Period and period change measurements for 143 SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit and discovery of a doubly eclipsing quadruple system
在以前工作的基础上，对SuperWASP档案进行了新的搜索，以确定短周期极限附近的食双星系统。探测到143个候选天体，轨道周期在16000 - 20000 s之间，其中97个是新发现的。在这些对象中，74个检测到1 σ或以上的周期变化显著，38个检测到3 σ或以上的变化显著。观察到的显著周期变化遵循近似正态分布，半峰半宽约为0.1 s/yr。周期长度与周期变化的幅度或方向之间没有明显的关系。在几个有趣的研究对象中，1 SWASP J093010.78+533859.5是一个新的双食四双星系统，由一个周期为19674.575 s的接触双星和一个周期为112799.109 s的大陵型双星组成，相隔66.1 AU，是第六个已知的这种类型的系统。
2012-11-21 astro-ph.SR
Period change of binary pulsars due to the accretion of dark matter particles
当双星系统在星系内部移动时，它们会与暗物质晕相互作用。这种相互作用导致了双星内部暗物质粒子的吸积。暗物质粒子的吸积增加了二元组分的质量，然后增加了系统的总质量。通过这种方式增加的质量可以影响系统的其他物理参数，如系统的轨道周期。在这项工作中，我们估计了一些已知的紧凑双星系统的周期变化，由于其内部的暗物质粒子的吸积。我们的结论是，对于质量在$\simeq 10 \: GeV.c^{-2}$范围内，暗物质密度与太阳周围的暗物质密度一样高的WIMP粒子，由于暗物质粒子的吸积引起的周期变化与由于系统发射引力波引起的周期变化相比是可以忽略的。
2020-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On The Period and Light Curve of the A-Type W UMa Binary GSC 3208 1986
本文对A型W UMa双星GSC 3208 1986进行了新的周期研究和光变曲线解。与R.G.先前的一项索赔相反。Samec等人的研究表明，该系统的周期在200万年的时间尺度上正在适度增加。光变曲线在年的时间尺度上是可变的，这可以通过它溢出罗氏瓣的程度的变化来理解。
2019-04-08 astro-ph.SR
Ultra-Short-Period Binary Systems in the OGLE Fields Toward the Galactic Bulge
我们提供了一个242个超短周期（P < 0.22 d）食和椭球双星的样本，这些双星是在朝向银河系核球的OGLE场中发现的。基于光变曲线形态，我们将样本分为接触双星和非接触双星。在后一组中，我们区分由一个冷的主序星和一个B型亚矮星（HW Vir星）组成的双星系统和灾变变星的候选者，包括五个食矮新星。其中一个被发现的食双星系统- OGLE-BLG-ECL-000066 -轨道周期低于0.1 d，可能是由M矮星组成的近接触配置。如果得到证实，这将是目前已知的周期最短的M矮星双星系统。我们讨论了可能的演化机制，可能导致轨道周期低于0.1 d的M-矮双星。
2015-03-19 astro-ph.SR
Discovery of a binary-origin classical Cepheid in a binary system with a 59-day orbital period
我们发现了一个令人惊讶的双模造父变星OGLE-LMC-CEP-1347的双星结构，它的第一（P_1=0.690d）和第二泛音（P_2=0.556d）模脉动。该系统的轨道周期（P_orb= 59 d）比目前已知的最短造父变星轨道周期（310 d）短5倍。造父变星本身也是在双星系统中发现的最短周期的变星，也是在光谱双线双星系统中发现的第一颗双模造父变星。OGLE-LMC-CEP-1347最有可能是第一次穿越不稳定带，这是从它的短周期和快速周期增加（与演化模型一致）以及短轨道周期（对于其组成部分已经通过红巨星阶段的造父变星来说是不可能的）推断出来的。我们的进化分析产生了一个质量在2.9-3.4 Msun（低于任何测量的造父变星质量）范围内的首次交叉造父变星，与观测结果一致。伴星是一颗稳定的恒星，比造父变星（初始质量比q=0.55）暗至少两倍，质量也比造父变星小，同时也更红，因此处于亚巨星或更高级的演化阶段。为了符合这些特征，造父变星必须是双星相互作用的产物，最有可能是两颗质量较小的恒星合并，这使它成为第二个已知的经典造父变星。此外，组件的进一步演化可能导致另一种二元相互作用。
2022-12-08 astro-ph.SR
Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit
SuperWASP光变曲线为53 W UMA型食双星（EB）的候选人，在以前的工作中确定为接近接触二进制短周期的限制，进行了研究的证据周期变化。大多数恒星的轨道周期都得到了确认，在三个天体中观察到周期显著减少，超过5 sigma：1SWASP J174310.98+432709.6（-0.055 \pm 0.003 s/yr）、1SWASP J133105.91+121538.0（-0.075 \pm 0.013 s/yr）和1SWASP J234401.81-212229.1（-0.313 \pm 0.019 s/yr）。观测到的周期变化的幅度不能用磁制动或引力辐射效应来解释，并且最有可能主要是由于从初级到次级组件的不稳定质量转移，可能伴随着系统的不稳定质量和角动量损失。如果这些周期性的减少持续下去，系统可能会在相对较短的时间内合并。
