High cadence measurement of neutral sodium and potassium absorption during the 2009-2011 eclipse of epsilon Aurigae
本文介绍了利用小型望远镜网在日食期间对御夫座进行分光观测的结果。光谱的分辨率为0.35至0.65厘米，涵盖了2008年至2012年，日食期间的典型间隔为4天。本文特别介绍了K I 7699、Na D和Mg II 4481等谱线的变异。KI 7699的吸收在日食开始前3个月开始增加，到2012年3月调查结束时，亮度已经恢复到正常的日食外水平7个月后，还没有恢复到日食前的水平。食星对KI 7699谱线的贡献被分离出来，数据显示在进入和离开期间，过量吸收以一系列的步骤增加和减少。这被解释为日食天体内部结构的指示。在食时，F星被Na D波长的食星完全遮蔽。F星的径向速度和在任何给定时间F星前面的食物质的平均和最大径向速度已经被分离出来，并在整个日食过程中被跟踪。在日食外的F星RV中看到的准周期变化在日食期间继续存在。希望这些结果可以用于约束系统及其组件的拟议模型。
2012-06-28 astro-ph.SR
Modeling the Variable Polarization of epsilon Aurigae In and Out of Eclipse
食联星是一个非常长周期的联星，包含一颗演化的变星F和一颗被不透明的拱星盘包裹的疑似B主序星。其几何排列是几乎完美地从侧面观察到圆盘，对准导致F星的偏食。尽管2009年至2011年日食的全球观测活动，仍然存在关于双星的性质，其组成部分，磁盘和系统的演化状态的悬而未决的问题。我们结合宽带颜色变化来分析光学波段偏振，以解释F星表面的亮度变化。我们在1982-84年日食期间和之后建立了一个广泛而密集的数据集。我们开发了一个模型的表面温度变化的特点是一个小的全球变化覆盖的温度变化描述的低阶球谐函数。虽然没有提供对数据集的详细拟合，但我们的建模捕获了颜色和偏振变化的整体特征。特别是，我们能够恢复的总行为的偏振偏移在Q-U平面观察到的F星日食期间相比，日食后的行为。
2021-07-01 astro-ph.SR
Structure in the disc of epsilon Aurigae: Spectroscopic observations of neutral Potassium during eclipse ingress
本文报道了御夫座双星7699A中性钾线在食入和全食过程中的等效宽度变化。线强度的增加和平台与新的系统参数和干涉成像的限制，加上辅助数据同时报告。总之，这些数据揭示了过境光盘的结构细节，以前从未测量过。测量的环和间隙的位置不立即适合任何建议的模型，使用简单的潮汐估计。然而，我们预测出口时间的利益，并敦促继续监测这颗星在平衡的日食，并鼓励理论治疗的光盘子结构进行追求。
2010-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
K I 7699 Å and related shell lines during the recent eclipse of $ε$ Aurigae
我们报告了2009 - 2011年日食期间长周期食双星御夫座$ε$的高分辨率（R = 30 000、45 000和75 000）阶梯光栅和中分辨率（R = 22 000和10 000）光谱观测结果。低激发壳层线，即7699 Ω处的K { \sevensize \rm I}线（具有346个数据点），Cr { \sevensize \rm I}线在5345.807和5348.326处，Fe { \sevensize \rm I}线在5110.435处，其源自盘形次级，H $α$和Na、D、$_{1}$和D、$_{2}$线的壳层成分在日食期间的形状和径向速度有明显的变化。由入口和出口相周围的K { \sevensize \rm I}线所示的等效宽度曲线表明，后缘中的气体密度比前缘中的密度高大约两倍。利用均匀的圆柱形开普勒盘掩食F0 Ia主星和壳层吸收线起源于不透明盘周围气体大气的几何模型，拟合了覆盖全蚀的K { \sevensize \rm I}线的等效宽度和径向速度曲线.一个相当好的拟合可以通过一个低质量的双星模型来实现，其中盘中心恒星的质量是5.4 M $_{\odot}$，主星的质量是2.5 M $_{\odot}$，盘的大小是8.9 AU。原星系的质量较低，Sadakane等人（2010）发现了增强的$s$过程元素，支持它是一颗后AGB F超巨星。对于高质量的二元模型，模拟的径向…
