星的恒星的可能性。
2002-01-10 astro-ph
The eclipsing X-ray pulsar X-7 in M33
利用我们广泛的ROSAT X射线观测M33，我们确认了爱因斯坦源X-7的3.45天日食周期（Larson & Schulman，1997），并发现了0.31秒脉冲周期的证据。轨道周期、脉冲周期和观测到的X射线光度与SMC X-1非常相似。因此，我们认为M33 X-7是一颗中子星，它有一颗15-40 Msol的O/B伴星和一颗25-33 Rsol的高质量X射线双星，如果伴星几乎充满了它的洛希瓣的话。
1998-10-03 astro-ph
Evidence of a Massive Black Hole Companion in the Massive Eclipsing Binary V Puppis
迄今为止，大多数恒星质量的黑洞都是在X射线双星中发现的，其中的黑洞是通过共包络演化形成的。在这里，我们给出了证据的存在下，一个大规模的黑洞候选人作为一个三级同伴在大规模的食二进制V船尾座。我们发现这颗短周期双星的轨道周期（P=1.45天）在经历长期增长的同时呈现出周期性的变化。周期振荡可以解释为光的旅行时间效应，通过第三个机构的质量不小于10.4太阳质量的存在。然而，没有发现第三个天体的谱线表明它是一个大质量黑洞候选者。这个黑洞候选者可能对应于乌胡鲁、哥白尼和ROSAT卫星发现的船尾座V附近的弱X射线源，它是通过恒星风从大质量双星吸积物质产生的。这对双星周围含有大量重元素的星周物质可能是由大质量黑洞的前身超新星爆炸形成的。所有的观测结果都表明，一个巨大的黑洞正在以5.47年的周期绕着大质量的近距离双星船尾座V运行。同时，我们发现中心密近双星正在经历缓慢的质量转移从第二次到主星的第二个组成部分的核时标，揭示了该系统已经通过了一个快速的质量转移阶段。
2008-06-30 astro-ph
On the close optical companion of V1494 Aql: problems with light curve modelling
对食新星V1494 Aql的新观测进行了分析，以估计位于西南1.4角秒的光学伴星的影响。R和I波段的影像（恒星半高宽约1.2-1.4角秒）被用来确定新星和伴星之间的相对星等差，发现R的差约为0.20等，I的差约为0.52等（从新星减去伴星的意义上来说）。在对R波段的时间序列观测进行了二次光校正后，发现日食的深度几乎是原来的两倍。在对文献中可获得的任何晚期食光曲线进行建模之前，必须根据伴星的光线对数据进行校正。
2003-12-16 astro-ph
HS 0705+6700: a new eclipsing sdB binary
我们报告发现一个食双星- HS 0705+6700 -是一个sdB星与一个暗淡的同伴。由它的光变曲线导出了它的轨道周期为8263.87s，系统质量比q = 0.28，倾角为84.4 °等系统参数。伴星对系统的可见光没有贡献，除非通过强反射效应。径向速度曲线的半振幅K_1 = 85.8km/s，质量函数f（m）= 0.00626Msun。蓝色光谱的光谱分析结果为Teff = 28800 K，log g = 5.40，log n（He）/n（H）=-2.68。这些特征是sdB星的典型特征，其质量为0.48 Msun。根据它的质量（0.13 Msun）和半径（0.19 Rsun），伴星是一颗M矮星。主星处于核心氦燃烧的演化阶段，当主星靠近红巨星分支的尖端时，系统一定经历了一个共同的包层阶段。
2001-10-09 astro-ph
The Mass and Radius of the Unseen M-Dwarf Companion in the Single-Lined Eclipsing Binary HAT-TR-205-013