2012-05-08 astro-ph.SR
Origin of the orbital period change in contact binary stars
研究了接触双星系统在质量不对称（转移）坐标系中的演化。轨道周期的变化可以用质量不对称性向对称性（双星系统的对称化）的演化来解释。据预测，减少和增加的轨道周期，分别与非重叠和重叠阶段的双星在其对称化。在对称化过程中，恒星的势能转化为内能，产生了大量的能量$ΔU\approx 10^{41}$ J。如图所示，双星系统中的恒星合并，包括KIC 9832227，在能量上是一个不利的过程。分析了计算结果对总质量和轨道角动量的敏感性。
2019-07-03 astro-ph.SR
Binary Planetary Nebulae Nuclei towards the Galactic Bulge. I. Sample Discovery, Period Distribution and Binary Fraction
双星被假设在行星状星云（PNe）的形成中起着重要的作用，如果不是普遍存在的话。然而，仍然有一个严重缺乏已知的联星中心恒星需要测试的联星假说，并把强有力的约束的共同包络（CE）阶段的物理学的联星恒星演化。大型光度测量提供了一个无与伦比的机会，有效地发现许多双中心恒星。我们结合了测光从OGLE微透镜调查的最大样本的PNE对银河系隆起系统地寻找新的双星。总共发现了21颗周期双星，比已知的样本多出一倍。轨道周期分布被认为是最好的描述CE人口合成模型时，没有相关的初级和次级质量之间的初始质量比分布假设。与后CE白矮星双星的比较表明，这两种分布是真正的后CE周期分布的代表，大多数双星表现出的周期小于一天。一个估计的接近二进制分数12- 21%的推导，是第一个强大的和独立的验证占主导地位的10- 15%的分数估计债券（2000年）。这表明，双星不是形成PNE的先决条件，密切的双星不发挥主导作用的星云形态的塑造。系统的影响和偏见的调查进行了讨论，为未来的光度调查的影响。
2009-01-28 astro-ph.SR
The PHASES Differential Astrometry Data Archive. II. Updated Binary Star Orbits and a Long Period Eclipsing Binary
来自Palomar高精度天体测量搜索系外行星系统的差分天体测量测量与覆盖更长时间跨度的较低精度单孔径测量（目镜测量、斑点干涉测量和自适应光学）相结合，以确定20颗双星的改进视觉轨道。在某些情况下，存在径向速度观测来限制整个三维轨道并确定组件质量。其中一个双星--阿尔法Com（HD 114378）--的视觉轨道显示，该系统很可能有日食，尽管它的周期很长，为26年。下一次日食预计将在2015年1月24日的一周内发生。
2010-10-19 astro-ph.SR
The post-common-envelope binary nucleus of the planetary nebula IC~4776: Neither an anomalously long orbital period nor a Wolf-Rayet binary
由一颗白矮星和一颗主序星（WDMS）组成的近距离双星的轨道周期分布是对共包络（CE）相互作用的星族综合模型的一个强有力的观测约束。模型通常很难重现少数的后CE WDMS双星，其轨道周期非常长，大于$\sim$ 4 d，尽管最近的研究表明，在更长的周期系统中，复合能量可能有助于CE的有效喷射。行星状星云（PNe）是一个新兴的来源，罕见的长周期后CE双星，可以作为强大的补充约束人口合成模型，以更传统的后CE双星人口。最近有人提出PN IC~4776的中心星的轨道周期暂定为9.0 d，这可能是CE后WDMS双星中观测到的最长周期之一。在这里，我们提出了SALT HRS观测IC~4776，排除了9.0 d的轨道周期，以及先前建议的沃尔夫-拉叶分类的主要。SALT HRS数据确定了3.11 d的轨道周期，并排除了Of和Wolf-Rayet主要光谱类型。假设主星的质量为0.6 $M_\odot$，轨道倾角与星云方向相匹配，我们发现伴星的质量为$0.22\pm0.03$ $M_\odot$，很可能对应于M4 V伴星。IC~4776的轨道周期仍然与CE后PNe的丰度差异因子（ADF）研究结果一致，但来自样本的ADF分布的任何趋势仍然受到选择效应的显著影响。
2019-05-09 astro-ph.SR
The orbital period of the long-period and colliding-wind binary WR 146 from radio interferometry of the shock cone
通过VLBA和EVN等射电干涉成像追踪WR 146的风碰撞区旋转，首次测得该长周期碰撞风双星约1000年的轨道周期，并估计了恒星风速度与双星质量。
2025-02-25 astro-ph.SR
KIC 2831097 - A 2-year orbital-period RR Lyrae binary candidate
我们报告发现了一个新的开普勒第一泛音RR Lycerminator，KIC 2831097。的脉动显示大，0.1 D的振幅，系统的相位变化，可以解释为光的旅行时间的影响所造成的轨道运动在一个二元系统，叠加在一个线性的脉动周期减少。假设偏心（e=0.47）的周期约为2年的轨道是最短的非食RR天琴座双星候选人。二元模型给出了8.4 M太阳伴星质量的最低估计，这使它成为黑洞候选者之一。除了第一泛音脉动，许多额外的非径向脉动频率也被确定。我们发现了一个~47-d的Blazhko样的不规则光变曲线调制。