2014-09-19 astro-ph.SR
Structure in the Disk of epsilon Aurigae: Analysis of the ARCES and TripleSpec data obtained during the 2010 eclipse
内容：全世界对最近御夫座日食的兴趣导致了几个广泛的数据集的产生，包括那些与高分辨率光谱监测有关的数据集。这导致发现，除其他事项外，质量传递流的存在，特别是在第三次接触。目标：我们探讨了光谱方面的质量传递流在第三次接触，使用高分辨率光谱与ARCES和TripleSpec仪器在阿帕奇点天文台。研究方法：获得了2009年至2012年之间的116个时期的数据，并测量了等效宽度和线速度，根据这些是高偏心率与低偏心率盘线的报告进行选择。这些数据集也使更多的细节被测量的日食中期增强的He I 10830 A线，并发现天鹅座P形状的Pa β线在第三次接触。分析：我们发现了与质量转移流相关的高速物质的证据，这些物质在第三和第四次日食接触之间持续存在。我们使用SHAPE软件可视化的磁盘和流的相互作用，并使用CLOUDY软件来估计，增强的He I 10830 A吸收的来源来自一个区域与log n = 10（/cm 3）和温度为20，000 K一致的中B型中心恒星。结果和后续步骤：范伦斯伯根双星演化模型与目前的双星参数相一致，初始双星的质量为9 + 8太阳质量，在3500万年后演化为2.3和14.11太阳质量的最终产物。在下一次日食之前，有可能做出预测，表明持续的监测将有助于解决关于这一双星的长期问题。
2018-06-25 astro-ph.SR
Epsilon Aurigae: An improved spectroscopic orbital solution
2009-2011年将发生罕见的御夫座EpaniAurigae日食。我们报告了一个更新的单线光谱解决方案的基础上，20年的监测在CfA的主要恒星的轨道，结合历史的速度观测可以追溯到1897年。在1989年至2009年期间获得了518个新的CfA观测结果。提出了两种解决方案。一个是使用日食阶段之外的速度，以及之前日食的中间时间，从测光可以追溯到1842年，这对星历提供了最强的约束。这产生了9896.0 +/- 1.6天（27.0938 +/- 0.0044年）的周期，速度半振幅为13.84 +/- 0.23 km/s，偏心率为0.227 +/- 0.011。通过这种组合拟合预测的当前正在进行的日食的中间值是JD 2，455，413.8 +/- 4.8，对应于2010年8月5日。如果我们只使用径向速度，我们发现预测的当前日食的中间时间是9个月前。这意味着引力伴星与食星并不相同。或者，纯光谱解可能会受到超巨星短周期振荡引起的速度扰动的影响。
2010-01-27 astro-ph.SR
An Extreme Analogue of $ε$ Aurigae: An M-giant Eclipsed Every 69 Years by a Large Opaque Disk Surrounding a Small Hot Source
TYC 2505-672-1是一个新发现的、引人注目的食系统，它由一颗M型红巨星组成，经历了一次长达3.45年的近全食（深度约4.5等），周期约69.1年。TYC 2505-672-1是迄今为止发现的最长周期的食双星系统，是目前最长周期系统御夫座$ε$的两倍多。我们表明，从分析的光变曲线，包括我们自己的数据和历史数据跨越超过120年，从建模的光谱能量分布，无论是在日食之前和期间，红巨星主要是由一个中等热源（T $_{eff}$ ~8000 K），这本身是由一个扩展的，不透明的拱盘包围。从光度比的测量结果来看，热伴星的半径应该在0.1-0.5 Rsun之间（取决于红巨星主星的假设半径），这比主序星A的半径小一个数量级，比白矮星的半径大1-2个数量级。因此，这颗伴星很可能是一颗“剥离红巨星”亚矮星B型恒星，注定会成为He白矮星。然而，它比大多数sdB星要冷一些，这意味着这颗“前He-WD”星的质量非常低。围绕着这个热源的不透明圆盘可能是它以前的氢外壳剥离后的残留物。然而，令人困惑的是，这个物体是如何被剥离的，因为它目前距离当前的红巨星主星如此遥远（轨道半长轴约24 AU）。从我们计算的星历表推断，下一次日食应该在UT 2080年4月初开始，在UT 2083年9月中旬结束（日食中心UT 2081年12月24日）。这个系统有望成为一类非常罕见的系统的典范，甚至在几个方面比研究得很好的原型$…
