A T8.5 Brown Dwarf Member of the Xi Ursae Majoris System
宽视场红外巡天探测器发现了一颗T8.5褐矮星（WISE J111838.70+312537.9），它与太阳邻域（8 pc）的四重恒星系统-大熊座Xi表现出共同的自行。角距为8.5弧分，预计物理距离约为4000 AU。根据该系统的亚太阳金属丰度和低色球活动性，推测该系统的年龄至少为2 Gyr。棕矮星的红外光度和颜色表明，这颗伴星的质量在14到38木星质量之间，系统年龄分别为2和8 Gyr。
2013-01-31 astro-ph.SR
Detection of Change in Supercycles in ER Ursae Majoris
我们检查了AAVSO，VSNET，AFOEV，NSVS，VSOLJ数据库中约20年的ER UMa观测数据以及已发表的光变曲线。O-C图揭示了超周期（两个连续超爆发之间的时间间隔）在43.6和59.2d内的系统变化。这种变化的时间尺度为300 ~ $\sim$ 1900 d。超旋回内的正常爆发次数也在4 ~ 6次之间变化，但与超旋回长度没有明显的相关性，我们认为负超峰的出现是导致正常爆发次数变化的原因。我们的结果基本上证实了热潮汐不稳定性理论的预期。
2012-12-24 astro-ph.SR
Discovery of superhumps during a normal outburst of SU Ursae Majoris
我们报告的时间分辨测光在2012年1月正常爆发的苏乌玛。光变曲线显示了周期为0.07903（11）d的驼峰状调制，这与SUUma在超级爆发期间的超级驼峰周期相吻合。根据观测到的周期性、平均光变曲线的轮廓和正常爆发期间的$g'-I_{\rm c}$变化，我们将其解释为超级峰。这是第一次在SU UMa型矮新星的孤立正常爆发期间检测到超级驼峰。本文的结果有力地表明，即使在超循环的中期，吸积盘的半径也已经达到了3：1共振。
2012-10-03 astro-ph.SR
Long-period variations in the radial velocity of spectroscopic binary m giant mu ursae majoris
我们报告说，光谱双星？大熊座（？mu UMa）的RV变异在已知的230.0天的基础上又增加了471.2天。开普勒轨道分析得出230 d周期的伴星质量为1.6 M_Sun，471 d周期的伴星质量为0.14 M_Sun。然而，依巴谷的光度测量显示了一个类似于恒星自转周期的周期，是RV周期的四分之一。平分线速度曲率的变化显示了463.6天的周期。我们也找到了~？473-H_α和H_β谱线的等效宽度（EW）测量值的日变化，其起源可能是恒星活动。我们注意到，471天的变化的性质是类似于“序列D”中观察到的渐近巨星分支（AGB）脉动星。因此，我们得出结论，RV和EW的变化在光谱的二进制M巨μ UMa A起源于复杂的脉动和色球活动。
2016-02-23 astro-ph.SR
Superhumps in active dwarf novae. Part I: ER Ursae Majoris
Institute of Astronomy, Faculty of Physics, Astronomy and Informatics, Nicolaus Copernicus University（天体物理研究所，物理、天文与信息学学院，尼古拉·哥白尼大学）
研究ER Ursae Majoris的超爆发特性，发现其周期超额值和超周期长度变化，表明质量转移率下降。
2026-01-23 astro-ph.SR
Detection of the Supercycle in V4140 Sagittarii: First Eclipsing ER Ursae Majoris-like Object
我们观测了深食的SU UMa型矮新星V4140 Sgr，建立了69.7（3）d的极短超周。在超级爆发之间有几次短暂的爆发。这些值，加上短的轨道周期（0.06143天），是类似的，但不极端的，那些ER UMA型矮新星。因此，该物体是第一个长期寻找的食ER UMa类物体。这种ER UMA的性质可以很自然地解释高（表观）静态粘度和不寻常的温度分布在平静，这是声称对热潮汐不稳定性模型的观测特征。显然不寻常的爆发行为可以合理地解释这种ER UMA类性质和高轨道倾角的组合，没有必要引入从其施主星的质量传递爆发。
2018-04-06 astro-ph.SR
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae: I SU Ursae Majoris
我们报告了2011年12月至2012年2月期间使用OAO/MITSuME对大熊座SU进行的同步$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$测光。我们的测光结果显示，静止可分为三种类型的基础上的大小和颜色。静态光变曲线显示出具有不同振幅和时间尺度的复杂轮廓。虽然在我们的运行期间没有观察到超级爆发，但发生了5次正常爆发，间隔为11 - 21 d。正常突出的形态具有由外向内型的特征。在正常爆发的上升段，光变曲线呈现周期性调制，其周期为${\sim}$ 0.048111（354）d，但这种周期的起源尚不清楚。我们检查了每日平均色-色图，发现存在两个周期。这意味着SU UMa的热极限环是复杂的。我们新发现，$g'-R_{\rm c}$在爆发前约3天变红。虽然这种红化的工作机制还不清楚，但我们提出了两种可能性：一种是吸积盘的内部被物质填充，遮蔽了中心白矮星，另一种是停滞效应在吸积盘的外部区域起作用。
2013-07-04 astro-ph.SR
Photometry of Three Superoutbursts of the SU UMa-type Dwarf Nova, SW Ursae Majoris
