A new ephemeris and an orbital solution of ε Aurigae
Pavel Chadima, Petr Harmanec, Stephenson Yang, Phillip D. Bennett, Hrvoje Božić, Domagoj Ruždjak, Davor Sudar, Petr Škoda, Miroslav Šlechta, Marek Wolf, Martin Lehký, Pavol Dubovský
我们收集了过去110年的丰富的RV测量系列和过去6次日食的光度观测，并用我们的新观测补充它们，并推导出一个新的精确星历和轨道解。
We collected rich series of RV measurements covering last 110 years and photometric observations from the past 6 primary eclipses, complemented them by our new observations and derived a new precise ephemeris and an orbital solution of epsilon Aur.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
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。
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。
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。
A Refined Orbital Ephemeris for the Intermediate Polar FO Aquarii and Evidence for a Period Derivative
本研究汇集FO Aqr四十余年的食时刻数据，建立新的轨道星历表，并通过二阶多项式拟合以8σ显著性发现其轨道周期正以给定导数增大。
The orbital ephemeris of the classical nova RR Pictoris: presence of a third body?
前新星RR Pic在其光变曲线上呈现出一个周期性的驼峰，这被认为是指它的轨道周期。通过分析这些驼峰极大值在文献中的所有可用历元，并将其与2013年和2014年获得的新光变曲线相结合，我们建立了一个在过去50年中有效的独特周期计数方案，并推导出轨道周期为0.145025959（15）天的星历。这个线性星历的O-C图显示了可能有不同原因的系统偏差。其中之一可能是由于在恒星/褐矮星质量极限附近存在一个假设的第三体而引起的光旅行时间效应，其轨道周期约为70年。我们还研究了探测近距离红矮星-白矮星双星（包括激变变星）的亚恒星或行星伴星的困难，并讨论了导致观测到的O - C偏差的其他可能机制。对于RR Pic，我们提出了通过新的观察来解决这个问题的策略。
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$…
A new orbital ephemeris for WASP-128b
WASP-128是一颗相对明亮（V= 12.37）的G 0矮星，已知在短周期轨道上有一颗过境的棕矮星（Hodžić et al. 2018 arXiv：1807.07557（H18））。已知的此类天体很少，这使得WASP-128成为进一步观测的主要目标，以更好地了解巨行星/褐矮星的性质，包括形成和迁移历史。为了便于对WASP-128 b的未来观测进行规划，我们利用TESS观测到的WASP-128的7次凌日，改进了该系统的轨道星历。我们注意到，我们的轨道周期与H18的轨道周期有很大的不同：它比$14\,σ$（使用它们的不确定性）大。这导致我们的星历预测2020年中期的凌日比H18星历晚了近8个小时。然而，我们没有发现任何周期变化的证据。
TASTE IV. Refining ephemeris and orbital parameters for HAT-P-20b and WASP-1b
我们提出了四个新的光变曲线的凌日系外行星WASP-1b和HAT-P-20 b，在TASTE（亚洲搜索凌日时间变化的系外行星）项目中观察到。我们以均匀的方式重新分析了文献中的光变曲线，计算了两个物体的精确星历和轨道物理参数。WASP-1b在120 s水平上没有显示任何明显的渡越定时变化信号。至于HAT-P-20 b，我们发现了与我们重新估计的线性星历的偏差，这可能是由于扰动的存在，或者更可能是由于以前未被注意到的高水平恒星活动。我们从档案资料中获得的HAT-P-20 A的自转周期（P_rot ~ 14.5天），结合其光学变化和强的Ca Ⅱ H&K线发射，与年轻恒星年龄（< 1 Gyr）相一致，支持恒星活动可能是导致测得的渡越时间偏差的假设。