2016-03-11 astro-ph.SR
First Results from the Disk Eclipse Search with KELT (DESK) Survey
利用KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）系外行星巡天的时间序列测光，我们正在通过恒星的原行星盘，特别是在年轻的恒星协会中寻找恒星的日食。到目前为止，我们已经发现了两个以前未知的，围绕年轻恒星御夫座RW和V409 Tau的大型变暗事件。我们将御夫座RW的变暗归因于其潮汐破裂盘的掩星，这种破裂可能是由于其双星伴星最近的一次飞越造成的。即使在御夫座RW的动力学环境下，扭曲的盘状物质仍然非常紧凑，可能能够形成行星。这个系统还表明，在行星形成过程中，强的双星与盘的相互作用也可以通过搅动和混合物质来影响行星和核心的组成。我们解释V409 Tau的变暗是由于一个特征，可能是一个弯曲或扰动，位于距离主星至少10 AU的近边缘的拱星盘上。
2015-09-14 astro-ph.SR
Interferometry of $ε$ Aurigae: Characterization of the asymmetric eclipsing disk
我们报告的光学干涉观测的$ε$御夫座系统，在过去的14年中，在三个不同的干涉设施的四个光束组合共106个夜晚。这一长序列的数据提供了一个理想的评估系统之前，期间和之后，最近的2009-2011年日食。我们已经重建了独立于模型的图像，从10个日蚀时期，这表明一个盘状物体确实是负责日食。使用新的3D，时间依赖的建模软件，我们得出的F-星（直径，临暗）的属性，确定以前未知的轨道要素（$Ω$，$i$），并访问全球结构的光学厚的部分食盘使用几何模型和近似的天体物理学相关的密度分布。这些模型可能是有用的，在未来的流体动力学模拟系统。最后，我们解决了几个突出的研究问题，包括月食中期增亮，F型主星可能的收缩，以及盘中的任何扭曲或子特征。
2015-08-08 astro-ph.SR
Taming the Invisible Monster: System Parameter Constraints for Epsilon Aurigae from the Far-Ultraviolet to the Mid-Infrared
我们已经收集了新的斯皮策太空望远镜红外阵列相机对神秘双星御夫座Eppery Aurigae的观测，以及档案远紫外到中红外数据，以形成前所未有的光谱能量分布，波长从0.1微米到100微米，跨越三个数量级。观测到的光谱能量分布可以用一个三分量模型重现，该模型由一颗2.2+0.9/-0.8 Msun F型后渐近巨星分支星和一颗5.9+/-0.8 Msun B5+/-1型主序星组成，主序星被一个几何厚度但部分透明的气体和尘埃盘包围。在名义上的依巴谷视差距离为625 pc时，模型归一化产生F星的半径为135+/-5 Rsun，与已发表的干涉测量观测结果一致。尘埃盘被限制在倾角i > 87度的情况下观察，有效温度为550+/-50 K，外半径为3.8 AU，厚度为0.95 AU。尘埃盘的尘埃含量必须主要限于大于10微米的颗粒，以产生观测到的灰色光红外日食和档案斯皮策中红外光谱中缺乏广泛的尘埃发射特征。盘的总质量，即使考虑到除了产生观测到的红外过量的尘埃之外的潜在气体贡献，也<< 1 Msun。我们讨论了这个系统的进化方案，可能导致恒星组件的当前状态，并建议其未来的演变的可能性，以及我们的模型的潜在的观测测试。
2010-03-19 astro-ph.SR
Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse
在1994年至2010年期间获得的一系列353个红色电子光谱，以及2010年日食的171个UBV光度观测，被分析，以更好地了解食双星eps Aur。主要结果如下。(1)我们试图通过解开eps Aur双星的观测光谱来恢复伴星的光谱，但失败了，但是我们能够解开大地线的光谱，并获得F型主星的平均光谱。然后将后者与合成光谱的网格进行比较，得到一些合理的T（eff）和log（g）值，但没有发现相当好的匹配，然而，我们得出结论，观察到的光谱是低重力恒星的光谱。(2)我们研究了过去16年来复杂的H-α线剖面的变化，特别强调了2009-2011年的日食期间，通过从观测到的光谱中减去平均日食H-α剖面（径向速度适当偏移）。我们发现，围绕着看不见的伴星的黑暗圆盘有一个扩展的“大气层”，它通过对F星投射的蓝移和红移的H-α“壳”反射来表现自己。值得注意的是，H-α壳层线首次出现在日食第一次接触前三年，当时系统距离最大距离不远。(3)几个强大的，未混合的谱线，以及UBV测光径向速度和中心强度的分析表明，这些观测显示出明显的多周期变化在日食。66.21的主周期是所有观测量所共有的，但这些变量之间的相移不同。这一结果有力地支持了我们先前的建议，即在日食期间看到的光度变化是F星固有的，因此，应该放弃由于盘中有一个洞而导致中心增亮的想法。
2011-04-30 astro-ph.SR
An Analysis of the Long-term Photometric Behavior of epsilon Aurigae
光减少50%的诱惑吸引了大量的观察者和研究人员每隔27年就来到阿穆尔，但很少有人注意到日食之外的系统。早在1800年代后期，人们就已经清楚地知道这个系统在全食之外会经历某种形式的准周期变化，但直到20世纪50年代中期，很少有人在他们的研究中考虑这种影响。在这项工作中，我们专注于在这个系统中看到的食外（OOE）变化。我们已经将来自81个不同观察者的27个历史测光来源数字化。其中两个来源提供了27年的日食间UBV测光，我们已经使用现代周期发现技术进行了分析。我们已经发现F星的变化是多周期的，至少有两个周期在时间上以大约-1.5天/年的delta（周期）演变。当这些周期以3,200天的间隔表现为近正弦变化时，就可以检测到这些周期。我们讨论我们的工作在进化的背景下，通过比较发现的行为在电子Aur与真正的超巨星和后AGB恒星相似的光谱类型。基于我们的定性比较，我们发现e-Aur系统中F星的光度行为更能指示超巨星行为。因此，这颗恒星更可能是一颗“传统的超巨星”，而不是一颗后AGB天体。我们鼓励继续对这个系统进行光度监测，以检验我们的预测。
2013-03-27 astro-ph.SR
Precise Measures of Orbital Period, Before and After Nova Eruption for QZ Aurigae
对于普通的经典新星御夫座QZ（1964年爆发），我们报告了1912- 2016年的1317个星等，包括在爆发前很久在档案摄影板上检测到的四次日食。我们对喷发前和喷发后的轨道周期都有准确和可靠的测量，我们发现轨道周期减少了，在整个喷发过程中的分数变化为-290.71+-0.28ppm，轨道必然会变小。此外，我们还发现，从1912- 1981年，在日食和喷发之外的光变曲线在B=17.14附近是平坦的，此后，平均光变曲线开始衰减到B=17.49，变化很大。QZ Aur是一个强有力的反例，反对冬眠模型的灾变变量的演变，该模型要求所有新星的周期在爆发期间增加。在喷发过程中，由于喷出物的质量不平衡，很容易导致周期的大幅度下降，这在不对称的新星壳层中很常见。
2019-05-02 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
2D Monte-Carlo Radiative transfer modeling of the disk shaped secondary of Epsilon Aurigae