我们研究了超峰的演变，分析光学光度观测的2000年2月至3月，2002年11月至11月，和2006年9月的西南乌玛超爆发。超级驼峰在2000年和2002年的超级爆发中出现后，也以同样的方式演化，可能在2006年的超级爆发中也是如此。这表明超峰的演化可能受不变的二元参数控制。在2000年的超级爆发结束后，我们在光变曲线中发现了一个周期性，但没有相移，这似乎是超级驼峰的残余。我们发现QPOs在2000年和2002年的超级爆发的结束阶段，但未能找到非常大的振幅QPOs称为“超级QPOs”，以前已观察到在西南UMa。
2009-05-04 astro-ph.SR
Accretion-disc precession in UX Ursae Majoris
我们报告了2015年期间对类新星变量UX Majoris进行长期时间序列测光的结果。它跨越了150个夜晚，在121个独立的夜晚覆盖了约1800小时。这颗恒星处于正常的“高状态”，接近V=13等，光变曲线中有慢波，每4.72小时发生一次日食。值得注意的是，这颗恒星还显示出一个接近正弦的信号，全振幅为0.44等，周期为3.680 +/- 0.007 d。我们将其解释为吸积盘逆行进动（摆动）的特征。同样的周期在月食中期的时间上表现为+/-33秒的摆动，表明光盘的光中心随着这个周期移动。这颗恒星还在频率w_orb+N和2w_orb+N处显示出强烈的“负超峰”，其中w_orb和N分别是轨道频率和岁差频率。这些强大的信号可能在过去60多年的光度学研究中一直存在，而没有被怀疑。
2015-12-29 astro-ph.SR
Parallax of a Mira variable R Ursae Majoris studied with astrometric VLBI
利用射电天文VLBI探测（VERA）测量了Mira变星大熊座R（R~UMa）的年视差。通过两年多的VLBI监测观测，我们在速度为37 ~ 42 km\，s $^{-1}$的LSR中发现了H $_2$ O脉泽斑。我们推导出年视差为1.97 $\pm$ 0.05\，mas，相应的距离为508 $\pm$ 13\，pc。VLBI测图显示，在一个预期恒星位置周围的$\sim$ 110天文单位范围内有72个脉泽斑。从VLBI观测得到的脉泽斑的自行中减去依巴谷星表中的系统运动，揭示了脉泽斑的星周运动学。用红外测光法测量了$K$带的视星等，得到平均星等为$m_K$ = 1.19 $\pm$ 0.02\，ma，利用三角距离将$m_K$转换为$K$带的绝对星等为$M_K = -$ 7.34 $\pm$ 0.06\，ma，得到了比以前更精确的R~UMa绝对星等。我们求解了银河系Mira变星的$M_K - \log P$关系的零点，得到了$M_K = -$ 3.52 $\log P$ +（1.09 $\pm$ 0.14）的关系。其他的长周期变星包括红超巨星，它们的距离都是由天体测量VLBI确定的，我们也对它们进行了汇编，以探索不同序列的$M_K - \log P$关系。
2016-07-05 astro-ph.SR
Precise Evolutionary Asteroseismology of High-Amplitude δ Scuti Star AE Ursae Majoris
恒星结构与演化理论是现代天文学的基础之一。星震学将恒星内部的信息通过全球振荡波带到恒星表面，使其变得可观测，从而可以精确地检测恒星内部的结构和演化状态。对于恒星演化速度（即恒星在特定演化阶段停留的时间尺度），由于人类文明演化历史的时间尺度与恒星之间存在着不可逾越的鸿沟，因此在大多数情况下只能通过不同演化阶段的恒星集合来粗略检验，而这些恒星的快照构成了我们对恒星演化的整体看法。恒星演化对脉动星结构和相应的全球尺度的影响将导致脉动模的微小周期变化，这是脉动星演化状态最有价值的指标，可以用单个恒星而不是恒星系综来检验恒星演化理论。本文报道了一颗高振幅$δ$ Scuti星AE，它处于后主序演化阶段，观测到的线性周期变化率实际上可以归因于它的演化效应。这一结果以前所未有的精度通过单颗恒星检验了从前MS到后MS的恒星演化理论，并可将该框架推广到其他类型的脉动星，进行精确的演化星震学研究，旨在检验现有恒星演化理论在不同演化阶段的表现，发现理论与观测之间的差异，并最终建立一个完整而精确的恒星演化理论来回溯每一颗恒星的历史。
2022-08-19 astro-ph.SR
Modelling the light variability of the Ap star epsilon Ursae Majoris
利用多普勒成像技术获得的Fe、Cr、Ca、Mn、Mg、Sr和Ti的表面分布，模拟了Ap星epsUMa的光变。使用所有可用的光度数据，我们指定的epsUMa调制的旋转从远紫外线到红外线的光变化。我们采用LLmodels恒星模型大气代码来预测在不同的光度系统的光变。epsUMa的旋转周期精确到5d088631（18）。结果表明，所观察到的光变率可以解释为由于化学元素的不均匀表面分布引起的从UV光谱区到视觉的辐射通量的重新分配的结果。在七个映射的元素，只有铁和铬显着贡献的幅度所观察到的光变。总的来说，我们发现理论和观测之间有很好的一致性。通过对特殊的$a$参数的分析，我们证实了Fe和Cr对5200年附近著名的低压的重要作用。最后，我们发现，所考虑的元素的丰度点不能解释所观察到的变化，在近紫外和$β$指数，这可能是由于一些其他原因。表面化学元素的不均匀分布可以解释A型CP星epsUMa观测到的大部分光变。
2010-09-04 astro-ph.SR
The Light and Period Variations of the Eclipsing Binary AA Ursae Majoris