Binary orbit, physical properties, and evolutionary state of Capella (alpha Aurigae)
我们报告广泛的径向速度测量的两个巨大的组件分离，104天周期的双星系统的五车二。我们的高度精确的三维轨道解基于所有现有的光谱和天体测量观测，包括我们自己的产量大大改善2.466 +/- 0.018 M_太阳和2.443 +/- 0.013 M_太阳的主要和次要（相对误差为0.7%和0.5%）。改进的值也得到了半径（11.87 +/- 0.56 R_Sun和8.75 +/- 0.32 R_Sun），有效温度（4920 +/- 70 K和5680 +/- 70 K），和光度（79.5 +/- 4.8 L_Sun和72.1 +/- 3.6 L_Sun）。距离确定为13.042 +/- 0.028 pc。五车二在演化的恒星中是独一无二的，除了以上所有，化学成分是已知的，包括总金属量[m/H]，主恒星的碳同位素比12 C/13 C，以及锂丰度和两种成分的C/N比。后三个量是演化的敏感诊断，并且由于第一次疏浚期间对流包络的加深而急剧变化。第二颗正在穿越赫兹普龙间隙，而第一颗被认为处于更长寿命的核心氦燃烧阶段。然而，我们发现，目前的恒星演化模型是无法匹配的所有观测的两个组件在同一时间，并在一个单一的年龄，任何演化状态的主要。当测试旋转同步，自旋轴对准，和轨道圆化的系统对潮汐理论时，发现类似的问题。我们的结论是，我们对恒星演化的高级阶段的理解仍然是非常不完整的。[摘要]
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable ZTF17aaaeefu (2MASS J00594349+6454419)
我对激变变星候选者ZTF 17 aaaeefu进行了测光观测，发现了非常深的日食。这些观察是在7个月的8个晚上进行的。日食的轮廓与在其他激变变星中观测到的日食轮廓相似。在观测期间，ZTF 17 aaaeefu的亮度变化类似于矮新星爆发和静止状态。当ZTF 17 aaaeefu较亮（16.0-16.2等）时，平均食深为2.50+/-0.18等，当ZTF 17 aaeefu较暗（17.2-17.4等）时，平均食深为1.45+/-0.06等。在这两种情况下，日食的突出部分的平均宽度是相同的，大约是30分钟。由于观测的覆盖范围很大，我测量的轨道周期精度很高，Porb=0.18821155+/-0.00000014 d。根据轨道周期的精度，推导出有效期为700年的日食星历。该星历表可用于今后轨道周期变化的研究。由于ZTF 17 aaaeefu的轨道周期很长，这个激变变星对于确定其恒星组成的质量很有意义。在未来的径向速度测量中，我精确的日食星历可能对确定轨道相位有用。
Revised ephemeris and orbital period derivative of the supersoft X-ray source CAL 87 based on 34 years of observations
基于34年观测数据，本文构建O−C图分析食超软X射线源CAL 87的轨道演化，测得正周期导数$\dot{P}=+ 8.18\pm1.46\times10^{-11}$ s/s，并发现X射线食存在系统性延迟与抖动。
Steps towards a solution of the FS Aurigae puzzle. II. Confirmation of the intermediate polar status
FS Aur以各种不寻常和令人困惑的周期性光度和光谱变化而闻名。以前有人提出，快速旋转的磁吸积白矮星的进动可以成功地解释这些现象。我们提出了一个研究的FS Aur的基础上，两个广泛的光学光度观测和三个X射线数据集，我们打算验证是否观察到的FS Aur和V455和长周期调制的观测特性是相似的外观在普通的IP的自旋调制。这些新的光学观测第一次在光度数据中揭示了白矮星的进动周期的变化，以前只能通过光谱看到。我们还发现，调制与岁差和轨道周期是明显的X射线数据。我们发现，所观察到的FS Aur的性质非常类似于其他中间极性，从而确认这一激变变量的类的成员。我们对中间极的多色观测的分析表明，颜色指数的时间序列分析似乎是揭示隐藏的变化和揭示其性质的一种强有力的技术。我们发现，V1223 Sgr的（B-I）功率谱表明在光学光变曲线中根本看不到的自旋脉动的数据的存在。此外，对V455 And的颜色指数的分析揭示了光度变化的存在，类似于FS Aur，以前只在光谱上观察到。
On the ephemeris of the eclipsing polar HU Aquarii