通过拟合食双星$ε$ Aur从可见光到远红外波段的光谱能量分布，提出了食双星盘的二维Monte-Carlo辐射转移模型。我们还报告了AKARI在五个中红外和远红外光度带对$ε$ Aur的新观测，并用于构建我们的SED。该盘是光学厚，并具有喇叭形的盘几何形状，包含气体和尘埃，气体与尘埃的质量比为100。我们认为这颗双星的主星是一颗F0 Iae型的post-AGB星，而盘的中心是一颗B5 V热星，其温度为15，000 K。我们采取的半径为3.8 AU为我们的模型作为约束的食盘的红外干涉成像观测。我们的模型表明，磁盘包含的晶粒比ISM晶粒大得多（晶粒尺寸为10 $μ$至100 $μ$）。磁盘的颗粒化学是含碳的，我们的模型表明，硅酸盐和ISM灰尘化学不再现所观察到的SED在中红外远红外区域的斜率。这意味着在$ε$ Aur系统中盘状次级星的形成可能是物质吸积和/或质量转移的结果，而现在的主星是F0 Iae post-AGB星。它不是原行星盘。圆盘几乎是边缘朝上，倾角大于85 $^{o}$。我们建议从我们的辐射转移模型，磁盘是不是固体，并有一个2 AU半径的中心，其中没有晶粒的存在，使该地区几乎透明的空隙。该盘质量不大，其质量小于0.005 M $_{\odot}$。
2012-03-29 astro-ph.SR
An Eccentric Planet Orbiting the Polar V808 Aurigae
本文通过分析极星V808 Aur的15年食时刻数据，发现2015至2018年间计时偏差超过30秒，提出该现象由一颗轨道周期约11年、投影质量约6.8木星质量的偏心行星近星点经过所致，并揭示了食时刻与亮度之间的相关性。
2024-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XIX. The long-period solar-type system V454 Aurigae
本研究结合 Griffin 径向速度与 TESS 八扇区光变曲线，首次测定长周期高偏心率食双星 V454 Aur 两颗太阳型恒星的质量、半径及距离，并解释主星反而更小更冷的原因。
2024-05-10 astro-ph.SR
Absolute Properties of the Triple Star HP Aurigae
对食双星HP Aur的新光度、光谱和食时观测允许非常精确的轨道测定，即使存在第三个天体和短暂的星点活动。食双星的质量和半径的精确度分别为+/-0.4%和0.6%。质量分别为0.9543 +/- 0.0041和0.8094 +/- 0.0036太阳质量，半径分别为1.0278 +/- 0.0042和0.7758 +/- 0.0034太阳半径。外轨道的轨道周期第一次被准确地知道- 4.332 +/- 0.011年。与现有恒星演化理论的比较表明，在70亿年左右的年龄，组分的绝对性质可以很好地与现有模型相匹配。
2013-10-14 astro-ph.SR
Comparison of the infrared magnitudes of the eclipsing variable star epsilon Aur during the two main luminance lows using observations from 1980 to 2015
介绍了1982年和2010年两个主要极小期内长周期食变星Aur在1- 5微米光谱范围内的光度测量数据。值得注意的是日食中光变曲线的相似性，它的不对称性，以及短间隔增加亮度的可用性。我们正在检测指示色J-M的相位变化，以及在日食开始和结束时颜色短暂变化的效果。
2015-12-09 astro-ph.SR
On the nature of the candidate T-Tauri star V501 Aurigae
我们报告新的多色测光和高分辨率光谱观测的长周期变量V501 Aur，以前被认为是一个弱线的T-金牛星属于金牛座御夫座恒星形成区域。光谱观测表明，V501 Aur是一个单线光谱双星系统，轨道周期为68.8天，轨道略偏心（e ~ 0.03），系统速度与金牛座-御夫座的平均速度不一致。测光显示准周期性变化的不同，~55天的时间尺度，我们归因于旋转调制的斑点。看不到日食。这颗可见天体是一颗快速旋转（vsini ~ 25 km/s）的早期K星，其旋转周期意味着它一定很大（R > 26.3 Rsun），光谱估计也表明它的表面重力很低。盖亚任务和其他独立估计的视差意味着比金牛座-御夫座区域大得多的距离，与巨人解释一致。综合这些证据，再加上对LiI~ $λ$ 6707和H $α$谱线的重新评估，表明V501 Aur不是一颗金牛座T星，而是一颗在金牛座-御夫座恒星形成区后面有巨大主星的场双星。光谱轨道的大质量函数和与恒星演化模型的比较表明，次级恒星可能是一颗早型主序星。