我们提出了新的多波段CCD测光的AA UMa在2009年1月至3月之间的8个晚上，$R$光变曲线是有史以来第一次编译。历史上的光变曲线，以及我们的，显示日偏食和逆奥康奈尔效应与最大一比最大二暗淡。在可能的斑点模型中，任一颗恒星上的冷点及其随时间的变化允许系统的光变曲线表示。在81年的时间里，总共有194个日食时间，包括我们的五个时间，用于星历计算。我们发现系统的轨道周期由于周期振荡叠加在向上的抛物线变化上而发生变化。连续的周期以$+$ 1.3 $\times$ 10 $^{-10}$的分数速率增加，这与W-D代码计算的结果一致，可以解释为从质量较小的次级恒星到质量较大的次级恒星的热质量转移，速率为6.6 $\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。周期分量是在令人满意的符合由于一个看不见的伴星的光时间效应，周期为28.2年，半振幅为0.007天，和最小质量$M_3 \sin i_3$ =0.25 $M_\odot$，但这种周期变化也可能是由磁活动。
2010-11-16 astro-ph.SR
A long-term optical and X-ray ephemeris of the polar EK Ursae Majoris
我们使用新的光学数据和存档的X射线/EUV数据搜索了极地EK Uma的长期周期变化。光学星历是从MONET/N望远镜远程获取的数据中得出的，并与基于Einstein、Rosat和EUVE数据的X射线星历进行了比较。一个三参数的组合数据集拟合产生的历元，周期，和光学最小值和X射线吸收骤降之间的相位偏移。增加的二次项是无关紧要的，并且对周期变化设置了限制。由此得到的线性星历的有效期超过30年，光学和X射线的共同周期为P=0.0795440225（24）天。在过去的17年中没有证据表明O-C长期变化或周期变化Δ P = -0.14+-0.50 ms。我们认为观测到的周期是轨道周期，并且系统是紧密同步的。光变曲线明亮部分的Δ P和相位恒定性的限制表明，在极星DP Leo和HU Aqr或前CV NN Ser中看到的O-C变化类型似乎不会发生在EK UMa中。X射线倾角在方位角上比光学极小值滞后9.5 ± 0.7度，提供了对吸积几何形状的一些了解。
2009-11-06 astro-ph.SR
Discovery of Negative Superhumps during a Superoutburst of January 2011 in ER Ursae Majoris
我们报告发现的“负”超级驼峰在2011年1月的超级爆发的ER Uma。在2011年1月16日开始的超级爆发期间，我们检测到周期为0.062242（9）d的负超级峰，比轨道周期短2.2%。在这次观察中没有发现正超级峰的证据。这一发现表明，在这次超级爆发期间，盘表现出逆行岁差，与所有其他已知的超级爆发案例相反。这种超爆发的持续时间比普通超爆发短，而正常爆发的间隔比普通爆发长。我们提出了一种可能性，这种不寻常的爆发特性可能是由于磁盘倾斜，这应该是负超级驼峰的原因：倾斜的磁盘可以防止磁盘被填充的材料在最外面的区域，这应该是负责长时间的超级爆发在ER UMA型矮新星。这一发现表明了经典的旋进在维持长时间超级爆发中的重要性。此外，在这个系统中存在着明显的负超峰，具有高的传质速率有利于假设流体动力学升力是磁盘倾斜的原因。
2012-07-11 astro-ph.SR
Time-Variable Aluminum Absorption in the Polar AR Ursae Majoris, and an Updated Estimate for the Mass of the White Dwarf
我们目前的光谱极端极性AR大熊座（AR UMa）显示一个明确的Al I吸收双峰，旁边的光谱采取不到一年前，该功能是不存在的。早期SDSS光谱的重新检查表明，Al I吸收双峰也存在$\approx$ 8年前，我们第一次未检测到。我们的结论是，这种吸收物质不太可能在白矮星（WD）或施主星的表面。我们认为这种Al I吸收特征出现在星周物质中，可能是由小行星接近热WD时的蒸发产生的。在AR Uma中存在任何剩余的岩石物质储层可能有助于限制这个不寻常的双星系统的先前演化。我们还应用光谱分解来寻找M矮伴星的恒星参数，并尝试通过考虑H $_β$发射线和Na I吸收线的径向速度曲线来动态测量AR UMa中WD的质量。因此，我们推断WD在AR UMa中的质量范围为0.91 $M_{\odot}$ $<$ $M_{\mathrm{WD}}$ $<$ 1.24 $M_{\odot}$。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 16-Year Photometric Campaign on the Eclipsing Novalike Variable DW Ursae Majoris
我们对CBA联盟在1999年至2015年期间对食novalike变量DW Uma进行的光度观测进行了分析。对372个新的和260个以前公布的日食时间的分析显示，在最小光照时间内有13.6年的周期或准周期。季节性光变曲线显示了一个复杂的周期性信号谱：正负超级峰，可能是由吸积盘的逆拱点进动和逆节进动引起的。这些信号以轨道频率的边带最为显著和著名，但进动频率本身（每天0.40和0.22个周期）也直接出现在功率谱中。超级驼峰有时一起出现，有时分开出现。食的深度、宽度和偏斜度都受到倾斜和偏心吸积盘的节进和拱进的相位调制。超级驼峰，或者更准确地说，产生它们的岁差运动，可能是理解神秘的SW Sextantis综合征的关键。盘摆动和偏心率都可以产生与双星中真实动力学运动不一致的多普勒特征，盘摆动可能通过使热白矮星直接照射次级恒星来提高质量转移率。
2016-12-20 astro-ph.SR
Magnetic field topologies of the bright, weak-field Ap stars theta Aurigae and epsilon Ursae Majoris
