A CCD photometric study of the late type contact binary EK Comae Berenices
本文介绍了利用印度吉拉瓦里天文台的2米望远镜对W UMa型接触双星EK Comae Berenices进行的CCD测光观测。这颗恒星被\citet{sam1996}归类为W UMa型双星，子类型为W。新的V波段光度观测显示，光变曲线的形状与\citet{sam1996}观测到的有很大的不同。通过对该恒星高精度CCD测光观测得到的光变曲线的详细分析表明，后发座EK不是W型，而是A型的全蚀W UMa接触双星。光度质量比测定为0.349 $\pm$ 0.005。得到了该二元系统的组分间的温度差为$ΔT = 141 \pm 10 $ K，轨道倾角为$i [^{o}] = 89.800 \pm 0.075$。利用零年龄主序星的标准质光关系，估算了它们的质量、半径和光度的绝对值。这颗恒星表现出O'Connell效应，在主极大值和次极大值周围的光变曲线形状不对称。观察到的O'Connell效应是由主成分上存在的热点解释的。
2010-04-30 astro-ph.SR
CCD Photometric Investigation of A W UMa-Type Binary GSC 0763-0572
用修正的轨道周期检验了A型W UMa双星GSC 0763-0572的光度解。发现过接触度为$f$ = 40.66%，具有低质量比$q$ = 0.2554。结果表明轨道周期明显增加，相对周期变化为$ΔP\slash P = +5.69\times10^{-7} $ d yr $^{-1}$。这表明GSC 0763-0572正在经历从次要组分到主要组分的质量转移过程，对于保守的质量转移模型，相对质量变化率为$Δ$ $m_1$ $\slash$ $m$ $=+5.18\times10^{-8}$ yr $^{-1}$。我们发现GSC 0763-0572可能会转变成一个快速旋转的恒星，如果总的自旋角动量增加，直到它大于三分之一的轨道角动量，而不打破接触配置。
2012-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
MN Dra - a SU UMa-type star during its September 2013 superoutburst
报道了激变变星天龙座MN的CCD测光。在2013年8月至9月的季节中，探测到一次正常爆发和一次超级爆发。在MN Dra的光变曲线中，在2013年9月的超级爆发期间出现了清晰的超级驼峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类的成员。
2016-01-11 astro-ph.SR
A CCD photometric study of the newly discovered contact binary ASAS 134738+0410.1
利用印度$IUCAA$ Girawali天文台（IGO）2米望远镜获得的V波段观测数据，我们对ASAS ID 134738 + 0410.1的恒星进行了CCD测光研究。这颗恒星是从全天空自动巡天（ASAS）的$δ$ Scuti数据库中选出的（Pojmanski 2002）。我们的分析表明，该恒星不是一个$δ$盾牌变星，而是一个轨道周期为0.2853067天的W UMa型接触双星。从观测数据中确定了两个新的主极小值和次极小值的时间。使用威尔逊-德文尼光变曲线模型技术获得的初步解表明，该恒星更可能是一颗部分食的W UMa型接触双星。然而，单靠光度测定是不可能确定这对双星的实际亚型的，因为所观察到的光变曲线可以同时适用于A型和W型两种溶液。这种双星的确切分类需要从高分辨率光谱学中确定。
2010-05-21 astro-ph.SR
Modern Comprehensive study of the W UMa System TY Boo
2006年2月至5月的五个晚上，使用匈牙利巴哈天文台的50-cm F/8.4 Ritchey Chretien望远镜（Ba 50）和512*512远地点AP-7 CCD相机，在BVR带通中对TY Boo的新CCD三色光变曲线进行了测量。用Willson-Devinney程序求得了这些光变曲线的光度解。结果表明，低质量组分的温度高于高质量组分和冷组分，组分间的温差Δ T = 249 K。对系统周期性行为的长期研究表明，系统的周期性行为表现为两个阶段，即增长阶段和相似的下降阶段。一个新的轻元素产生一个新的周期（p= 0.3171506天），并显示出周期以dP/dE = 5.858*10^（-12）天/周期或6.742*10^（-9）天/年或0.1秒/世纪的速率减小。讨论了系统的演化状态。
2014-06-06 astro-ph.SR
New SU UMa-type star ZTF18abdlzhd in the Zwicky Transient Facility data