我们推导了单线食双星HAT-TR-205-013中两个分量的质量和半径，该双星由F7 V主星和晚M矮星次级星组成。该系统的周期很短，为$P=2.230736 \pm 0.000010$天，轨道与圆形$e=0.012 \pm 0.021$难以区分。一般地，我们证明了在经历日全食的单线双星中，次级星的表面重力可以从光变曲线和分光轨道的特征中导出。这会将次级线圈约束为质量-半径图中的唯一线，其中$M/R^2$ =常数。对于HAT-TR-205-013，我们假设轨道已经潮汐圆形化，并且主旋转已经同步并与轨道轴对齐。我们观察到的谱线增宽，$V_{\rm rot} \sin i_{\rm rot} = 28.9 \pm 1.0$ \kms，给出了$R_{\rm A} = 1.28 \pm 0.04$ \rsun的主半径。我们的光变曲线分析得出了次级行星的半径$R_{\rm B} = 0.167 \pm 0.006$ \rsun和轨道的半长轴$a = 7.54 \pm 0.30 \rsun = 0.0351 \pm 0.0014$ AU。我们的单线光谱轨道和半长轴然后产生单独的质量，$M_{\rm B} = 0.124 \pm 0.010$ \msun和$M_{\rm A} = 1.04 \pm 0.13$ \msun。我们对HAT-TR-205-013 B的结果高于里昂群的理论质量半径模型，与…
2007-04-09 astro-ph
Eclipsing Light-Curve Asymmetry for Black-Hole Accretion Flows
我们提出了一个黑洞吸积流的食光变曲线诊断。当黑洞周围的内吸积盘的辐射被伴星遮蔽时，观测到的光变曲线在0.1-1秒的时间尺度上在入口和出口处变得不对称。这种光变曲线分析提供了一种验证吸积流的相对论性质的手段，基于黑洞的特殊/广义相对论效应。薄盘的食光曲线的"偏斜度“是$\sim 0.08$，而薄盘的食光曲线是$\sim 0$，因为最里面的部分被盘的外缘自掩。
2005-07-21 astro-ph
Nature of eclipsing pulsars
我们提出了一个脉冲星射电食的模型，在一些双星系统，并测试这个模型的PSR B1957+20和J2051-0827。我们认为，在这些双星的伴星是具有强表面磁场的简并矮星。这些恒星的磁层被脉冲星风的相对论粒子永久地注入。我们认为，由脉冲星发射的无线电波分裂成电子-正电子等离子体的本征模，因为它们进入同伴的磁层，然后强烈阻尼由于回旋共振与周围的等离子体粒子。我们的模型以自然的方式解释了在这样的系统中观察到的射电日食的异常持续时间和行为。特别是，它提供了稳定，连续和频率依赖的日食，与观测结果一致。我们预测在日食入口和出口的线偏振的显着变化。在本文中，我们还提出了几种可能的机制，产生的光学和$X$ -射线发射观察到这些二元系统。
2000-01-08 astro-ph
Polaris B, an optical companion of Polaris (alpha UMi) system: atmospheric parameters, chemical composition, distance and mass
我们提出了一个分析的高分辨率光谱观测的北极星B，光学伴星的北极星Ab系统。它的视向速度V_r为-16.6km/s ~-18.9km/s，投影自转速度vsini=110 km/s。计算得到的大气参数为：Teff= 6900 K，logg=4.3，V_t=2.5km/s。北极星B的元素丰度与造父变星北极星A的元素丰度大致相似（Usenko等人，2005年a），但碳、钠和镁接近太阳值。光谱型为F3 V的北极星B的光度为3.868L_sun，绝对星等为+3.30mag，距离为109.5pc。这颗恒星的质量估计为1.39 M_sun，接近Evans等人（2007年）观测到的伴星Polaris Ab的质量1.38+/-0.61 M_sun。
2007-08-02 astro-ph
The X-Ray Position and Infrared Counterpart of the Eclipsing X-Ray Pulsar OAO 1657-415
我们用Chandra X射线天文台测量了38秒食X射线脉冲星OAO 1657-415的精确位置：RA = 17 h 00 m 48.90 s，Dec =-41 d 39 m 21.6 s，Equninox J2000，误差半径= 0.5 arcsec。基于先前测量的脉冲星质量函数和X射线食时长，这颗10.4维的高质量X射线双星被认为包含一颗B超巨星伴星。在钱德拉源的位置上，深光学成像没有探测到任何恒星，因此V>23。然而，近红外成像显示了一颗相对明亮的恒星（J=14.1，H=11.9，K_s=10.7）与钱德拉位置一致，我们将其确定为OAO 1657-415的红外对应物。这颗恒星的红外光谱颜色和星等以及光学未探测到的光谱都与一颗高度红化的B超巨星（A_V= 20.4 +/- 1.3）相一致，其距离为6.4 +/- 1.5 kpc。这意味着X射线的光度为3e 36 erg/s（2-10 keV）。红外光谱可以验证伴星的光谱类型，并测量其径向速度曲线，从而得到中子星的质量测量值。
