Extrasolar planet detection by binary stellar eclipse timing: evidence for a third body around CM Draconis
背景：M4.5/M4.5双星CM Dra的新日食最小时间是在2000年到2007年之间获得的。结合1977年公布的时间，计算时间减去计算时间（O-C）的明显非线性变得明显。几个模型被应用到解释所观察到的定时行为。目的：揭示导致观察到的O-C行为的过程，并测试CM Dra系统周围第三个主体的证据。方法：将系统的O-C时间与几个函数进行拟合，这些函数代表了时间变化的不同物理来源。结果：使用模型选择统计的分析给出了近似相等的权重抛物线和正弦拟合函数。来自第三个天体的吸引力，无论是在一个长距离的准恒定星座中，还是来自一个在O-C时间内产生周期的较短轨道上的天体，都是观测到的O-C时间最有可能的来源。白矮星GJ 630.1 B是CM Dra的自行伴星，但它可能是第三个负责任的天体。此外，没有进一步的证据表明Deeg等人（2000）描述的短周期行星候选者，而其他机制，如恒星风或Applegate机制的周期变化可以被拒绝。结论：第三个天体，要么是一个周期为18.5+-4.5年的几个木星质量的天体，要么是一个周期为几百到几千年的质量范围在1.5 M_j到0.1 M_sun之间的天体，最有可能是观测到的最小时间行为的起源。
2008-02-13 astro-ph
Understanding the LMXB X2127+119 in M15
介绍了位于球状星团M15（NGC 7078）中的高倾角低质量X射线双星AC 211（X2127+119）的HST紫外观测结果。我们在这个系统中发现了CIV P Cygni轮廓，这证实了AC 211外流的存在。从天鹅座P剖面测得的外流速度为1500 km/s。我们计算出，通过这种风损失的质量太小，不支持荷马和查尔斯（1998）所主张的大周期导数。使用新的X射线观测，我们已经修订了AC 211的星历，我们没有发现任何证据支持的周期导数。紫外光谱显示出几个吸收特征，由于O，Si和C。在1640 A处的非常强的HeII线没有被观察到强烈的轨道相位调制，这表明它的起源位于系统的外部。相比之下，紫外线连续谱的食与X射线和光学食相比是短暂的。
2002-12-05 astro-ph
The origin of cyclic period changes in close binaries: the case of the Algol binary WW Cygni
在几类密近双星系统中，包括大陵五、大熊座W和猎犬座RS系统，以及激变变星，都观测到了数年至数十年的周期变化。这些变化的起源是未知的，但质量损失，拱点运动，磁活动和第三个身体的存在都被提出。在本文中，我们使用新的CCD观测和长达一个世纪的历史记录的主食的时间为WW天鹅座探索这些周期变化的原因。天鹅座WW是一颗大陵五双星，其轨道周期为56年，振幅约为0.02天。我们认为并拒绝假设的质量转移，质量损失，拱点运动和引力的影响，一个看不见的同伴作为这些变化的原因。阿普尔盖特提出的一个模型，它调用了对流和旋转的二级恒星的引力四极矩的变化，是这颗恒星轨道周期变化的最可能的解释。这一发现是基于对WW Cygni的剩余O-C曲线的检查和对其他66个Algols的周期变化的分析。引力四极矩的变化也被认为是在几种不同类型的双星系统中观察到的循环周期变化的最可能的解释。
2002-03-07 astro-ph
An XMM-Newton timing analysis of the eclipsing polar DP Leo
我们提出了一个分析的X射线光变曲线的磁激变变量DP狮子座使用最近进行的XMM-牛顿EPIC和档案ROSAT PSPC观测。我们确定X射线波长的日食长度为235 ± 5秒，略长于紫外线波长的日食，持续225秒。对于一个假定的0.6 M（太阳）的白矮星，其隐含的倾角和质量比为i=79.7度，Q = M（wd）/M2 = 6.7。我们确定了一个新的线性X射线日食和轨道星历，它连接了自1979年以来覆盖的120000多个双星周期。在过去的20年中，光学和X射线亮相相对于食中心的位置以2.1度/年的速度连续移动。在过去的8.5年中，X射线亮相的移动为2.5度/年。我们解释这是一个异步旋转的白矮星的证据，虽然同步振荡不能完全排除。如果观察到的相移继续下去，一个基本的重新安排的吸积几何必须发生在一个时间尺度上约10年。狮子座DP在日食阶段被轻微检测到。在距离400秒差距处，食流上限与晚型次级上的一个原点一致，L_X ~ 2.5 × 10 ~（29）尔格/秒（0.20-7.55 keV）。