2016-09-21 astro-ph.SR
ASAS-SN Identification of FY Sct as a detached eclipsing binary system with a ~2.6 year period
我们报告的识别明亮的（V ${\sim}13.3$ mag）星FY Sct作为一个长周期的分离食双星使用ASAS-SN和ASAS光变曲线跨越2000-2018。轨道周期为P ${\sim}2.57$年，主食持续${\sim}73$天。日食的轮廓是暗示盘食双星，而不是恒星的组成部分。我们还检测到周期为P ${\sim78}$ d的${\sim}0.4$磁脉动。下一次日食将于2018年9月28日开始。鼓励进一步的光度和光谱观测，特别是当系统处于日食时。
2018-09-25 astro-ph.SR
GG Carinae: Discovery of orbital phase dependent 1.583-day periodicities in the B[e] supergiant binary
船底座GG是一颗双星，其主要成分是B[e]超巨星。利用TESS、ASAS、OMC和ASAS-SN的测光资料和Global Jet Watch的光谱资料，研究了GG Car的可见He，I，Fe，II和Si，II谱线的短周期变化。我们发现了一个迄今为止被忽视的周期性$1.583156\pm0.0002$ \，天，是目前在其光度和径向速度的发射线，旁边的变化，在完善的$\sim$ 31天的轨道周期。我们发现，在测光和一些发射线的短周期变化的幅度调制的轨道相位的二进制，这样的短周期变化具有最大的振幅时，二进制是在近星点。在整个轨道周期内，短周期变化的相位没有显著变化。我们调查的1.583天的变化的潜在原因，并发现所观察到的周期与预期的$l=2$ f-模式的主要考虑其质量和半径的周期一致。我们认为，当主星位于双星偏心轨道（$e=0.5$）的近星点附近时，主星被四极潮汐力周期性地拉出流体静力平衡，并且主星几乎充满了洛希瓣。这导致在$l=2$ f模式频率下的振荡，该振荡随着组件之间的距离增加而衰减。
2021-03-18 astro-ph.SR
ASAS-SN Identification of a Detached Eclipsing Binary System with a $\sim7.3$ Year Period
我们报告了一个新的，长周期的分离食双星的全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）的识别。结合ASAS-SN，ASAS和KELT的V波段测光，我们构建了2006-2018年的光变曲线。ASASSN-V J192543.72+402619.0是一颗偏心离体食双星，轨道周期为$P\sim7.3$ yr，最小轨道偏心率为$e_{min}\sim0.2$，主食持续时间为$\sim160$ d。我们还探测到一个$\sim 0.6$等较浅的二次日食。多波段测光表明，双星中更明亮的部分是M巨星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2018-07-05 astro-ph.SR
Astrometric mass ratios of 248 long-period binary stars resolved in Hipparcos and Gaia EDR3
使用的绝对天体测量的位置和自行车的共同恒星在依巴谷和盖亚目录分开24.75年的平均历元，我们计算质量比长周期，解决二元系统没有任何天体物理学的假设或依赖关系，除了存在的内部二进制子系统，可能会扰动观测到的平均自行车。第一个历元是来自依巴谷双星和多星系附件（DMSA）的双星伴星的平均历元位置。盖亚EDR3中仔细交叉匹配的对应物的平均位置和自行组成了第二个历元数据。只选择足够高的信噪比和丢弃大量的光学对的结果，我们构建了一个目录的248个二进制系统，这是在线发布。还讨论了几种具有不寻常性质或结果的情况。
2021-09-24 astro-ph.SR
TIC 5724661: A Long-Period Binary with a Pulsating sdB Star and $δ$ Scuti Variable
使用TESS 20秒的节奏数据，我们发现了一个不寻常的脉动恒星组合，我们推断这是一个双星系统。该双星由一颗标准的$δ$ Scuti星组成，其脉动范围为32-41 d $^{-1}$ ;这颗星可能与一颗热亚矮星B（sdB）在一个很宽的轨道上，它本身在524 d $^{-1}$有一个大振幅的p模脉动。我们建立的限制，通过使用径向速度测量的$δ$ ~Scuti星，并表明，任何sdB伴星的轨道周期必须大于几十天的推定的二元周期。我们的身份，这sdB二进制作为一个重要的除了相对较少的sdB二进制已知的轨道周期长于几天。我们使用{ \tt MESA}对这样的二元模型进行建模，发现该系统可以通过稳定的、非保守的质量转移从低质量或中等质量的母体形成，而不需要经历共同的包络相。
2022-08-02 astro-ph.SR
Searching for Potential Mergers among 22 500 Eclipsing Binary Stars in the OGLE-III Galactic Bulge Fields