我们在Zwicky Transient Facility调查的公开数据发布中进行了一次未知矮新星的搜索，并怀疑ZTF 18abdlzhd是一颗SU UMa型恒星。执行的CCD观测使我们能够跟踪它从8月的爆发和2020年10月的整个超级爆发的衰落。超级爆发的持续时间为13天。我们探测到了周期P = 0.06918（3）d的超级峰，这是UGSU型恒星的特征。
2021-03-04 astro-ph.SR
First photometric analyses and classification for the W UMa type binary systems GSC 2362-2866 and GSC 107-596
本文用Wilson-Devinney程序分析了WUMa型双星GSC 2362-2866和GSC 107-596的CCD观测资料，确定了它们的光度轨道和物理参数。结果表明，这两个系统都属于W-UMa食双星的A亚型。GSC 2362-2866的质量比为q = 0.73，过接触度为f = 0.122%。GSC 107-596体系的V带过接触度为0.166%，q = 0.70，R带过接触度为0.111
2014-02-12 astro-ph.SR
The first confirmed superoutburst of the SU UMa type dwarf nova SDSS J083931.35+282824.0
我们报告了2010年4月最近发现的矮新星SDSS J083931.35+282824.0的第一次确认的超爆发的未经过滤的CCD测光。它从平静时的19.8等上升到14.0等，爆发幅度至少为5.8等。只有爆发的平台阶段被观察到，在此期间，峰间振幅高达0.28等的超级驼峰存在，确认这是一颗SU UMa型矮新星。平均超峰期在前3天为Psh = 0.07836（2），随后降至0.07800（3）d。对数据的分析表明，轨道周期Porb = 0.07531（25）d。超峰周期超出分数为0.039（6），这与其他类似轨道周期的矮新星一致。
2010-11-24 astro-ph.SR
A Holistic Study of the W UMa Binary EQ Tau
我们提出了一个新的BVR光变曲线的系统EQ头进行的期间，从2006年3月至4月，使用50厘米F/8.4 Ritchey克雷蒂安望远镜的巴哈天文台（匈牙利，和512*512远地点AP-7 CCD相机）。使用2009年版本的Wilson-Devinney代码分析观察到的光变曲线。结果表明，大质量组分比小质量组分热99 K。长期的轨道周期研究表明，周期以8.946*10^（-11）天/周的速率增加。对系统的演化状态进行了研究，结果表明，无论是M-L关系还是M-R关系，系统的主分量都位于ZAMS上。次级分量在M-L关系上接近TAMS轨道，在M-R关系上高于TAMS轨道。
2014-06-06 astro-ph.SR
The 2003 and 2005 superhumps in V1113 Cygni
本文报道了天鹅座激变变星V1113的CCD测光。在2003年5月至8月和2005年3月至6月的两次活动中，我们记录了两次超级爆发。在所获得的光变曲线中，我们检测到了平均周期为0.07891（3）天（113.63（4）分钟）的清晰的超级峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类矮新星的成员。在第一次观测到的超级爆发期间，超级峰周期以巨大的$\dot P = -4.5(8)\times 10^{-4}$速率减小，这是在SU UMa系统中观测到的最高值之一。
2010-05-18 astro-ph.SR
Eclipse time variations and the continued search for companions to short period eclipsing binary systems
在一些由次矮星B星或白矮星主星和冷M型或褐矮星副星组成的共包络线后双星系统中，观测到了食时变化。在本文中，我们考虑两个sdB系统，HS 0705+6700（也被称为V470凸轮）和NSVS 14256825和一个白矮星系统，NN Ser的环双星假设。此外，为了比较的目的，我们调查的W UMa系统NSVS 01286630与它的恒星环双星同伴的日食时间变化。所有四个系统都声称有环双星物体，并计算了物理和轨道参数。我们报告了在2017年5月至2019年9月期间观察到的这四个食系统的108个新的极小值观测结果，并将这些与所有已发表的数据相结合，我们研究了已发表的环双星对象假设与我们的新数据的拟合程度。我们的新数据显示，四个系统中有三个偏离了早期的预测，但现在就得出结论说这些结果排除了环双星的存在还为时过早。也有可能（但目前还没有观测证据）在这些系统周围探测到近距离凌日的环双星物体，但这些物体的周期可能是几天而不是几年。
2019-10-31 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the SU UMa-type dwarf nova V1212 Tauri