最明亮的磁性化学奇特的恒星θ Aur和eps UMa被许多关于它们的光度和光谱变化的研究所瞄准。两颗恒星的化学丰度点的详细地图被反复推导出来。然而，关于这些恒星的磁场几何形状的信息非常少。在这项研究中，我们的目标是确定详细的磁场拓扑结构的θ Aur和eps UMa的基础上现代，高分辨率的光谱偏振观测。使用Narval和ESPaDOnS分光偏振仪在所有四个斯托克斯参数中观察到这两个目标。采用多谱线最小二乘反卷积技术检测谱线中的偏振特征。这些签名与塞曼多普勒成像代码建模。我们成功地检测到可变圆和线偏振的签名θ Aur。eps UMa仅检测到圆偏振。我们获得了新的高精度的纵向磁场测量的平均圆极化金属线的配置文件，以及氢线的核心，这是与历史数据一致。磁反转揭示了扭曲的偶极几何在这两颗恒星。Fe和Cr的丰度分布，重建同时与磁映射，不显示出明确的相关性与当地的磁场属性，与沿磁赤道的水平场区域的相对元素丰度不足的例外。我们的研究提供了有史以来第一个详细的表面磁场地图宽线，弱场化学奇特的恒星，表明他们的场拓扑结构是定性类似于那些发现在较强的磁场恒星。Fe和Cr的化学丰度图重建θ Aur和eps UMa与目前的理论原子扩散计算的预测是不一致的。
2018-11-12 astro-ph.SR
Gaia EDR3 Parallax Zero-point Offset based on W Ursae Majoris-type Eclipsing Binaries
我们根据$\sim 110,000$ W Ursae Majoris（EW）型食双星系统独立确定了盖亚早期数据Release-3（EDR 3）的零点偏移。EW几乎覆盖整个天空，其特点是在幅度和颜色上相对完整的覆盖。它们是银河系主序星的极好代表。我们推导出一个$W1$带周期亮度关系，距离精度为$7.4\%$，我们使用它来锚定盖亚视差零点。对于五参数和六参数解，最终全局视差偏移分别为$-28.6\pm0.6$ $μ$ as和$-25.4\pm4.0$ $μ$ as（校正前）以及$4.2\pm0.5$ $μ$ as和$4.6\pm3.7$ $μ$ as（校正后）。总系统不确定度为$1.8$ $μ$。视差偏移的空间分布表明，在天空的$40\%$上，校正的Gaia EDR 3视差中的偏差小于10 $μ$。只有天空的$15\%$的视差偏移大于30 $μ$ as。因此，我们提供了独立的证据，证明盖亚团队提供的视差零点校正显著降低了普遍的偏差。结合文献数据，我们发现修正前后银河系恒星的总视差偏移量分别为$[-20, -30]$ $μ$ as和4-10 $μ$ as。对于特定区域，发现约10 $μ$的额外偏差。
2021-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absolute Properties of the Oscillating Eclipsing Algol XZ Ursae Majoris
基于TESS和光谱数据，确定XZ UMa为振荡食Algol型双星，主星是δ Sct脉动星，并精确测量其物理参数。
2023-12-21 astro-ph.SR
Dark spot, Spiral waves and the SW Sex behaviour: it is all about UX Ursae Majoris
我们提出了一个分析的时间分辨，中等分辨率的光学光谱观测的UX UMa在蓝色（3920-5250 A）和红色（6100-7200 A）波长范围内，分别在1999年4月和2008年3月。我们的光谱的观察到的特征表明，UX Uma已在不同的状态，在这些观测。蓝色光谱非常复杂。它们主要是强而宽的氢单峰发射线。HeII 4686和Bowen混合物的高激发线也相当强。所有谱线都由吸收和发射成分的混合物组成。使用多普勒层析成像，我们已经确定了四个不同的组成部分的系统：吸积盘，第二颗星，亮点的气体流/盘的影响区域，和独特的紧凑的吸收区域的吸积盘被视为一个黑点在左下象限的断层。在红光波段，氢（H_alpha）和中性氦（HeI 6678和HeI 7065）谱线均呈双峰型。这些线的多普勒层析成像揭示了吸积盘中的螺旋结构，但与蓝色波长范围相反，没有证据表明暗斑或气体流/盘碰撞区域的发射，而二级恒星的发射很弱。在1999年的观测中，UX Uma显示了许多SW性星的定义属性。然而，所有这些功能在2008年几乎完全消失。我们还估计了径向速度半振幅K_1和K_2，并评估了UX UMa的系统参数。这些估计是不一致的，与以前的值通过分析WD日食功能的光变曲线在不同的波长范围内。
2010-08-31 astro-ph.SR
Physical parameter study of eight W Ursae Majoris-type contact binaries in NGC 188
我们使用中国科学院紫金山天文台青海站新投入使用的50 cm双筒望远镜（50 BiN）对老的疏散星团NGC 188进行了V和R波段的观测，作为寻找可变天体的一部分。我们的时间序列数据总共跨越36天。径向速度和自行选择产生了532个真正的集群成员的样本。等时线拟合得到（m-M）0 V = 11.35 \pm 0.10 mag和总前景红化E（V-R）= 0.062 \pm 0.002 mag。使用后者的参数，我们估计的距离，这是独立的主机集群的物理特性的WUMAS。基于对六个WUmas（EP Cep、EQ Cep、ES Cep、V369 Cep和首次使用的V370 Cep和V782 Cep）的组合拟合，我们获得了平均距离模量（m-M）0 V = 11.31 \pm 0.08 mag，这与我们的等时线拟合结果相当。这6个WUMA具有明显的周期光度关系。我们推导出更精确的物理参数的WUMA系统，并讨论了它们的初始质量和年龄。前者表明，这些W UMa系统可能经历了角动量的对流信封内的演变（W型演变）。WUMa系统的年龄与星团的年龄吻合得很好。
2016-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unique sextuple system: 65 Ursae Majoris