受到红新星V1309 Sco（Nova Scorpii 2008）的发现以及它的前身是一个轨道周期迅速减小的双星系统的启发，我们一直在寻找OGLE双星的周期变化。我们选取了2001-2009年OGLE-III巡天观测到的22462颗短周期（P_orb < 4d）食双星。该数据集扩展了OGLE-II（1997-2000）和OGLE-IV（2010-2015）前六年的光度测量。对于某些恒星，还用OGLE-I测光（1992-1995年）补充了数据。经过对整个样本的仔细检查，我们发现56个系统的实际周期减少和52个系统的实际周期增加。我们还确认了35个具有周期变化的系统。最高的负周期变化率为-1.943 x10^-4 d/y，是在P_orb = 2.817 d的分离食双星OGLE-BLG-ECL-139622中发现的，而所有其他发现的系统都是轨道周期大多短于1.0 d的接触双星。对于我们的22个轨道周期递减的系统，绝对速率高于最近报道的食双星KIC 9832227的值。有趣的是，具有高负周期变化率的系统多于具有正周期变化率的系统。我们不能排除某些轨道周期较长、负周期变化率较高的接触双星在未来合并的可能性。然而，我们的研究结果，而不是指向三级同伴在所观察到的系统和/或现场活动的表面上的二元组件的存在。
2017-08-03 astro-ph.SR
SALT HRS discovery of a long period double-degenerate binary in the planetary nebula NGC 1360
行星状星云（PNe）是否像某些星族合成模型（PSM）所认为的那样主要是双星恒星演化的产物，这仍然是一个悬而未决的问题。目前已知的短周期中心双星（$P\sim1$ d）约有50颗，但只有4颗的轨道周期超过10 d，因此我们的知识是非常不完整的。在这里，我们报告的第一个发现，从一个系统的SALT HRS调查长周期双星中心。由NGC~1360，HIP~16566的中心星径向速度计算出其轨道周期为142 d. NGC~1360似乎是共同包层（CE）演化的产物，其星云特征类似于后CE PNe，尽管其轨道周期比后CE PSM的典型轨道周期长得多。最引人注目的特征是一个新发现的候选低电离结构（LIS）环。以前的星云空间运动学模型给出了一个$30\pm10$度的星云倾角，假设双星核与星云共面，多波长观测最适合一个更大的，进化的WD同伴。在142 d轨道上的WD伴星并不是许多PSM的重点，这使得NGC~1360成为一个有价值的系统，可以用来改善未来的PSM工作。HIP~16566是许多在低分辨率观测中发现径向速度变化很大的中心恒星之一。发现它的双星性质可能表明长周期双星可能比PSM模型预测的更常见。
2017-09-25 astro-ph.SR
First photometric study of ultrashort-period contact binary 1SWASP J140533.33+114639.1
利用2013年版的Wilson-Devinney（W-D）程序，给出并分析了短周期食双星1 SWASP J140533.33+114639.1（以下简称J1405）在$BVR$波段的CCD测光光变曲线。发现J1405是一颗W型浅接触双星，接触度为$f$ = 7.9 $\pm$ 0.5\%，质量比为$q$ = 1.55 $\pm$ 0.02。为了解释系统的非对称光变曲线，在质量较大的部分上采用了冷星斑。这颗浅接触食双星可能是由一个短周期的分离系统由于角动量损失而导致轨道收缩而形成的。基于$(O-C)$方法，利用所有的最小光照时间，研究了轨道周期的变化。$(O-C)$图显示周期以$dP/dt=+2.09\times{10^{-7}}$天/年$^{-1}$的速率持续增加，这可以用质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。
2017-12-26 astro-ph.SR
The first photometric analysis and period investigation of the K-type W UMa type binary system V0842 Cep
V0842 Cep是一颗W UMa型双星，自发现以来一直被忽视。本文用Wilson-Devinney程序分析了山东大学威海天文台1 m望远镜获得的VR $_c$ I $_c$光变曲线。发现V0842 Cep是一个浅接触二元系统（f=8.7 $\%$），质量比为2.281。由于它的轨道倾角大于80 $^\circ$，测光结果是可靠的。包括一个周期研究，揭示了一个不断减少的轨道周期（$\frac{\mathrm{d}p}{\mathrm{d}t}$ =1.50（$\pm$ 0.42）$\times$ 10 $^{-7}$ dyr $^{-1}$）。这种趋势可能是由于恒星风造成的角动量损失。
2020-12-21 astro-ph.SR
Detection of a cyclic period change in the contact binary TU UMi
本研究的目的是对双星TU UMi的食进行计时。最小值的时间来自文献，我们在2004年4月的观测以及2019年至2022年之间的TESS观测。对该系统的轨道周期分析表明，该系统存在一个振幅为0.0081 d，周期为9.03 yr的周期振荡，并伴随着以$dP/dt =-1.12 \times 10^{-7}\,\mathrm{d}\, \mathrm{yr}^{-1}$的速率持续衰减。我们研究了该系统轨道周期的长期演化和第三个伴星存在的可能性，以及该系统中主分量的磁活动周期。
2022-10-11 astro-ph.SR
Mass ratios of long-period binary stars resolved in precision astrometry catalogs of two epochs