2001-11-23 astro-ph
Modeling Eclipses in the Classical Nova V Persei: The Role of the Accretion Disk Rim
本文给出了经典新星V Per的多色（BVRI）光变曲线，并测量了该系统总共12个新的食定时。当与文献中先前的日食时间相结合时，这些时间产生了一个修正的日食中期时间的星历，由HJD = 2，447，442.8260（1）+ 0.107123474（3）E给出。日食剖面分析与参数拟合模型，假设四个来源的光度：白矮星主星，主序星，一个耀斑吸积盘与边缘，和一个亮点的交叉点的质量转移流和磁盘的周边。计算模型解决方案的矩阵，覆盖范围广泛的合理参数值。然后探索解决方案矩阵，以确定拟合参数及其相关误差的最佳值。对于将吸积盘视为没有边缘的平坦结构的模型，最佳拟合要求盘具有平坦的温度分布。虽然具有截断内盘（R_in >> R_wd）的模型导致更陡的温度分布，但具有T（r）\propto r^{-3/4}表征的温度分布的稳态模型仅在具有显著盘边缘的模型中发现。在月食中期观测到的亮度和颜色与最佳拟合模型的光度特性的比较表明，V Per位于约1 kpc的距离。
2006-08-03 astro-ph
Transits and secondary eclipses of HD 189733 with Spitzer
我们目前的限制过境时间的变化和二次日食的深度变化在8微米的斯皮策太空望远镜IRAC相机。由于红外线的弱临边变暗和不间断的观测，斯皮策为这个明亮的系统提供了最高精度的凌日时间，原则上提供了对火星质量的次级行星在共振轨道上的灵敏度。最后，凌日数据提供了更严格的限制，对波长依赖的大气吸收的行星.
2008-07-15 astro-ph
Eclipsing Binaries as Astrophysical Laboratories: Internal Structure, Convective Core Overshooting and Evolution of the B-star Components of V380 Cygni
对天鹅座V380（B1.5II-III + B2 V）重要的偏心食系统进行了UBV差分光电测光的新的测光解。从光变曲线的分析中获得的光度元素已经与Popper & Guinan最近发表的光谱解决方案相结合，并导致了系统组件的物理性质。恒星的有效温度已被确定拟合IUE紫外分光光度法Kurucz模型大气，并与其他测定从宽带和中间带标准光度法进行了比较。主星和副星的质量、绝对半径和有效温度分别为：11.1+/-0.5 Mo，14.7+/-0.2 Ro，21350+/-400 K和6.95+/-0.25 Mo，3.74+/-0.07 Ro，20500+/-500 K。此外，通过对1923年至1995年12次日食的分析，重新确定了该系统的拱点运动速率。利用恒星结构和演化模型，结合现代输入物理学，对该系统中质量较大的恒星核心的对流程度进行了测试。log g-log Teff图的分析和拱点运动的研究都表明一颗恒星有一个更大的对流核心，因此比目前假设的更集中。这已经以过冲参数的形式量化，其值为0.6+/-0.1。最后，还研究了系统的潮汐演化（同步时间和循环时间）。
2000-05-31 astro-ph
Timing Detection of Eclipsing Binary Planets and Transiting Extrasolar Moons
我们研究了改进的检测日食双星周围的太阳系外行星使用日食极小定时，和太阳系外卫星周围凌日行星使用过境定时，即将到来的COROT（欧空局，2005年），开普勒（美国宇航局，2007年）和爱丁顿（欧空局2008年）航天器任务提供。应该会发现数百颗环绕双星的行星，这些任务将完成对凌日行星周围卫星的彻底调查。
2003-06-04 astro-ph
Multicolor flickering studies of X1822-371