我们报告的超爆发的矮新星V1212头在2011年1月和2月期间获得的CCD测光。这次地震的爆发幅度至少为6级，持续时间至少为12天。观察到三个不同的超级驼峰制度。最初的低振幅超级驼峰（0.03至0.05级峰峰值）与Psh = 0.0782（52）d。超峰在平台期开始时达到最大振幅0.31等，Psh = 0.07031（96）d。随后，这颗星开始慢慢消失。在下降的第一部分，周期随着dPsh/dt = +1.62（9）× 10-3而增加，并且超级峰的振幅也下降。在缓慢下降的中途，超峰部分重新生长，这一点与新的超峰状态的变化相吻合，在此期间，dPsh/dt = -1.50（39）x 10-3。我们确定了它的轨道周期为Porb = 0.06818（64）d，超峰周期余值为θ = 0.034（15）d
2011-09-20 astro-ph.SR
CCD photometry of the first observed superoutburst of KP Cassiopeiae in 2008 October
我们报告的CCD测光和分析的第一次观察到的超爆发的SU UMa型矮新星KP仙后座在2008年10月。我们观察到第15个超级峰周期的超级峰周期明显缩短。在此之前，Psh为0.08556（3）d，之后从0.08517（2）d发展到0.08544（3）d，周期变化率dPsh/dt = 3.2（2）* 10-5。我们测得可能的轨道周期为0.0814（4）d，将KP Cas放置在周期间隙下方。超峰周期过剩为0.048（5），经验上，质量比q为0.20（2）。超爆发持续了8 ~ 12天，峰值接近13级，振幅高于平静期5级，并以0.14等/天的速度消退了4天。超级爆发结束后的密切监测在60天后发现了一次正常的爆发，达到14.7级，持续时间不到3天。
2009-07-01 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VII: The Seventh Year (2014-2015)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2014-2015季节观察到的102个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并描述了这些物体的特征。我们的项目大大改善了轨道周期分布的统计，这是一个很好的近似的灾难性变量的分布在终端演化阶段，并确认存在一个周期最小值在0.053 d的周期和周期尖峰正好在此期间。数量密度单调下降，对较长的周期，并没有强烈的迹象表明，一个周期的差距。我们在Z Cha中检测到了可能的负超峰。在这个系统中，正常的爆发也可能被盘倾斜的存在所抑制。在超级爆发之前没有增强的轨道隆起的迹象，这一结果有利于热潮汐盘不稳定性作为超级爆发的起源。我们发现在三个AM CVn型矮新星的超级驼峰。我们的观测和最近的其他探测表明，8%的矮新星型爆发的对象是AM CVn型对象。AM CVn型目标和EI Psc型目标可能比先前认识到的更丰富。OT J213806是一个WZ Sge型天体，在2010年和2014年的超级爆发之间表现出明显不同的特征。虽然2014年的超级爆发比2010年的要暗得多，但平台期比2010年的短，重新增亮阶段的过程是相似的。这表明，至少在WZ Sge型天体中，超峰的O-C图确实是可变的。发现了4颗深食SU UMa型矮新星（ASASSN-13 cx，ASASSN-14 ag，ASASSN-15 bu，NSV 4618）。…
2015-07-20 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova SDSS J093249.57+472523.0
我们报告了食矮新星SDSS J093249.57+472523.0在2011年3月首次确认爆发期间获得的未经过滤的CCD测光。爆发的幅度至少比平均静止期高出3.0个星等，持续了至少11天，尽管我们错过了爆发的开始。爆发期间出现了峰间振幅高达0.3等的超级驼峰，从而确定它是SU UMa家族的成员。平均超峰期Psh = 0.06814（11）d。分析我们测量的最小日食时间，补充其他研究人员的数据，使我们能够测量轨道周期为Porb = 0.06630354（5）d。超峰周期的超额值为λ = 0.028（1），这与类似Porb的SU UMa系统一致。日食的半高宽持续时间在6 ~ 13分钟之间，食深可达1.6等。
2012-02-03 astro-ph.SR
GSC 2314-0530: the shortest-period eclipsing system with dMe components