磁激变变星宝瓶座HU显示出明显的准周期性调制其日食时间。这些都被解释为环联行星或行星系统所造成的光旅行时间（LTT）效应。我们报告了新的测光观测结果，揭示了2013年10月的另一个精确的日食时间，这是在低或中等状态多年后在高吸积状态下获得的第一次。观测到的日食发生时间比假设的线性或二次星历分别早95.3 +- 2.0 s或62.8 +- 2.0 s。这意味着轨道周期的明显强烈演变要求对当前的行星模型或行星参数进行修订。该物体值得进一步监测，以揭示观测到的变化的真实性质，并限制拟议行星或行星系统的性质。新的观测结果证明，先进的业余设备可以成功地用于通过LTT效应在宽环双星轨道上搜索行星的日益增长的领域。
Period Change of the Binary System WR+O V444 Cyg: Updated Ephemeris Formula
研究WR+O V444 Cyg双星系统轨道周期变化，通过更新ephemeris公式确定WR星质量损失率。
Refined Ephemeris for Four Hot Jupiters using Ground-Based and TESS Observations
WASP-12 b、WASP-33 b、WASP-36 b和WASP-46 b是我们研究过的四个凌日行星系。这些系统的光变曲线来自凌日光系外行星勘测卫星（TESS）和一些地面望远镜的观测。我们使用Exofast-v1来模拟这些光变曲线并计算中间渡越时间。此外，我们绘制TTV图，他们使用派生的中转时间和文献中提供的。这些时序的O-C分析使我们能够改进四个系统的线性星历。我们测量了WASP-12的潮汐品质因数，基于添加TESS数据，Q =（2.13+-0.29）*10^5。根据分析，WASP-46 b系统的轨道周期正在增加。WASP-36 b和WASP-33 b系统的TTV图没有显示出明显的二次趋势。其周期的增加很可能是由于不准确的班轮星历随着时间的推移而增加。因此，需要更多的观测来评估WASP-36 b和WASP-33 b系统中是否存在轨道衰变。
A new photometric ephemeris for the 2M1510 AB double brown dwarf eclipsing binary system
本文利用TESS测光数据精化了2M1510 AB双褐矮星食双星系统的轨道周期，发现Doppler数据存在时间偏移，指出所声称的环双星行星2M1510 ABb可能为假阳性。
A search for transit timing variations in the transiting hot Jupiter systems HIP 65, NGTS-6, NGTS-10 and WASP-173
研究通过分析四个热木星系统凌犯时间变化，探讨轨道衰减的潮汐耗散效应，并发现WASP-173可能表现出快速衰减。
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable IPHAS J013031.89+622132.3
我对研究不充分的激变变星IPHAS J013031.89+622132.3进行了测光观测，发现了非常深的日食。在6个月的时间跨度内，我获得了超过14个晚上的观察，总共50个小时。由于观测间隔较长，我以高精度确定了轨道周期，Porb=0.14935014+/-0.00000020 d。我推导出了日食星历表，由于轨道周期的精确性，它的正式有效期为300年。日食的平均深度为1.88+/-0.07等，日食的突出部分是平滑和对称的。平均食宽，包括扩展的不对称食翼，为0.18+/-0.01阶段或40+/-2分钟。由于在6个月的监测期间没有发生矮新星爆发，这个激变变星很可能是一个类新星变星。
Orbital Refinement and Stellar Properties for the HD 9446, HD 43691, and HD 179079 Planetary Systems
凌日星历精化和监测调查（TERMS）是一个项目，旨在通过使用地面望远镜的额外数据精化已知径向速度行星的轨道参数来检测中长期行星的凌日，计算行星的修订凌日星历，然后在预测的凌日窗口期间监测行星的主星。在这里，我们展示了三个有很高可能性凌日行星的系统的结果：HD 9446 b & c，HD 43691 b和HD 179079 b。我们提供了新的径向速度（RV）的测量，然后用于改善已知行星的轨道解。我们搜索RV数据，寻找轨道上其他行星的迹象，发现HD 9446显示出4.8 $σ$的强烈线性趋势。使用新改进的行星轨道解，其中包括HD 9446 c轨道周期的新最佳拟合解和改进的凌日星历表，我们在每个系统的测光中没有发现凌日行星的证据。由于光度测定中的间隙，HD 9446 b的凌日可以完全排除，而HD 9446 c和HD 43691 b的凌日可以分别排除在b = 0.5778和b = 0.898的碰撞参量范围内。然而，不能排除HD 179079 b的凌日，因为与大恒星相比，这颗行星的尺寸相对较小，因此信噪比较低。我们通过光谱分析确定了这三颗主星的性质，并通过光度分析发现HD 9446具有周期性的变化。