本文报道了食X射线双星X 1822 -371的高速射电测光分析。我们使用新的日食时间来获得修订的光学星历。对日食时间的二次拟合在统计上并不显著，但表明轨道周期在P/ |Pdot| =（4.2 +/- 1.4）10 ^6年的时间尺度上增加。我们发现没有系统的延迟或提前的光学定时相对于X射线的定时。平均的UBVRI光变曲线显示了次级恒星对盘的深掩，叠加在外盘对内盘区域的更宽和更浅的掩星上，以及一个以相位+0.25为中心的轨道隆起，这主要见于U和B波段。对于较短的波长，下降的起始相位发生得更早，而在所有波段中，出口发生在相同的相位。这表明，增厚的外部，掩星盘边缘是逐渐与方位角的入口，但急剧减少出口。我们将合成光度法拟合到内部和外部圆盘区域的提取颜色以估计其有效温度。我们发现，在盘的内部和外部区域，Teff分别为（9+/-5）10^7 K和Teff=（6+/-2）10^4 K。闪烁活动的轨道依赖性来自于相对于平均UBVRI光变曲线的单个光变曲线的平均散射。闪烁曲线显示出在倾斜相位处的宽食，其深度随着波长的增加而减小。被遮蔽的蓝色闪烁分量与内部圆盘区域有关，可以用黑体光谱Teff=（2.1+/-0.8）10^8 K来拟合，而未被遮蔽的闪烁分量可能来自最外部圆盘区域，可以用黑体光谱Teff=（9.6+/-0.7）10^3 K来很好地描述。
2002-05-10 astro-ph
The Eclipsing Binary V1061 Cygni: Confronting Stellar Evolution Models for Active and Inactive Solar-Type Stars
我们给出了食系统V1061 Cyg（P = 2.35天）的光谱和光度观测结果。我们表明，这是一个层次的三重，其中第三颗星是可见的光谱。我们结合了三颗恒星的径向速度，日食的时间，和中间天体测量数据从HIPPARCOS任务（横坐标残差），以建立外轨道的元素（P = 15.8年）和准确的值的质量和半径（1-2%的误差）和有效温度的二进制组件。这两颗恒星都在快速旋转，并且它们的旋转与轨道运动同步。有活动的迹象，包括强烈的X射线发射和可能的斑点。目前的恒星演化模型与主星的性质吻合得很好，但在主星的半径上显示出非常大的差异：预测值比观测值小约10%（5 σ效应）。此外，温度比预测的低约200 K。这些差异是相当显着的，因为恒星的质量只比太阳小7%，所有恒星模型的校准点。我们认为色球活动可能是造成这种效应的原因。不活跃的恒星与模型非常吻合，而像V1061 Cyg Ab这样的活跃恒星则显得系统性地太大和太冷。理论提供了一种理解，这是因为通常与恒星活动有关的强磁场往往会抑制对流热传输。
2005-12-02 astro-ph
First XMM-Newton observations of a Cataclysmic Variable I: Timing studies of OY Car
我们提出了XMM-牛顿观测的日食，光盘吸积，灾难性的变量OY车，这是作为性能验证阶段的任务的一部分。这颗恒星在爆发后4天被观察到，5周后再次被观察到，当时它处于静止状态。在~2240秒处存在X射线的准稳定调制，这在最低能量处最突出。我们推测这可能与白矮星的自转周期有关。X射线中日食进入和离开的持续时间为20- 30秒。这表明大部分的X射线发射来自边界层，它在白矮星表面上方的高度可以忽略不计。食廓线显示它有一颗质量为M_{1} =0.9- 1.1 Msun的白矮星和一颗质量为M_{2} =0.08- 0.11 Msun的副星。
2000-10-18 astro-ph
Timing and spectral studies of LMC X-4 in high and low states with Beppo-SAX: Detection of pulsations in the soft spectral component
我们在这里报告详细的定时和光谱分析的两个Beppo-SAX观测的二元X射线脉冲星LMC X-4进行的低，高状态的30.5天长的超轨道周期。定时分析清楚地显示了13.5秒的X射线脉动在超轨道周期的高状态，这使我们能够测量在这次观测中的日食时间。结合这与其他两个中期日食时间推导出较早的ASCA，我们得出了一个新的估计轨道周期的导数。在高和低状态的脉冲相位平均光谱表明，在0.1 - 10 keV带的能谱包括硬幂律，软过剩，和强铁发射线。连续通量被发现在低状态下减少约60倍，而在铁线通量的减少仅为约12倍，这表明不同的网站的生产线发射。在低态下，我们没有发现吸收柱密度的任何显著增加。X射线辐射被发现来自一个非常大的区域，与伴星的大小相当。在高状态下的脉冲相位分辨光谱显示出软光谱分量的脉动性质，与硬X射线相比具有一些相位偏移，如在一些其他二元X射线光谱中已知的那样。
2003-09-16 astro-ph
Hard X-ray Observations of Magnetic Cataclysmic Variables