2017-02-15 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopy during Eclipse of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS 0535-0546. I. Primary Spectrum: Cool Spots versus Opacity Uncertainties
我们提出了高分辨率凯克光谱的非常年轻的亚星食双星2 MASS J 05352184 -0546085，在日食的低质量（二次）褐矮星。观测结果仅得到了高质量（主）棕矮星的光谱，次级棕矮星的污染可以忽略不计（约1.6%）。我们使用最先进的PHOENIX Dusty和Cond合成光谱，对TiO-λ谱带和KI双峰的红色波瓣进行同时精细分析。将这些拟合得到的有效温度和表面重力与{ \it凭经验}确定的主星表面重力（logg=3.5）进行比较，使我们能够测试模型光谱，并探测当时的光球条件。我们发现：（1）与单独的TiO-二氧化钛拟合意味着Teff=2500 \pm 50 K;（2）在此Teff下，与KI拟合意味着logg=3.0，比真实值低0.5 dex;（3）在真实logg下，KI拟合得到Teff=2650 \pm 50 K，比单独的TiO-二氧化钛高~ 150 K。一方面，这些是在存在覆盖初级表面的大部分的冷点的情况下预期的趋势（如先前理论解释的初级和次级之间观察到的Teff反转）。具体来说，我们的结果可以复制一个无斑点的恒星光球与Teff= 2700 K和（经验）logg=3.5，再加上轴对称冷点，15%的冷却器（2300 K），有一个有效的logg=3.0（0.5德克斯低于光球），并覆盖70%的表面。另一方面，我们分析的趋势也可以通过模型不透明度误差来再现：合成TiO-β不透明度缺乏，…
2010-08-13 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper V. The triple system V455 Aurigae
V455 Aur是一颗离体食双星，包含两颗F星，轨道为3.15-d，离心率很小。它的日食是在依巴谷卫星的数据中发现的，格里芬（2001，2013）获得了光谱轨道。Griffin发现了食系统的系统速度的长期变化，这是由于在一个高偏心轨道（e = 0.73）上的第三个天体，其周期为4200 d。我们使用这些数据，来自TESS卫星的V455 Aur的光变曲线和Gaia EDR 3视差来确定系统组件的物理特性。我们发现食星的质量为1.289 +/- 0.006 Msun和1.232 +/- 0.005 Msun，半径为1.389 +/- 0.011 Rsun和1.318 +/- 0.014 Rsun，有效温度为6500 +/- 200和6400 +/- 200 K。第一次直接检测到来自第三组分的光，在TESS光曲线的解中以l_3 = 0.028 +/- 0.002的第三光的形式。根据这个l_3、理论光谱和经验校准，我们估计该恒星的质量为0.72 +/- 0.05 Msun，半径为0.74 +/- 0.05 Rsun，温度为4300 +/- 300 K。外轨道的倾角为53 +/- 3度，因此系统中的两个轨道不共面。我们表明，测量的光谱光比的两个食星可以降低半径的不确定性从1%到0.25%。详细的光谱分析也可以得到该系统的精确温度和化学丰度，从而使V455 Aur成为已知最精确测量的食系统之一…
2021-06-08 astro-ph.SR
Discovery of an unusual bright eclipsing binary with the longest known period: TYC 2505-672-1 / MASTER OT J095310.04+335352.8
我们报告了MASTER全球机器人网络发现的食双星MASTER OT J095310.04+335352.8，以前被称为不起眼的恒星TYC 2505-672-1，它显示了极端的轨道参数。轨道周期P=69.1 yr，比之前的记录保持者御夫座ε长2.5倍以上。光变曲线的特征是一个非常深的全食，深度超过4.5等，形状对称，总持续时间为3.5年。俄罗斯6米BTA望远镜在最低和最高光下获得的光谱主要对应于M0- 1 III型红巨星，但在日食底部获得的光谱显示出足够热源的小痕迹。这个系统的观测特性可以更好地解释为红巨星被围绕在看不见的二级伴星周围的大团小粒子云（圆盘）所掩盖。