上下文65 UMa属于相当小的一组具有较高多重性的恒星系统，其内部和外部轨道是众所周知的。方法：光度，光谱和干涉数据进行了分析，揭示了系统的基本物理特性65 UMa。解纠缠技术用于执行频谱分解。这种结合的方法使我们能够研究系统中的长期周期变化，识别由于视觉轨道上的运动而引起的周期变化，以及短期调制。结果：我们发现，该系统包含多个组件，因此65 UMa是一个六重层次系统。最内侧的一对组成部分是一个食双星，它在一个圆形轨道上绕着一个重心运行，两个组成部分的光谱类型几乎相同，大约是A7。这一对围绕质心的偏心轨道运行，第三个分量的轨道周期约为640天。这种运动反映在食对极小时刻的周期变化，以及一次、二次和三次分量的径向速度上。此外，该系统的轨道围绕一个质心与遥远的组件解决干涉，其周期约为118年。两个更远的组件（4 "和63"）也可能受到引力的束缚。日食对轨道的交点周期只有几个世纪的量级，这使得这个系统在未来对极小值深度变化的前瞻性探测中更加有趣。结论：我们确定了一个独特的解决方案的系统65 UMa，分解的各个组件，甚至转移到更高的多重性的系统。对这种倍数的研究有助于我们理解恒星系统的起源。除了65个UMa外，只研究了另外11个六元系统。
2012-07-03 astro-ph.SR
AE Ursae Majoris -- a $δ$ Scuti Star in the Hertzsprung Gap
我们分析了$δ$ Scuti星AE Uma上收集的光度数据和光谱数据。通过分析从2009年到2012年的40个夜间光曲线，从频率内容中分别确认基频和第一泛音频率为$f_{0} = 11.62560$\，c\，d $^{-1}$和$f_{1} = 15.03124$ \，c\，d $^{-1}$。此外，另外37个频率被识别为谐波或基波和第一泛音频率的线性组合，其中25个是新检测到的。基模的周期变化率被确定为$(1/P_{0})(dP_{0}/dt) = 5.4(\pm 1.9) \times 10^{-9}$ \，yr $^{-1}$，如根据84个新确定的最大光的时间与从文献中导出的时间相结合的$O-C$图所揭示的。光谱数据表明，AE Uma是一颗星族I $δ$ Scuti星。利用这些物理性质，我们基于恒星演化程序MESA对该目标进行了理论探索，认为脉动周期的变化是由长期演化效应引起的。最后用$1.805 \pm 0.055\ M_{\odot}$的质量、$1.647 \pm 0.032 \times 10^{11}$的半径、$1.381 \pm 0.048~(\log L/L_{\odot})$的光度和$1.055 \pm 0.095 \times 10^{9}$的年龄来约束AE UMa。AE Uma可能是（Pop. I）$δ$ Scuti星，位于其演化轨道第二次关闭离开主序星之后…
2017-01-18 astro-ph.SR
New analysis of the light time effect in TU Ursae Majoris
我们详细研究了最有可能的二进制候选人TU UMa的LITE。我们使用了一个新的代码应用于以前可用的和新确定的最大值的时间，以确认二进制和细化参数的轨道的RRab组件在二进制系统。还使用RV测量来检验二元假设。我们使用了新的方法来确定基于模板拟合的亮度最大值定时。这也可以用于稀疏或分散的数据。这种方法成功地应用于不同来源的测量。为了确定双星TU Uma的轨道参数，我们开发了一个新的代码来分析LiTE，其中还包括脉动周期的长期变化。它的可用性在CL Aur上成功地进行了测试，CL Aur是一个食双星，在三重系统中有质量转移，在O-C图中显示出类似的变化。由于轨道运动会导致平均RV（由脉动主导）的系统性变化，我们计算并比较了我们的模型与质心速度。它们是使用RRab星RV曲线的高质量模板确定的。利用从地球观测系统数据库（168）中获得的最大时间以及从巡天和新的测量结果（85）中新确定的最大时间，绘制了一幅跨越几乎五个拟议轨道周期的O-C图。这个数据集比以前作者使用的数据集大三倍。O-C依赖性的模型得到23.3年的轨道周期，这转化为约0.33 M_s的第二分量的最小质量。在整个O-C图上，TU Uma脉动周期的长期变化令人满意地近似为抛物线趋势，速率为-2.2 ms/yr。为了确认二元性，我们使用了来自9个独立来源的RV测量。虽然我们的结果是令人信服的，额外的长期监测是必要的，以明确地确认T…
2016-03-22 astro-ph.SR
Asteroseismology of double-mode radial $δ$ Scuti stars: AE Ursae Majoris and RV Arietis
本文构建了 AE UMa 和 RV Ari 两颗双模径向脉动 delta Sct 星的复杂星震模型，结合 Bayesian 分析和 TESS 测光数据，严格约束了恒星参数、对流核超射及包层对流效率，并揭示了非径向混合模式的星震学潜力。
2023-09-14 astro-ph.SR
RZ Leonis Minoris Bridging between ER Ursae Majoris-Type Dwarf Nova and Novalike System
我们在2013年和2016年观测了RZ LMi，它以极短（~ 19天）的超周期而闻名，是一种称为ER UMa型矮新星的小型，不寻常的灾难性变量的成员。2016年，该天体的超周期与之前的测量结果相比大幅延长，连续三次超爆发的超周期为35，32，60 d。我们认为，该物体实际上经历了一个过渡到novalike状态（永久性超级巨星）。这一观察到的行为非常好地再现了热潮汐不稳定性模型的预测。我们在2016年的超级爆发中检测到一个前兆，并在2016年和2013年检测到平均周期为0.0602（1）d的增长（阶段A）超级驼峰。结合超级爆发后的超级峰周期，质量比并不像WZ Sge型矮新星那样小，其轨道周期与RZ LMi相似。利用最小绝对收缩和选择算子（Lasso）二维功率谱，我们探测到了周期为0.05710（1）d的可能的负超峰。我们估计轨道周期为0.05792 d，这表明质量比为0.105（5）。这一相对较大的质量比甚至高于普通的SU UMa型矮新星，RZ LMi中异常高的质量转移率也可能是剥离的核心演化的次级天体向AM CVn型天体演化的结果。