An extensive photometric study of the recently discovered intermediate polar V515 And (XSS J00564+4548)
本文报道了中间极性分子V515和V515的光度测定结果。这些观测是在2008年和2009年的33个夜晚进行的。观察的总持续时间为233 h。我们清楚地探测到两个周期为465.48493 \pm 0.00007$和488.61822 \pm 0.00009 s的振荡，这可能是白矮星的自旋周期和轨道边带。相应地，振荡的半振幅为25和20毫微克。周期为465.48493 s的振荡具有稳定平滑的非对称脉冲轮廓，而周期为488.61822 s的振荡的脉冲轮廓揭示了从准正弦形状到有点类似于食双星的光变曲线的形状的显著变化。两次振荡表明轨道周期为2.73小时。V515 And是自旋最快的中间极星之一，轨道周期小于3小时，可能不处于自旋平衡状态。这可以通过未来的观察来证明。为此，我们得到了振荡星历的正式货架寿命约100年。（1 sigma置信水平）。
Measurement of the Orbital Parameters, Spin and Spectral Evolution During the Main High State of Her X-1 with Insight-HXMT
研究利用Insight-HXMT观测，通过精确的时序分析和光谱演变，确定Her X-1主高态的轨道参数、自转周期及其变化率，以及X射线光谱参数的演变。
The Discovery of HD 37605c and a Dispositive Null Detection of Transits of HD 37605b
我们报告的径向速度发现的第二个行星质量的同伴K 0 V星HD 37605，这是已知的主机偏心，P~55天的类木行星，HD 37605 b。第二颗行星HD 37605 c的周期约为7.5年，偏心率较低，Msini约为3.4兆木星。我们的发现是在Hobby-Eberly望远镜和Keck天文台近8年的径向速度跟踪中完成的，其中包括作为Transit Ephemeris Refinement and Monitoring Survey（TERMS）努力的一部分进行的观测，以提供精确的星历表给长周期行星进行过境跟踪。通过近8年的137次径向速度观测，我们提供了HD 37605系统的良好轨道解和HD 37605 b的精确凌日星历。我们的动态分析揭示了非常小的行星-行星相互作用和一个微不足道的过境时间变化。使用预测的星历表，我们进行了过境搜索HD 37605 b的光度数据采取的T12 0.8米自动光电望远镜（APT）和恒星的微变和振荡（MOST）卫星。虽然APT测光没有捕捉到凌日窗，但它描述了HD 37605的恒星活动，这与它是一颗古老的不活跃恒星的说法一致，它的自转周期为57.67天。MOST测光使我们能够报告一个决定性的零检测的非放牧过境这颗行星。在预测的过境窗口内，我们排除了>> 10 σ时1.9%的边缘预测深度，并排除了大于5 σ时碰撞参量b>0.951的任何过境。我们提出了通过自举计算…
Physical Nature and Orbital Behavior of the Eclipsing System UZ Leonis
在2012年2月至2013年4月以及2017年2月期间获得了UZ Leo的新CCD光度观测。它的物理性质是从我们的光变曲线和现有径向速度的详细分析中得出的。结果表明，该双星系统是一个完全食A型超接触双星，其填充因子高达76%，第三光源在$B$带通中贡献12%的光，在$V$中贡献10%的光，在$R$中贡献7%的光.通过在质量较大的主星上采用磁冷斑，观测值与理论模型之间的光残差得到了满意的拟合。包括我们的12次测量，总共有172个日食时间用于星历计算。我们发现，UZ狮子座的轨道周期的变化，由于叠加在向上的抛物线变化的周期性振荡。观测到的周期以$+3.49 \times 10^{-7}$ d yr $^{-1}$的速率增加，可以用从次级到初级组件的非保守质量转移和由于磁制动引起的角动量损失的某种组合来合理地解释。振荡的周期和半振幅分别约为139 yrs和0.0225 d，这被解释为由于质量为$M_3 \sin i_3$ = 0.30 M $_\odot$的第三分量的光时效应。由于7 $-$ 12 \%的第三个光表明环双星的质量非常高，因此它可能与白矮星相匹配，而不是M型主序星。