2016-03-27 astro-ph.SR
OGLE-LMC-ECL-11893: The discovery of a long-period eclipsing binary with a circumstellar disk
我们报告了一个偶然发现的盘食系统OGLE-LMC-ECL-11893。日食的周期为468天，持续时间约为15天，有一个深（ΔI ~1.5）、奇特和不对称的轮廓。这样的日食轮廓的一个可能的起源涉及到一个拱星盘。通过后续的光谱观测得到的H-α谱线轮廓证实了该盘的存在，并将该恒星鉴定为Be/Ae型。与先前已知的候选盘食（御夫座Epsophy、仙王座EE、OGLE-LMC-ECL-17782、KH 15 D）不同，OGLE-LMC-ECL-11893的食在约17年（13个轨道周期）的跨度内保持相同的形状，表明盘没有可测量的轨道岁差。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XXV. The chemically-peculiar system AR Aurigae
本研究利用TESS高精度光变曲线首次分析化学特殊食双星AR Aur，无需依赖不可靠的分光光比，测得精确恒星参数，证实两颗子星均为33±3 Myr的年轻主序星，修正了此前伴星未达主序的结论。
2025-07-29 astro-ph.SR
The 2014 Eclipse of EE Cep. Announcement for a Third International Observational Campaign
EE Cep是一个独特的系统，其中一颗Be星被一个黑暗的尘埃盘所掩盖，使这颗恒星在许多方面与著名的Auraur相似。EE Cep日食的深度和持续时间在很大程度上变化。最近两次日食是在广泛的国际运动框架内观测的。对这些活动数据和历史测光的联合分析使我们能够提出这个系统的模型，这意味着一个周期大约是轨道周期11-12倍的盘进动。这个模型预测，即将到来的日食应该是观测到的最深的日食之一，达到大约2兆。下一个日食的方法-光度最小值应该发生在2014年8月23日左右。在这里，我们想宣布一个新的，第三个国际运动的目的是验证磁盘进动模型，并把更多的限制，这个系统的物理参数。
2014-07-06 astro-ph.SR
Synthetic Spectra and Light Curves of Interacting Binaries and Exoplanets with Circumstellar Material: SHELLSPEC
SHELLSPEC程序设计用于计算浸没在光学薄的移动星周环境中的相互作用双星和太阳系外行星的光变曲线、光谱和图像。它解决了简单的辐射转移沿视线在移动介质。假设包括LTE和可选的已知状态量和3D中的速度场。可选的（非）透明物体，如斑点，圆盘，溪流，射流，ufo，贝壳或星星可以在3D中定义（嵌入），并计算它们的合成光谱。Roche模型可以作为辐射转移的边界条件。最近，一个新的模型的反射效应，灰尘和米氏散射被纳入代码。御夫座$ε$是天空中最神秘的天体之一。先前对它的光变曲线的建模假设是黑暗的、倾斜的、中心有洞的尘埃盘，以解释月食中期急剧变亮的光变曲线。我们的模型由两个几何厚喇叭形的磁盘。内部光学厚盘和外部光学薄盘吸收和散射辐射。月食中的浅增亮可能是由近边缘的耀斑（尘埃或气体）盘造成的。日食中期变亮也可能是由于尘埃的强烈前向散射和光学特性，这对光变曲线有重要影响。相互作用的双星和凌日系外行星之间有许多相似之处。反射效应就是其中之一，本文对其进行了简要的评述.目前已知的所有凌日系外行星表面的精确罗氏形状和温度分布已经确定。在某些情况下（HAT-P-32 b、WASP-12 b、WASP-19 b），与球形的偏差可达到7- 15%。
2011-08-15 astro-ph.SR
The deep eclipses of RW Aur revisited by long-term photometric and spectroscopic monitoring
本研究通过长期多波段测光和光谱监测，发现 RW Aur 的深度变暗与亮度下降时 Hα 线减弱、[OI] 线增强，支持热尘埃风导致消光的理论。