2016-09-28 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XI. ZZ Ursae Majoris, a solar-type system showing total eclipses and a radius discrepancy
ZZ Uma是一个轨道周期为2.299 d的分离食双星，可以显示出日全食和星点活动。我们使用了凌日系外行星勘测卫星（TESS）的五个扇区的光变曲线和两组已公布的径向速度来建立系统的高精度特性。主星的质量为1.135 +/- 0.009 Msun，半径为1.437 +/- 0.007 Rsun，而次级恒星的质量为0.965 +/- 0.005 Msun，半径为1.075 +/- 0.005 Rsun。主恒星的性质与理论预测的略超太阳的金属丰度和年龄为5.5 Gyr。第二颗恒星的性质与这些和所有其他模型的预测不一致：虽然光度与模型吻合得很好，但半径太大，温度太低。这些是半径差异的定义特征，半径差异已经被知道了40年，但仍然是一个活跃的研究领域。星点活动是明显的，在出日食部分的光变曲线，在系统的变化，在日食深度，并在发射的Ca H和K线在一个中等分辨率的光谱系统。在TESS的观测过程中，恒星之间的光和表面亮度比分别线性变化20%和14%，但几何参数没有变化。对显示出黑子活动的天体的研究应该通过尽可能长时间的观测来解释这一点，并集中在全蚀系统上，这些系统的光变曲线可以更可靠地测量系统的物理性质。
2022-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
Study of Negative and Positive Superhumps in ER Ursae Majoris
我们在2011年和2012年期间对SU UMa型矮新星ER UMa进行了测光观测，结果表明即使在超级爆发期间也存在持续的负超级驼峰。我们进行了二维周期的光变曲线的分析，通过使用一种方法称为“最小绝对收缩和选择算子”（Lasso）和“相位色散最小化”（PDM）的分析，我们发现，周期的负超峰之间的超级爆发和下一个超级爆发系统地改变。周期变化的趋势可以解释为反映了盘半径的变化。盘半径的这种变化与热潮汐不稳定性（TTI）模型预测的盘半径的变化很好地吻合。一个超周期内的正常爆发表现出一个总的趋势，即随着下一次超爆发的临近，上升到最大值的速率变慢。这种变化可以解释为由于倾斜的圆盘，增加了流向圆盘内部区域的气流。一些超级爆发被发现是由正超级峰出现时的前兆正常爆发触发的。超爆发过程中正负超峰共存。正超峰只在超峰后的4 ~ 5天内才显著，而负超峰的信号在超爆发平台期的中期后才变强。一个简单的组合的积极和消极的超级驼峰被认为是不足以复制复杂的轮廓变化。我们能够检测到的发展阶段的正超峰（阶段A超峰）的第一次在ER UMA型矮新星。利用A阶段超峰的周期，我们得到了ERUMa的质量比为0.100（15），这表明ERUMa处于CV的正常演化轨道上。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Extensive Photometric Investigation of the W UMa System DK Cyg
DK天鹅座（P = 0.4707）是一个与大熊座W型的食双星系统，它经历了完全的食。收集和利用所有已发表的光电数据，重新检查和更新系统的周期行为。计算出周期显著增加，速率为12.590x10-11天/周期。为该系统计算了新的周期和星历。进行了长期的光度解决方案研究，并计算了光变曲线元素。我们研究了系统的进化状态，使用理论进化模型。
2017-08-17 astro-ph.SR
Variability in the Milky Way: Contact binaries as diagnostic tools
利用中国科学院紫金山天文台青海德令哈站的50 cm双筒望远镜对老疏散星团NGC 188进行了$V$和$R$波段的同步观测。我们的目标是寻找变星的星群。我们导出了6个大熊座W食双星系统的光变曲线解，并估算了它们的轨道参数。所得到的到WUM的距离与主机集群的物理特性无关。接下来，我们确定了目前接触双星（CB;散射$σ< 0.10$等）的最佳周期-光度关系。我们的结论是，CBs可以用作距离示踪剂，具有优于5%的不确定度。我们应用我们的新关系的102个CB在大麦云，这产生了距离模$(m-M_V)_0=18.41\pm0.20$马格。
2016-11-25 astro-ph.SR
Effects of the Mass Transfer and Presence of the Third Components in Close Binary Stellar Systems
在我们的研究中，我们研究了6个近距离双星系统，它们是$β$天琴座和大熊座W型变星的食变星。研究了它们的O-C曲线。为了构建它们，我们使用了BRNO数据库中列出的最小值时刻。此外，我们使用的，这是我们从AAVSO数据库的观测数据处理的结果。O-C分析的结果表明，这些恒星的O-C曲线都呈抛物线状，这可能是由一个组分向另一个组分的质量转移引起的。此外，来自研究恒星的3颗（U Peg，V0523 Cas和WZ Cyg）具有叠加的抛物线和周期性O-C变化，这可能是由系统中第三组分的存在引起的。此外，我们还计算了第三组分的最小可能质量，这些系统的传质速率，并校正了星历表。
2017-11-13 astro-ph.SR
Global Parameters of Eight W UMa-type Binary Systems
研究对八个低温短周期W UMa型相接双星进行多波段测光、O-C与PHOEBE光变曲线分析，并基于414个系统用MCMC及ANN更新参数经验关系。