距离很远的长周期分辨双星的质量比可以直接从主要空间天体测量目录中的可用数据中估计，例如欧空局的依巴谷和盖亚任务结果。该方法基于无外力作用下系统质心惯性运动的普适原理，不依赖于任何物理参数或恒星模型的假设。应用受到输入天体测量数据的精度、轨道周期和到系统的距离以及附近可能存在的其他吸引子（如三重系统）的限制。提出了一种将这种技术推广到三元组的方法，以及估计不确定性的方法。作为一个应用实例，讨论了已知的长周期双星HIP 473 AB，并得到了它的一个$m_2/m_1=0.996^{+0.026}_{-0.026}$。
2021-07-23 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 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
Light Curve and orbital period analysis of the eclipsing binary AT Peg
对大陵型食双星AT Peg进行了CCD测光观测。用光变曲线进行了分析与现代技术和新的几何和光度元素的推导。一个新的轨道周期分析的系统，在文献中发现的最可靠的定时的基础上，提出和明显的周期调制光时间效应（LITE）和长期的系统中的变化进行了讨论。这些分析的结果进行了比较和解释，以获得系统的行为的一致的看法。
2011-12-29 astro-ph.SR
Period-Luminosity Relations for Ellipsoidal Binary Stars in the OGLE-III Fields of the Large Magellanic Cloud
本文报道了两种不同类型的椭球双星系统的发现，它们在周期光度（P-L）图上占据所谓的序列E。我们认为，较陡的P-L关系由巨矮星联星组成，而另一个则由巨矮星联星系统组成。分析是基于一个样本的5334个对象，我们选择从OGLE-III的调查数据对大麦云云。我们发现，椭球双星的组成部分之一，通常是一个红丛或红巨星分支星，这导致明确的分离分裂的序列E在P = 40 d。在它的短周期部分，我们确定了两个对应于两种类型的二元系统（E2和E3），而在较长的周期部分，这两个群体合并形成一个单一的子序列E1。我们从我们的样本中提取了一组271个具有偏心轨道的椭球系统。我们提出的周期光度关系，他们遵循。
2014-12-08 astro-ph.SR
Resonant Temperature Fluctuations in Nebulae Ionized by Short-Period Binary Stars
在行星状星云的研究中，一个普遍存在的问题，以及光电离气体星云的研究，是来自复合和碰撞激发线的电子温度和离子丰度的系统差异。Peimbert（1967）提出这些星云中存在“温度波动”，但从光谱诊断和/或丰度差异因子推断出的这种波动的明显幅度仍然无法用标准的光电离模型解释。虽然这个和其他替代模型来解释温度和丰度差异仍然没有定论，最近的观测似乎指向星云丰度差异因素和光致电离恒星的二元性质之间的联系。在本文中，我们表明，大幅度的温度波动，预计将形成在行星状星云的光电离的短周期双星。共振温度波动首先沿着双星周围的轨道盘形成，因为周期性变化的电离辐射场引起加热-冷却函数的周期性振荡。然后，温度波动垂直传播到磁盘作为热波，后来陡峭的辐射冲击。电离星的双星周期决定了温度波动的形成和传播，以及相关的密度波动。波动传播有效地只有在系统的二元周期显着短于气体热化时间，顺序为10天。此外，我们提出了温度诊断线的比率，结合[O III]碰撞激发线和O II复合线，以确定平衡温度和星云共振温度波动的幅度。
2018-08-10 astro-ph.SR
The binary central stars of PNe with the shortest orbital periods
当行星状星云（PNe）演化到共包络阶段时，近双星在行星状星云的形成过程中扮演着重要的角色。我们提出了两个最短的轨道周期的PN双星中心星之间的检测。它们是Hen 2-428，一个双极PN，和V458 Vul，一个被轻度双极行星状星云包围的新新星。这些系统的中心恒星的性质，他们的星云和他们可能的命运进行了讨论。
2010-09-15 astro-ph.SR
Short period eclipsing binary candidates identified using SuperWASP
本文给出了由SuperWASP发现的53颗短周期食双星的光变曲线和周期。其中包括48颗新发现的周期小于2x10^4秒（约0.23天）的天体，以及已知的最短周期双星（GSC 2314 -0530 = 1 SWASP J022050.85+332047.6）和其他四颗先前已知的W UMa星（尽管先前报道的这四颗中的两颗的周期被证明是不正确的）。主序接触双星的周期分布在0.22天左右的下限处显示出一个急剧的截止，但到目前为止，很少有系统接近这个极限。因此，这些新的候选者对于理解低质量恒星的演化和调查周期截止的原因非常重要。
2011-01-26 astro-ph.SR
New spectroscopic binary companions of giant stars and updated metallicity distribution for binary systems
我们报道了24颗巨星的光谱双星伴星的发现。我们完全约束这些系统中的6个的轨道解。我们不能明确地推导出其余恒星的轨道要素，因为相位覆盖是不完整的。其中有6颗星的径向速度趋势与长周期褐矮星伴星一致，24颗双星系统的轨道解表明，这些巨星双星系统的轨道周期、偏心率和伴星质量都有很大的变化。对于限制轨道的解决方案，我们发现一个范围内的轨道周期之间的$\sim$ 97-1600天和偏心率之间的$\sim$ 0.1-0.4。此外，我们还研究了巨星单星和双星的金属丰度分布。我们计算了总共395颗演化恒星的金属丰度，其中59颗是双星系统。我们发现这些双星的分布是平坦的，因此得出结论，恒星双星系统，以及潜在的棕矮星，有一个不同的形成机制比行星。这一结果被最近的工作证实，太阳系外行星轨道的巨人是更频繁地围绕富含金属的恒星。最后，我们研究了偏心率作为轨道周期的函数。我们共分析了130个光谱双星，包括这里介绍的和文献中的系统。我们发现大多数周期为$\lesssim$ 30天的双星都有圆形轨道，而在更长的轨道周期，我们观察到它们的偏心率分布很广。