2023-12-29 astro-ph.SR
High-Resolution Spectroscopy during Eclipse of the Young Substellar Eclipsing Binary 2MASS 0535-0546. II. Secondary Spectrum: No Evidence that Spots Cause the Temperature Reversal
我们提出了高分辨率的光学光谱的年轻的棕矮星食双星2 M0535 -05，在日食的高质量（主要）棕矮星。结合我们以前的光谱的主要单独（论文I），新的观察产生的光谱的次要单独。我们调查，通过两个二元组分的差分分析，冷表面斑点是否负责抑制温度的主要。在论文I中，我们发现了一个显着的差异之间的经验表面重力的主要和推断，通过精细分析其频谱。在这里，我们发现，无论是定性的还是定量的，表面重力都存在着同样的差异。虽然这可能再次归因于冷点或模型不透明度误差，但这意味着冷点不能优先降低主光谱的温度：如果它们是，则主光谱上的斑点效应应该优先更大，而它们不是。我们仅从TiO-SiO2谱带推断出的原发性和继发性Teff显示出与经验观察到的相同比例的相同逆转，从而支持了我们分析的有效性。反过来，这意味着，如果初级线圈上的磁场对对流的抑制是Teff反转的根本原因，那么它不可能是主要在初级线圈上产生斑点的局部抑制（尽管两个分量可能是同样的斑点），而是在初级线圈内部的全局抑制。我们简要地讨论了目前的理论，这可能是如何工作的。
2012-08-13 astro-ph.SR
ASASSN-24fw: An 8-month long, 4.1 mag, optically achromatic and polarized dimming event
ASASSN-24fw是一颗F型星，经历长达8个月、4.1星等的消色差变暗事件，可能由环双星盘中的大颗粒尘埃引起，并伴有M矮星伴星。
2025-08-05 astro-ph.SR
TESS unveils the phase curve of WASP-33b. Characterization of the planetary atmosphere and the pulsations from the star
我们提出的检测和表征的全轨道相位曲线和二次日食的超热木星WASP-33 b在光学波长，随着主恒星的脉动光谱。我们分析了凌日系外行星调查卫星（TESS）在第18扇区收集的数据。WASP-33 b属于从地面发现的高度辐射系外行星的一个非常短的列表，后来TESS访问了这些行星。WASP-33 b的主星是盾牌座三角洲型，并显示出毫米级的非径向脉动，其周期与主凌日的周期相当。这些完全变形的光度光曲线，这阻碍了我们的解释。通过对主星脉动谱的详细测定，我们发现了29个信噪比大于4的脉动频率。在清除了恒星脉动的光变曲线之后，我们自信地报告了一个305.8 +/- 35.5 ppm的二次日食深度，以及100.4 +/- 13.1 ppm的相位曲线振幅和最大亮度区域与28.7 +/- 7.1度的亚恒星点之间的相应西偏移，这使得WASP-33 b成为迄今为止发现的少数几个具有这种偏移的行星之一。我们推导出的Bond辐射系数A_B = 0.369 +/- 0.050，热再循环效率E_B = 0.189 +/- 0.014，再次证实了WASP-33 b的行为与其他热中子星相似，尽管它受到了来自主星的高辐射。通过将相位曲线的振幅与主星凌日和二次日食的深度联系起来，我们确定WASP-33 b的白天和黑夜亮度温度分别为3014 +/- 60 K和1605 +/- 45 K。根据对引力相互作用引起的光度变化的探测，…
2020-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Gaia17bpp, a Giant Star with the Deepest and Longest Known Dimming Event
本文报告了 Gaia17bpp 恒星长达 6.5 年、深度约 4.5 星等的变暗事件，通过 SED 和凌越模型推断其由光学厚盘凌越巨星所致，属于类似 Epsilon Aurigae 的稀有双星系统。
2023-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