2002-03-19 astro-ph
Gravitational lensing in eclipsing binary stars
我认为光的引力偏转对食双星的光变曲线的影响，主要集中在至少包含一个白矮星组成部分的系统上。从绝对意义上说，这种影响很小，但在二次日食时，当白矮星经过它的伴星时，这种影响最强，并减少了这一特征的深度。如果不考虑，这可能会导致低估白矮星的半径相比，它的同伴。我表明，效果是显着的合理的二进制参数，它导致约25%的减少在系统KPD 1930+2752的过境深度。食深的减少是退化的恒星半径比，因此不能用来建立透镜的存在。光弯曲的第二阶效应是使二次日食相对于一次日食的入口和出口特征变陡，尽管在实践中很难看到这一点。我也考虑包含中子星和黑洞的双星。我的结论是，虽然相对较大的影响是可能的，在这样的系统中，罕见的组合，模糊和内在的可变性使得它不太可能，透镜将在他们检测。
2000-12-18 astro-ph
Wind ionization structure of the short-period eclipsing LMC Wolf-Rayet binary BAT99-129: preliminary results
BAT 99 -129是一颗罕见的、位于大麦云星云中的短周期食沃尔夫-拉叶双星。我们在这里提出中等分辨率的NTT/EMMI光谱，使我们能够解开的光谱的两个组件，并找到轨道参数的二进制。我们还提出了VLT/FORS 1光谱的二次日食期间，即当伴星通过在前面的沃尔夫-拉叶星。有了这些数据，我们能够提取，第一次在绝对单位的WR+O二进制，线发射区域的大小。
2005-11-20 astro-ph
The contact binary GSC 04778-00152 with a visual companion
本文介绍了一颗未经研究的12等食双星GSC 04778-00152的光度和光谱观测结果。我们报告发现了一个大约1等暗2角秒的伴星。通过减去视伴星的光贡献，我们得到了单独双星系统的UBVRI光变曲线。光变曲线的形状表明GSC 04778-00152是A型W UMa接触双星。从光变曲线模型，我们推导出的二元系统的参数。
2008-09-11 astro-ph
The light curve of the companion to PSR B1957+20
本文对食毫秒脉冲双星系统PSR B1957+20的二级星的光变曲线进行了新的分析。结合以前的数据和新的数据点，至少从哈勃太空望远镜，我们有100%的覆盖率在R波段。我们也有一些新的K_s波段的数据点，我们用它来约束系统的红外星等。我们使用光变曲线代码（ELC）对此进行建模。从ELC代码的建模中，我们获得了关于BVRI和K中最小光照下次级的颜色信息。对于我们的最佳拟合模型，我们能够将系统倾角限制为65 +/- 2度，脉冲星质量范围为1.3 - 1.9 M_sun。脉冲星的质量是不受约束的。我们还发现第二颗恒星并没有填满它的洛希瓣。的温度的未照射的一面的同伴是在协议与以前的估计，我们发现，观测到的温度梯度在整个二级恒星是物理上可持续的。
2007-05-17 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy and photometry of the eclipsing polar EP Draconis (=H1907+690)
本文介绍了暗食极星EP Dra（H1907+690）的相位分辨光谱和CCD测光。修正后的星历表连接了自Remillard等人（1991）发现以来的所有32000个双星周期。我们发现白矮星的自旋周期和轨道周期没有差别。光变曲线形态的变化归因于不同的光束行为，这种行为可能在短至一个或几个轨道周期的时间尺度上发生变化。光学光变曲线模型被用来估计吸积点的同纬度，它必须大于40度。我们在16MG的磁场中探测到源于吸积晕的H α的塞曼吸收线。低分辨率的光谱显示没有迹象表明解决回旋谐波，这也是一个相对较低的磁场强度在吸积区的暗示。巴尔末发射线包含来自伴星的紫外线照射半球的显着贡献，而HeII 4686发射主要来自吸积流。发射线具有多组分结构，并且我们可以在H β和H γ线中挑出窄的发射线。它的径向速度幅度表明，如果这些线被解释为来自伴星的整个被照亮的半球的再加工起源，那么白矮星的质量很低。