Physical properties and optical-infrared transmission spectrum of the giant planet XO-1b
我们给出了XO-1行星系统中四次凌日的十条高精度光变曲线，这些光变曲线是用$u$、$g$、$r$、红移H $α$、$I$和$z$滤波器获得的。我们使用这些来测量物理特性，轨道星历，以及覆盖整个光学波长范围的行星的透射光谱。我们增加了这与已公布的HST/WFC 3的观测，以构建一个传输光谱的行星覆盖0.37至1.65 $μ$ m。我们对这一光谱的最佳拟合模型是H $_2$ /He丰富的大气，其中含有水（3.05 $σ$置信度）、含氮分子NH $_3$和HCN（1.5 $σ$）以及斑片状云（1.3 $σ$）。我们发现，在这种情况下，将光学数据添加到近红外数据并不会对行星大气产生更精确的约束。我们进行了详细的调查恒星临边暗化对我们的结果的影响，得出的结论是临边暗化的法律和系数的选择是不重要的，这样的结论可能不适用于其他系统，所以应该重新评估所有高质量的数据集。我们在$g$波段测量的行星半径非常小，应该在未来的观测中以更高的光谱分辨率进行研究。从测得的过境时间，我们确定一个改进的轨道星历，计算下限的修改后的恒星潮汐质量因子的$Q_\star^{\,\prime} > 10^{5.6}$，并排除了先前假设的正弦变化的过境时间。
Multiwavelength Observations of the Redback Millisecond Pulsar J1048+2339
我们报告的无线电定时和多波长观测的4.66毫秒红背脉冲星J1048+2339，这是发现在阿雷西博搜索针对费米-LAT源3FGLJ1048.6+2338。两年的时间使我们能够获得脉冲星的精确天体测量和轨道参数。PSR J1048+2339是一颗6小时双星，在轨道周期的一半以上会出现射电食，并且轨道周期变化很快。伴星的最小质量为0.3太阳质量，我们已经在几次调查的数据中确定了一个$V \sim 20$可变光学对应物。它的$\sim 1$ ~mag调制在轨道周期的相位表明脉冲星风的高效和不对称加热，这可能是由于在伴星附近扭曲的双星内激波，或者伴星的磁场将脉冲星风引导到其表面的特定位置。我们还提出了伽玛射线谱分析的源和初步结果，从搜索伽玛射线脉动使用无线电星历。
Discarding orbital decay in WASP-19b after one decade of transit observations
我们对系外行星WASP-19 b的轨道衰减进行了实证研究，基于对74次完整凌日的中期测量（我们的团队新获得的12次和文献中的62次），覆盖了10年的基线。线性星历最好地表示作为历元的函数的中天时间。因此，我们没有发现WASP-19 b的轨道周期缩短的证据，并建立其稳定的变化率，$\dot{P}=-2.294$ MS $yr^{-1}$的上限，和修改后的潮汐品质因数$Q'_{\star} = (1.23 \pm 0.231) \times 10^{6}$的下限。两者都与以前的作品一致。这是第一次估计的$Q'_{\star}$直接从中间时间的WASP-19 b获得通过均匀分析过境测量。此外，我们没有检测到在过境的中间时间内测得的不确定性的过境时间的周期性变化。因此，我们能够放弃系统中行星同伴的存在，在最保守的圆轨道情况下，在WASP-19 b的一阶平均运动共振1：2和2：1中，只有几个$M_\mathrm{\oplus}$。最后，我们测量了15个系外行星宿主恒星的经验$Q'_{\star}$值，这表明具有$T_\mathrm{eff}$ $\lesssim$ 5600 K的恒星比更热的恒星更有效地耗散潮汐能。这种暂时的趋势需要用更大样本的经验测量的$Q'_{\star}$来证实。
Follow-up photometry of TrES-3
我们提出了从2009年到2011年在几个天文台获得的凌日系统TrES-3的新观测结果。重新确定了系统的轨道参数，并计算了新的线性星历。最佳质量的光曲线用于光曲线分析，其他数据集用于确定中间渡越时间Tc并研究渡越时间变化（TTV）。对于行星参数的确定，我们使用了两个独立的代码，最后，我们得出的结论是，我们的参数是与以前的研究。根据我们的观察，我们确定了14个中途过境时间。连同公布的Tc，我们发现，定时残差显示没有显着偏离线性星历。我们的结论是，一个周期性的TTV信号的振幅大于1分钟超过4年的时间跨度似乎是不可能的。我们对质量上限的分析使我们能够排除一个额外的地球质量的行星接近内部3：1，2：1和5：3和外部3：5，1：2和1：3的平均运动共振。使用长期积分和应用最大偏心率的方法，从0.015到0.05金的区域被发现是不稳定的，超过0.05金的区域被发现有一个混乱的行为，其耗尽增加初始偏心率以及倾角值的增加。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。