2024-01-18 astro-ph.SR
BSN-IV: The First Multiband Light Curve Study of Five W UMa-type Contact Binary Systems
本文利用南北半球多波段测光和BSN 1.0建模研究五个W UMa型相接双星，分析周期变化、黑子、P-a关系、热平衡、低质量比稳定性及演化参数。
2025-10-20 astro-ph.SR
Investigation of the Orbital Period and Mass Relations for W UMa-type Contact Systems
本文给出了大熊座W型系统的轨道周期与某些参数之间的新关系。为了研究这些关系，我们计算了118个系统样本的绝对参数。为此，我们使用从盖亚早期数据发布3（盖亚EDR 3）星表获得的视差值进行更精确的计算。其他所需的参数，包括光变曲线解和轨道周期，是从以前的研究中得出的。对于某些关系，我们从另一项研究中添加了86个轨道周期小于0.6天的系统到我们的样本中，使我们能够将系统数量增加到204个。因此，重新计算了这些接触系统的每个组件的质量（M）值以及所有其他绝对参数。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来获得每个组分的新的轨道周期-质量关系（P-M），并将温度（T）加入到过程中来获得新的轨道周期-温度关系（P-T1）。我们提出了轨道周期行为的log（g）的新关系，为每个组件。利用人工神经网络（ANN）方法建立了轨道周期、主成分质量和温度（P-M1-T1）之间的关系模型。此外，我们提出了一个模型的轨道周期和质量比（P-q）之间的关系，通过拟合多层感知器（MLP）回归模型从文献中收集的数据的样本。
2021-12-25 astro-ph.SR
Long-term photometric and low-resolution spectroscopic analysis of five contact binaries
对5颗大熊座W食双星J015818.6+260247进行了光度和光谱研究（以下简称J0158b）、J073248.4+405538（以下简称J0732）、J101330.8+494846（以下简称J1013）、J132439.8+130747（以下简称J1324）和J152450.7+245943（以下简称J1524）。测光数据是在1.3 m毁灭性快速光学望远镜（DFOT）、1.04 m Sampurnanand望远镜（ST）和TESS空间任务的帮助下收集的。利用4 m大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的低分辨率光谱进行光谱分析。这些系统的轨道周期的变化是确定使用我们和以前可用的光度数据从不同的调查。J1013和J1524的轨道周期分别以$-2.552(\pm0.249)\times 10^{-7}$天$yr^{-1}$和$-6.792(\pm0.952)\times 10^{-8}$天$yr^{-1}$的速率变化，而其他的轨道周期没有任何变化。J1013和J1524的轨道周期变化对应于这些系统中从初级组分到次级组分的$2.199\times10^{-7} M_{\odot}\,yr^{-1}$和$6.151\times10^{-8}M_{\odot}\,yr^{-1}$的质量转移速率。在J1524的情况下，通过磁制动的角动量损失也可能是观测到的轨道周期变化的原因。除J…
2021-12-23 astro-ph.SR
Multivariate Statistical Analysis of Low Mass Ratio Contact Binaries: Definition, Dynamical Stability, and Parameter Relationships
LUX, Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台）；Department of Physics, University of Pisa（比萨大学）；Independent Astrophysics Researcher（独立天体物理研究员）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, University of Zanjan（赞詹大学）；Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学）
基于818个相接双星样本，定义了低质量比阈值q≈0.27，通过蒙特卡洛分析旋转稳定性，并利用Gaia DR3视差推导了115个低质量比系统的经验参数关系。
2026-06-29 astro-ph.SR
On the minimum mass ratio of W UMa binaries
利用Eggleton的恒星演化程序，研究了具有不同初始质量的大熊座W（W UMa）双星的最小质量比（$q_{\rm min}$）.研究发现，当主星质量小于1.3 $M_{\rm \odot}$时，W UMa双星的最小质量比随主星质量的增加而减小，当主星质量大于1.3时，质量比基本不变.通过理论最小质量比与观测数据的比较，发现低$q$系统的存在可以用不同质量的原色的不同结构来解释。这表明，无量纲回转半径（$k_1^2$），从而初级的结构是非常重要的，在确定的最小质量比。此外，我们还研究了W UMa系统合并过程中的质量损失，并计算了由于潮汐不稳定性而由W UMa联星合并形成的单星的自转速度。结果表明，在质量和角动量守恒的情况下，合并的单星以约为$588\sim819$ km s $^{-1}$的赤道速度旋转，远大于它们的分裂速度（$v_{\rm b}$）.这表明合并的恒星应该延伸到一个非常大的半径（3.7 $\sim$ 5.3倍的主半径）或W UMa系统将失去大量的质量（21 $\sim$ 33%的总质量）在合并过程中。如果考虑磁制动的影响，质量损失减少到12 $\sim$ 18%的总质量。这意味着WUMa系统在合并过程中可能会损失大量的角动量和质量，这种质量和角动量损失可能是由秒轨道能量的释放驱动的，类似于共包络演化。