本文介绍了新发现的食双星GSC 2314-0530（NSVS 6550671）的VRI色CCD测光和分光观测结果，该双星具有dMe分量和P=0.192636天的极短周期。同时的光变曲线解和径向速度解允许确定GSC 2314-0530的全局参数：T_{1} =3735 K; T_{2} =3106 K; M_{1} =0.51 M_sun; M_{2} =0.26 M_sun; R_{1} =0.55 R_sun; R_{2} =0.29 R_sun; L_{1} =0.053 L_sun; L_{2} =0.007 L_sun; i=72.5度; a=1.28 R_sun; d=59件H_α谱线（平均EW= 5A）的强发射和几次耀斑活动揭示了其组成部分的色球活动。根据已知低质量dM双星的参数，导出了质量- M_{bol}、质量-半径和质量-温度的经验关系式。
2010-05-03 astro-ph.SR
Measuring the superhump period of the dwarf nova RX J1715.6+6856
我们报告了2009年8月首次确认的矮新星RX J1715.6+6856超爆发的未过滤CCD观测结果。在静止时，这颗恒星的星等为18.3等（CCD，清晰）。爆发的幅度至少为2.4级，持续了至少6天，尽管爆发的第一部分可能被错过了。光变曲线的分析揭示了峰间振幅为0.1等的超级峰，从而表明它是SU UMa家族的成员。平均超峰周期为Psh = 0.07086（78）d，超峰周期超出值为λ = 0.038，估计质量比q = 0.167。在爆发的最后阶段，当恒星接近静止时，超峰消失，取而代之的是对应于轨道周期的调制。2007年8月至2009年9月期间，该恒星被定期监测，共发现12次爆发，爆发频率约为每月一次。
2009-12-20 astro-ph.SR
MASTER OT J172758.09+380021.5: a peculiar ER UMa-type dwarf nova, probably a missed nova in the recent past
在2019年的134个夜晚，对矮新星MASTER OT J172758.09 +380021.5进行了CCD测光。观测涵盖了三次超级爆发，五次正常爆发和它们之间的平静。还检查了2014-2020年可用的ASASSN和ZTF数据。光谱观测是在2020年当物体处于静止状态时进行的。光谱和光度学显示，这颗恒星是一颗富含氢的活跃ER UMa型矮新星，具有高度可变的超循环，约为50-100 d，这意味着高和可变的质量传递速率。这个天体表现出特殊的行为：持续时间短的超级爆发（一周）;缓慢的超级爆发下降和再亮的情况;超周期期间正常爆发的频率低（从没有到几个）。在2019年，发现超级爆发期间正超级峰的平均周期为0.05829 d。观测到平均周期为0.057915 d的晚期超峰，它们在超爆发结束后持续约20 d，并被0.057026 d的轨道周期或轨道负超峰拍频周期所取代。在轨道光变曲线中没有日食，其中等幅度与光谱学发现的约40度的轨道倾角一致。超峰的V-Ic和B-Rc在超爆发期间的蓝色峰值与光变曲线的最小值相一致，而后期超峰的B-Rc与光变曲线的上升分支相一致。我们发现低质量比q=0.08可以解释这颗矮新星的大部分特征。因此，质量转移率应该高于仅从引力辐射中预期的速度，这假设该物体处于新星后状态，并且最近经历了一次新星爆发-数百年前。这个天体可能提供了第一个观测证据，证明即使在周期最小值附近的CV…
2021-03-26 astro-ph.SR
A new investigation on the characteristics of a W UMa type system LO Andromedae
本研究通过多晚观测与数据分析，更新了W UMa型系统LO And的恒星参数，发现其周期加速增加，归因于系统内质量转移及可能存在的第三颗恒星引起的光时效应。
2024-11-30 astro-ph.SR
CzeV404 - an eclipsing dwarf nova in the period gap during its July 2014 superoutburst
显示了CzeV 404 Her的CCD观测结果。在2014年6月至8月期间，我们探测到了该恒星的一次爆发和一次超级爆发。观察到明显的超峰，其周期为Psh =0.10472（2）天。超峰期随着P_dot=-2.43（8）× 10^（-4）的高值而减小。计算了17次食的轨道周期P_orb=0.0980203（6）天，表明CzeV 404 Her属于周期隙天体，是食SU UMa星的最长轨道周期。根据超峰和轨道周期的测定，得到系统的周期超出6.8% ± 0.02%，质量比q ~ 0.32。
2014-12-31 astro-ph.SR
Optical Studies of Twenty Longer-Period Cataclysmic Binaries