2016-10-01 astro-ph.SR
The short orbital period binary star at the heart of the planetary nebula M 3-1
我们在行星状星云M3 -1的中心发现了一颗轨道周期为3 h5 m的双星，这是已知周期最短的光度可变中心恒星，仅次于V458 Vul。光和径向速度曲线的组合模型显示，这两个分量都接近于Roche瓣填充，强烈表明中央恒星将迅速演变为一个灾难性的变星，可能经历类似于V458 Vul的演变，导致行星状星云完全消散之前的新星爆发。而短的轨道周期和近罗什叶填充性质的两个组成部分，使中心的M3 -1的一个重要的测试案例，以限制形成过程的激变变量，新星，甚至可能是超新星Ia型。
2018-07-30 astro-ph.SR
The New RS CVn Binary V1034 Her Revisited and the orbital period - Activity relation of Short-period RS CVn binaries using photometric distortion amplitude
本文给出了2009年和2010年新发现的RS CVn食双星V1034 Her的新的CCD BVRI光变曲线，其形状与以前发表的结果不同。我们试图用一个点模型来解释这种现象。利用Wilson-Devinney程序，采用单点和双点模型，导出了系统的光度解和星点参数。比较两个结果，表明两个光斑的情况在再现光变曲线畸变方面更成功。对于所有的点云，表明活动经度带的走向和各活动经度带的走向可能发生转换。对比2009年和2010年的光变曲线，发现光变曲线在一年的长时间尺度上变化，尤其是在0.25位相上。此外，我们还收集了短周期RS CVn双星光度畸变的最大振幅值。我们首次发现，有一个趋势，随着轨道周期的减少，活动增加。最后，用多项式函数拟合所有已知的光最小时，包括我们新得到的光最小时，证实V1034的轨道周期经历了上升。
2011-12-12 astro-ph.SR
Gaia22ayj: outburst from a deeply eclipsing 9.36-min binary?
Gaia 22 ayj（= ZTF 19 aagmvuk）于2022年3月3日被盖亚卫星和ZTF（Zwicky Transient Facility）探测到。我分析了过去公开的ZTF数据，发现Gaia 22 ayj表现出相干的大振幅双波变化，周期为0.00649910257（13）d = 9.36 min。周期可以来自白矮星的自旋周期，也可以来自双星的轨道周期。我认为后一种可能性更有可能，因为光曲线类似于食双星，而且轮廓的稳定性也很好。持续至少~1 d的爆发的存在表明该系统有一个吸积盘。如果Gaia 22 ayj确实是一个周期为9.36分钟的食双星，这是食吸积双星中测量到的最短轨道周期，也是矮新星型爆发系统的最短记录。爆发的存在是不寻常的一个AM CVn系统与此轨道周期，这个对象可能是在打开阶段的质量转移。如果Gaia 22 ayj的超短轨道周期得到确认，该天体将成为探测几年内周期变化的理想目标，以确认其演化状态并确定未来的演化结果。
2022-03-26 astro-ph.SR
Period Error Estimation for the Kepler Eclipsing Binary Catalog
开普勒食双星表（KEBC）描述了2165颗食双星，它们是根据开普勒四分之一Q 0、Q1和Q2的观测结果在115度^2的开普勒视场中确定的。KEBC的周期以天为单位，精确到小数点后六位，但没有提供周期误差。本文提出了一种周期误差计算器PEC（PeriodErrorCalculator）算法，它可以用来估计开普勒任务观测到的严格周期变量的周期误差。PEC算法基于误差传播理论，并假设在长时间序列观测中可以明确识别每个光变曲线峰/最小值的观测。PEC算法可以有效地使用几行C计算机语言代码编程。PEC算法被用来开发一个简单的模型，它提供了在KEBC与周期小于62.5天的食双星的周期误差估计。周期大于等于62.5天的KEBC系统的KEBC周期误差约为0.0144天。使用NASA系外行星档案周期图服务测量了KEBC中7个食双星系统的周期和周期误差，并与使用PEC算法估计的周期误差进行了比较。
2013-04-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
First investigation of eclipsing binary KIC 9026766: analysis of light curve and periodic changes
摘要本文研究了在开普勒望远镜视场中的短周期WUMa双星KIC 9026766，其轨道周期为0.2721278天。通过使用折叠光变曲线的自动q搜索和基于PHOEBE代码产生该对象的合成光变曲线，我们计算了基本的恒星参数。我们还分析了原始极小值的O-C曲线。轨道周期的变化可以归因于向上的二次函数和光旅行时间效应的结合，这是由于可能存在最小质量为0.029太阳质量的第三个天体，轨道周期为972.5866天。计算了一、二次日食的相对光度（Min I Min II）。LTT效应和Min I Min II的残差的周期图显示峰值的相同周期为0.8566天。我们的目标附近的两颗恒星的背景效应可能是这个信号的原因。通过考虑最小OC曲线中剩余信号的幅度和周期，光点运动是可能的。