1997-01-15 astro-ph
Eclipsing binaries in ASAS catalog
ASAS是一个长期的全天观测明亮变星的项目。它已经发现了50，122颗在10度角+28度以南，亮度超过V < 14等的变星，其中有11，099颗食双星。我们对5，384个接触式、2，957个半分离式和2，758个分离式系统进行了初步分析。分布的统计数据提供了一个定性的确认几十年前的想法弗兰纳里和露西，W UMA型二进制文件的演变通过一系列的弛豫振荡：ASAS发现相当数量的接触和半独立系统。最令人惊讶的结果是发现了极少数周期P < 1天的分离食双星，这些系统被认为是WUMA星的祖先。由于许多（也许是所有）接触双星都有伴星，因此有些可能是在古宰周期中形成的，正如Eggleton和他的同事所建议的那样。
2006-01-02 astro-ph
SDSS J0926+3624, the first eclipsing AM CVn star, as seen by ULTRACAM
本文给出了利用WHT高速CCD相机ULTRACAM观测到的第一颗食AM CVn星SDSS J 0926 +3624的光变曲线。我们不同寻常地发现，吸积中的白矮星只被它的伴星部分地遮蔽。除此之外，该系统还显示了食矮新星所显示的经典日食形态，即白矮星和吸积盘的日食，随后是质量转移流撞击盘的亮点。我们能够很好地拟合这一点，发现吸积体和施主的质量分别为M1 = 0.84 +/- 0.05 Msun和M2 = 0.029 +/- 0.02 Msun。供体的质量显著高于其零温度值，并且其必须具有显著的热含量。
2006-10-13 astro-ph
A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33
恒星质量的黑洞是在发射X射线的双星系统中发现的，它们的质量可以从它们的伴星的动力学中确定。恒星演化的模型很难在质量大于10个太阳质量的密近双星中产生黑洞，这与已知质量最大的恒星黑洞的质量都在10个太阳质量的1 sigma范围内的事实相一致。在这里，我们报告了最近发现的系统M33 X-7中的黑洞的质量为15.65 +/- 1.45太阳质量，它位于附近的M33星系中，是唯一已知的食双星中的黑洞。为了产生这样一个巨大的黑洞，原始恒星必须保留大部分的外壳，直到核心的氦聚变完成。另一方面，为了使黑洞在其目前的3.45天轨道上围绕其70.0 +/- 6.9太阳质量的伴星，必须有一个"共同的“演化阶段，在这个阶段中，系统失去了大量的质量。我们发现，共同的信封阶段不可能发生在M33 X-7，除非在其演化过程中从祖先的质量损失量是一个数量级小于通常假设的大质量恒星的演化模型。
2007-10-16 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: XII. Three Cepheid Variables in Eclipsing Binaries
本文提出了一种求解包含造父变星的食双星系统的光变曲线的方法，并给出了大麦云云中三颗食造父变星的光变曲线解。构造了一个几何模型，其中的组成星被假定为球形和圆形轨道上。紧急系统流量计算作为时间的函数，与温度和造父变星的半径处理自洽的内在变化。拟合所采用的模型光度观测，将数据从多个带通，产生一个单一的参数集最好地描述系统。这个方法被应用到三个食造父变星系统从CANOO项目LMC数据库：CANOO ID的6.6454.5，78.6338.24和81.8997.87。每个系统的轨道周期和倾角以及每个恒星的相对半径、颜色和边缘变暗系数都得到了最佳拟合值。还得到了造父变星的脉动周期和固有颜色变化的参数化，并直接测量了每个造父变星的径向脉动幅度。发现系统6.6454.5包含一个4.97天的造父变星，它不能被明确地归类为I型或II型，还有一个意外的更亮的伴星。系统78.6338.24由一个17.7天的W Vir Class II型造父变星和一个更小、更暗的伴星组成。系统81.8997.87包含一颗中等质量、2.03天泛音的造父变星，以及一颗较暗的红巨星次级变星。
2002-03-13 astro-ph