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测卫星观测的五个AM-Her型系统- V2301 Oph、V1432 Aql、EP Draconis、GG Leonis、V834 Cen和一个中间极星- TV Col的X射线数据分析的硬X射线光变曲线和光谱参数。一个新的改进的星历表已被用于V2301 Oph使用月食中期的时间。在V2301 Oph中，在几天到几个月的时间尺度上观察到平均强度变化，而没有任何光变曲线形状或硬度比的变化。V1432 Aql在一天的时间尺度上表现出不稳定的变化，在轨道相位0.35和0.5附近至少有两次急剧下降，以及一次日全食。硬X射线食也在EP Dra和GG Leo中报道。V834 Cen在年时间尺度上有强度变化，2002年处于低强度状态。在TV Col中，除了1910年代的自旋周期外，还首次报道了5.5h的双星轨道调制。极地的最高光谱温度已经被确定，并被用来估计白矮星的质量。
2003-02-05 astro-ph
Rossi X-ray Timing Explorer Observations of the X-ray Pulsar EXO 1722-363 - a Candidate Eclipsing Supergiant System
利用Rossi X射线定时探测器上的正比计数器阵列和全天监视器对X射线脉冲星EXO 1722-363进行的观测表明，该系统的轨道周期为9.741 +/- 0.004 d，来自源通量的周期性变化。日食的检测，连同脉冲和轨道周期的值，表明这个源包括一个中子星吸积从早期光谱型超巨星伴星的恒星风。还获得了脉冲定时测量值，但没有强烈地约束系统参数。X射线光谱可以很好地拟合与一个模型组成的幂律与高能量的截止，对于一些光谱，黑体组件的温度约为0.85 keV。
2005-07-11 astro-ph
The mass and radius of the M-dwarf in the short period eclipsing binary RR Caeli
本文介绍食白矮星-M矮双星RR Cae的新光度学和光谱学。我们利用白光光电测光的初食时间，推导出一个新的食历。在10年的时间尺度上，我们没有发现任何大于Pdot/P ~ 5E-12的周期变化的证据。我们通过对两个高分辨光谱的分析，测量了白矮星的有效温度T_WD，发现T_WD =（7540 ± 175）K。我们估计的光谱类型M4的同伴从相同的光谱。我们结合白矮星和M矮星的新光谱轨道，分析了氦白矮星的日食和冷却模型，以测量M矮星的质量和半径。M矮星的质量为（0.182 - 0.183）+- 0.013 Msun，半径为（0.203 - 0.215）+- 0.013 Rsun，这些数值的范围反映了所使用的白矮星模型的范围。与以前的研究，缺乏一个光谱轨道的白矮星，我们发现，质量和半径的M-矮星是正常的M4矮星。白矮星的质量是（0.440 +-0.022）Msun。根据修正后的质量和半径，我们发现当在9-20 Gyr内通过磁制动将轨道周期从目前的7.3小时减小到121分钟时，RR Cae将成为激变变星。我们注意到，由于主食形状的变化，主食的时间在夜间会有几秒钟的变化。我们推测这种现象的可能原因。（节录）
2007-01-31 astro-ph
Modeling Eclipses of the Novalike Variable TT Triangulum
本文给出了食新星TT Tri的多色光变曲线，并用参数拟合的食模型进行了分析。TT Tri的质量比受到很差的限制，但必须大致在0.3<q（=M_2/M_1）<0.9的范围内。以质量比q=0.3（i=76.1度）、q=0.6（i=72.6度）和q=0.9（i=70.4度）为特征的模型都能够提供可接受的数据拟合，尽管在允许范围上限附近的质量比达到了最佳拟合。其余拟合参数的值被发现是不敏感的采用的质量比和轮辋厚度。在所有的模型中，发现吸积盘延伸到内拉格朗日点距离的50-60%，但在更高质量比的模型中更接近潮汐极限。同样的行为被发现的径向温度分布的磁盘，这增加了质量比，变得更加符合预期的稳态吸积在q=0.6和q=0.9模型。具有截断的内盘（R_in>>R_1）的模型通常会导致更高的白矮星温度，以及盘温度分布的陡峭化，但并不需要实现可行的稳态盘解决方案。没有证据表明系统中存在明亮的亮点，这并不奇怪，因为在光变曲线中没有日食前的“驼峰”。该系统共测量了22次日食时刻，产生了一个由HJD = 2，453，618.953（3）+ 0.1396369（4）E给出的中食时刻星历。将日食中期观测到的亮度和颜色与最佳拟合模型的光度特性进行比较，表明TT Tri位于400-500 pc的距离。（摘要删节）
2006-08-18 astro-ph