我们获得了20颗激变变星的时间序列径向速度谱，目的是确定轨道周期P_orb。本文报道的所有恒星的P_orb都大于3.5h。对于其中的16颗恒星，这些是第一次可用的周期测定，对于剩下的4颗（V709 Cas，AF Cam，V1062 Tau和RX J2133+51），我们使用新的观测结果来提高先前公布的周期的准确性。大多数的目标是矮新星，没有显着的特质。剩下的三颗（V709 Cas，V1062 Tau和RX J2133+51）是中间极星（DQ Her星）;一颗（IPHAS 0345）是次级主导系统，没有已知的爆发，类似于LY Uma;一颗（V1059 Sgr）是古老的新星;另外两颗（V478 Her和V1082 Sgr）是长周期的新星变星。新周期的恒星是IPHAS 0345（0.314 d）; V344 Ori（0.234天）; VZ性别（0.149天）; NSVS 1057+09（0.376 d）; V478 Her（0.629天）; V1059 Sgr（0.286天）; V1082 Sgr（0.868 d）; FO Aql（0.217天）; V587 Lyr（0.275 d）; V792 Cyg（0.297 d）; V795 Cyg（0.181 d）; V811 Cyg（0.157 d）; V542 Cyg（0.182 d）; PQ Aql（0.247 d）; V516 Cyg（…
2010-09-07 astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
SDSS J210014.12+004446.0 - dwarf nova with negative and positive superhumps
本文报道了最近发现的矮新星SDSS J210014.12 + 004446.0的67小时CCD测光结果。这些数据是在一个月内的24个晚上获得的。在此期间，我们观察到四个普通的爆发，持续约2 - 3天，达到约1.7兆的振幅。在所有的夜晚，我们的光变曲线显示持续调制的稳定周期为0.081088（3）天。Tramposch等人（2005）在一个晚上已经观察到了这些驼峰，他们还在超级爆发期间观察到了超级驼峰。值得注意的是，从他们掌握的少量证据中，他们能够将它们分别识别为负和正（共同）超级驼峰。我们的静止期与它们的超级高峰期明显不同，这证实了这一点。我们发现了一个附加的调制，我们归因于轨道波，完成了整个画面。我们的数据中没有超级峰，这表明我们观察到的所有爆发都是普通的爆发。在我们的数据中，对超级峰的早期观测结合了普通爆发的存在，使SDSS J2100能够被分类为一颗活跃的SU UMa矮新星。此外，我们还将SDSS J2100提升到了激变变星的行列，它们的吸积盘对光有三次周期性的调制。我们更新了关于正负超峰的现有信息，从而提供了更有力的证据，证明它们的性质相互之间以及与轨道周期之间存在强烈的相关性。借助于这些关系，我们能够消除一个别名的歧义，并确定SDSS J2100的轨道周期为0.083304（6）天。SDSS J21000是第三颗同时显示正负超峰的SU UMa矮新星。它们各自的周期过剩和亏…
2009-06-22 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J150240.98+333423.9
在2009年7月，我们使用CCD测光观测到了食矮星新星SDSS J150240.98+333423.9的第一次确认的超级爆发。爆发幅度至少为3.9级，持续至少16天。在爆发过程中出现了高达0.35峰到峰振幅的超级驼峰，从而确定它是SU UMa家族的成员。爆发前4天的平均超峰期为Psh = 0.06028（19）d，尽管在爆发期间它以dPsh/dt = + 2.8（1.0）x 10-4增加。轨道周期被测量为Porb = 0.05890946（5）d，从爆发和平静期间测量的日食时间。根据平均超峰周期计算，超峰周期超出0.023（3）。食的半高宽持续时间从爆发高峰时的最大值10.5分钟下降到爆发后的3.5分钟。在同一时期，日食深度从0.9等增加到2.1等。静止期闪光持续时间为2.7分钟，深度为2.8等。
2010-05-18 astro-ph.SR
A Search for variable stars in the four open star clusters
我们提出了一个CCD测光调查的变星在四个疏散星团，即伯克利69，国王5，国王7，伯克利20搜索。在1998年对每个星团进行了1和/或2个夜晚的时间序列观测，这导致在这些星团中识别出19颗变星。在这19颗变星中，有5颗星显示出类似盾牌座δ的变率，2颗星显示出W Uma型的变率。在其他恒星中，由于缺乏足够的数据，我们无法找到周期，因此无法找到变化的类型。发现盾牌座δ型恒星的周期在0.13到0.21天之间，而星团Berkeley 20中的两颗恒星，显示出W UMa型的变化，其轨道周期分别为0.396和0.418天。利用Gaia的观测数据，对Berkeley 69、King 7和King 5星系团的基本参数进行了修正。年龄和变红估计为0.79 \pm 0.09 Gyr和0.68 \pm Gyr伯克利69号的0.03倍，0.79 \pm 0.09 Gyr和1.22 \pm King 7和1.59 \pm 0.19 Gyr和0.63 \pm 0.03 mag MM 0.02 mag，用于簇King 5。在King 7和King 5星系团中发现了大规模分离的迹象。
2020-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