2013-03-04 astro-ph.SR
BSN-VI: Multiband Light Curve Modeling of Four W UMa-Type Contact Binaries I. Revisiting Energy Transfer Mechanisms and Luminosity Behavior
BSN Project（BSN项目）；Independent researcher（独立研究者）；LUX, Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学）；Department of Astronomy, Raderon AI Lab（天文学系，拉德伦人工智能实验室）；Instituto de Astronomía, UNAM（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Astronomy and Space Science, Faculty of Science, Erciyes University（埃尔吉耶斯大学理学院天文学与空间科学系）；Erciyes University, Astronomy and Space Science Observatory Application and Research Center（埃尔吉耶斯大学天文与空间科学观测应用与研究中心）；Department of Physics, Faculty of Arts and Sciences, Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学文理学院物理系）；Astrophysics Research Center and Observatory, Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学天体物理学研究中心和天文台）；Variable Stars South (VSS), Congarinni Observatory（南变星组织（VSS），康加里尼天文台）
本研究通过高精度光度分析，重新审视了四个W UMa型接触双星的能量传输机制和光度行为，利用PHOEBE和BSN工具进行建模，揭示了不同演化阶段的能量传输特征。
2026-02-13 astro-ph.SR
Exploring Contact Binaries: Observational Analysis of four W Uma Binaries Using Photometry and Spectroscopy
本文利用DFOT、TESS测光和LAMOST光谱对四颗大熊座W型相接双星进行多波段观测分析，更新历元并测定轨道周期变化率、质量转移率及绝对参数，揭示其A次型特征和Hα、Hβ超额发射。
2025-05-06 astro-ph.SR
Contact Binaries as Viable Distance Indicators: New, Competitive (V)JHKs Period-Luminosity Relations
基于目前最大的目录，包括6090接触双星（CB）和2167疏散星团，我们确定近红外$JHK_{\rm s}$ CB周期-光度（PL）的关系，首次实现低水平的内在散射，使这些关系可行的竞争距离校准。为了在疏散星团CB的基础上牢固地建立我们的距离校准，我们要求（i）感兴趣的CB必须位于其宿主星团的核心半径内;（ii）CB的自行必须位于其宿主疏散星团的$2σ$分布内;以及（iii）CB的年龄$t$必须与其宿主星团的年龄相当，即，$Δ\log (t\mbox{ yr}^{-1}) <0.3$。因此，我们选择了一个校准样本的66个CB的疏散星团的距离或准确的空间为基础的视差。由此产生的近红外PL关系，对于两种晚期类型（即，大熊座W型）和-首次-早期型CB，与完善的$JHK_{\rm s}$造父变星PL关系一样精确（特点是$σ< 0.10$等的单波段统计不确定性）。我们表明，CBs可以被用作可行的距离示踪剂，产生的距离的不确定性优于5%的6090 CBs在我们的全样本中的90%。通过结合完整的$JHK_{\rm s}$测光数据集，CB可以追踪精确度为$σ=0.05 \mbox{ (statistical)} \pm0.03 \mbox{ (systematic)}$的距离。大麦云中的102个CB用于确定到$(m-M_V)_0^{\rm LMC}=18.41\pm0.20$的距离模数。
2016-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence of Long-Lived Powerful Gyrosynchrotron Radio Emission in the Close Binary FF UMa
Yunnan University（云南大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Finnish Geospatial Research Institute (FGI), National Land Survey of Finland（芬兰国家土地测量局芬兰地理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
研究FF UMa双星的无线电发射特性，发现其高亮度温度和低圆偏振率，表明由弱相对论电子在强磁场中产生gyrosynchrotron辐射，且无线电亮度与圆偏振率呈反相关。
2026-03-20 astro-ph.HE 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