2021-08-22 astro-ph.SR
Photometric study of the short-period RS CVn eclipsing binary DV Psc
我们提出了我们在2010年和2011年获得的DV Psc的新测光，以及2012年2月14日的新光谱观测。在我们的观测中，在DV Psc上的一个周期内可能首先探测到三个类似耀斑的事件。DV Psc的耀斑速率约为0.017耀斑/小时。利用Wilson-Devinney程序，我们得到了初步的星点参数。此外，根据Max. I-Max. II的变化分析，磁周期为9.26（+/-0.78）年。
2012-09-10 astro-ph.SR
One, two or three stars? An investigation of an unusual eclipsing binary candidate undergoing dramatic period changes
我们报告我们的调查1 SWASP J234401.81-212229.1，一个变量与18461.6秒的周期。在2011年对SuperWASP存档进行的一次搜索中发现了主序列食双星候选者，该候选者接近分布的短周期极限。0.20 d，在我们早期的工作中，它被测量为经历快速的周期减少，尽管后来的观测支持周期长度的周期变化。然而，2012年南非大型望远镜获得的光谱数据并不支持将该天体解释为正常的食双星。在这里，我们考虑三种可能的解释与数据一致：一个单星斜转子模型，其中的变化结果从稳定的冷点相反的磁极;一个两星模型，其中的次级是一个棕矮星;和一个三星模型，涉及低质量的食双星在一个分层的三重系统。我们得出结论，后者是最有可能的模式。
2013-09-06 astro-ph.SR
Testing a pulsating binary model for long secondary periods in red variables
红变星长次级周期的成因至今仍是一个谜，尽管已有多种模型。一些LSP星的光变曲线模仿了一个有脉动红巨星成分的食双星。为了验证这一假设，收集和分析了LMC的ESTO项目发现的两颗LSP变星77.7795.29和77.8031.42的观测数据。用Wilson-Devinney（W-D）方法模拟了光变曲线可能的食变特征。模拟结果分别为两个系统产生接触和半接触的几何形状。此外，还导出了各二元系中主要脉动分量的脉动常数。结合二元模型和脉动分量的结果，我们研究了脉动二元模型的可行性。结果表明，二元模型的径向速度曲线具有比观测值大得多的振幅和两倍于观测值的周期。此外，根据双星轨道解导出的密度得到的组分质量太低，与演化阶段和高光度都不相容。虽然从二元模型的脉动常数，这是依赖于密度的脉动模式是一致的第一或第二泛音径向脉动，我们得出的结论是脉动二元模型是一个有缺陷的模型的LSP。
2010-03-15 astro-ph.SR
The Pseudosynchronization of Binary Stars Undergoing Strong Tidal Interactions
被称为心跳星的偏心双星在恒星通过近星点时经历强烈的动力潮汐，为研究潮汐相互作用提供了实验室。我们测量了24个心跳系统的旋转周期，使用开普勒光变曲线来识别傅里叶变换中的旋转峰。在可能的情况下，我们比较的旋转周期的伪同步周期Hut 1981年得出的。我们的心跳星很少与轨道周期伪同步。对于四个系统，我们能够识别两组旋转峰值，我们将其解释为双星中两颗恒星的旋转。大多数系统的自转周期大约是Hut 1981预测的伪同步周期的3/2倍，这表明其他物理机制影响了恒星的自转，或者恒星通常在比预测稍长的自转周期达到潮汐自旋平衡。
2017-06-16 astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey -- IX. Three long period white dwarf plus subgiant binaries
事实上，所有由白矮星和非简并伴星组成的双星都可以被归类为相互作用后的近距离系统（轨道周期为几天或更短），或宽距离系统（周期超过几十年），其中两个组成部分都有效地演化为单星。周期在这两个极端之间的双星可以帮助限制共同的包络效率，或者突出创建紧凑双星的替代途径。到目前为止，这样的双星仍然大多难以捉摸。在这里，我们提出了三个白矮星的双星演化的亚巨星与轨道周期为41，52和461 d。利用哈勃太空望远镜的光谱学，我们发现这三个系统都包含低质量白矮星（$\leq$ 0.4 M $_{\odot}$）。其中一个系统，TYC 8394 $-$ 1331 $-$ 1，是一个等级三元组的内部双星，其中白矮星加上亚巨星双星被一颗更遥远的伴星环绕。这些双星可能是由一个稳定但非保守的质量转移阶段形成的，而不是普通的包络演化。这三个系统在未来都将经历一个共同的包络阶段，但两个较短周期的系统预计将在这一事件中合并，而最长周期的系统可能会幸存下来，并产生一个包含两个低质量白矮星的近距离双星。
2022-11-15 astro-ph.SR
A Unique Low-Mass Ratio Contact Eclipsing Binary System under the Period Cut-Off
本文对周期低于相接双星极限的独特低质量比食双星系统 CRTS J163819.6+03485 进行多波段测光分析，结合 PIKAIA 遗传算法和 MCMC 采样确定物理参数，并发现可能存在低质量第三伴星。
2023-06-20 astro-ph.SR
An Updated Look at Binary Characteristics of Massive Stars in the Cygnus OB2 Association
利用114颗B3-O3主星的径向速度信息和24颗已知双星的轨道特性，对天鹅座OB 2星协中的大质量双星特征进行了统计分析。我们将这些数据与一系列的蒙特卡罗模拟进行比较，以推断内在的二元分数和质量比，周期和偏心率的分布。我们将质量比、对数周期和偏心率的分布建模为幂律，并分别找到最佳拟合指数α =0.1+/-0.5，beta=0.2+/-0.4，gamma=-0.6+/-0.3。这些分布表明，大规模的同伴，短周期，低偏心率的偏好。我们的分析表明，如果所有的双星系统都（人为地）假设P<1000天，那么星团的双星比例为44+/-8%;如果幂律周期分布外推到10^4年，这是束缚系统的合理上限，那么双星比例为~90+/-10%。在这些二元（或更高阶）系统中，约45%将有足够近的伴星，在主序演化之前或之后（半长轴~/<4.7 AU）相互作用。P<27天的周期分布不能很好地由任何单一的幂律再现，因为周期在3-5天（0.08-0.31 AU）左右的系统过多，而周期在7-14天（0.14-0.62 AU）左右的系统相对短缺。我们探讨的想法，这些较长周期的系统演变产生观察到的短周期系统过剩。最佳拟合的二元参数意味着，在年轻的大规模人口中，平均约16%的V-波段光产生。这意味着，如果不考虑未分辨秒的发光贡献，年轻大质量星团和星协的光度距离测量将系统性地低约8%（距离模数为0.16等）。
2012-03-09 astro-ph.SR
PG1018-047: the longest period subdwarf B binary
大约50%已知的热亚矮星B星（sdBs）存在于近距离（短周期）双星中，它们最有可能的形成机制是共同的包层抛射。然而，Han等人在2003年预测，大多数sdBs应该通过稳定的质量转移形成长周期双星。确定这些系统的轨道周期具有挑战性，虽然已经测量了约100个短周期系统的轨道周期，但没有测量到超过30天的周期。作为一个大型计划的一部分，以确定轨道周期的亚矮星B双星和他们的形成历史，我们已经发现，PG 1018 -047有一个轨道周期为760 \pm 6天，很容易使它成为最长的周期已经检测到的亚矮星B双星。利用光谱中存在的亚矮星主星的巴耳末线和伴星的窄吸收线，我们推导出两颗恒星的径向速度振幅，并估计质量比M_{MS} / M_{sdB} = 1.6 \pm 0.2。结合可见光和红外测光，确定伴星的光谱类型为中K型。
2011-11-15 astro-ph.SR
Change in the Orbital Period of a Binary System Due to Dynamical Tides for Main-Sequence Stars
我们考虑主序星的演化，研究了动力潮汐对双星系统轨道周期的影响。三颗恒星的质量分别为一个太阳质量、一个半太阳质量和两个太阳质量。一颗质量为太阳的恒星，其寿命为$t=4.57\times10^9$ yr，与我们的太阳非常接近。我们表明，一个木星质量的行星围绕一个太阳质量的恒星旋转，将落在恒星的主序星的寿命，由于动力潮汐，如果行星的初始轨道周期小于$P_{\rm orb}\approx2.8$天。一个木星质量的行星，其轨道周期为$P_{\rm orb}\approx2$天或更短，在恒星主序星的寿命中，会落在一个半太阳质量和两个太阳质量的恒星上。
2017-03-22 astro-ph.SR
Rotation--differential rotation relationships for late-type single and binary stars from Doppler imaging
从我们的样本的斑点晚型星显示表面差异旋转，我们发现，旋转周期和表面剪切系数$α=ΔΩ/Ω_{\rm eq}$之间的关系是显着不同的单星相比，成员在紧密的双星。单颗恒星遵循一个总的趋势，即$α$随自转周期的增加而增加。然而，在密近双星系统中，恒星的差旋对自转的依赖性要弱得多，如果有的话，这表明在这样的系统中，潮汐力是差旋的控制机制。
2017-09-27 astro-ph.SR
Binary Properties from Cepheid Radial Velocities (CRaV)
我们用高精度的径向速度测量造父变星的二进制频率。数据主要来自CORAVEL分光光度计和莫斯科版，典型不确定度为$\leq1$ ~km~s $^{-1}$，时间跨度为1 ~ 20年。通过使用高阶傅立叶级数去除脉动分量来获得系统速度。根据这些数据，我们编制了一个轨道速度不大于$\pm1$ ~km~s $^{-1}$的恒星列表。分析了作为一个函数的星等的二进制部分，并产生一个明显的减少，这部分较暗的恒星。我们将其解释为在较暗星等下的不完整性，并从最亮的40颗恒星中推导出$29\pm8$ \%（每十年轨道周期的$20\pm6$ \%）的首选二进制分数。在这一时期范围内（1-20年）的这一比例的比较意味着一个大的比例为整个时期范围。这是合理的，因为高精度速度对这里采样的周期范围内的较长周期和较小的轨道速度幅度敏感。因此，造父变星速度样本提供了一个敏感的检测之间的周期范围内的短周期光谱双星和解决同伴。最近发现的$δ$ Cep是一个非常低的振幅和高偏心率的二进制强调了这样一个事实，即我们得到的二进制分数是下限，其他低振幅系统可能会被添加。从次级辐射的紫外线观测得出的质量比（q）分布与适用周期范围（1至20年）的平坦分布一致。
2015-05-21 astro-ph.SR
Frequent flare events on the short-period M-type eclipsing binary BX Tri
我们提出了长期的，多色测光监测和光谱观测的短周期M型食双星BX三。从2014年到2017年的4年中记录了6起耀斑事件。其中三个是在一个轨道周期内的一个晚上探测到的。最强的一次是在2014年12月23日。当$Δ$ B=0.48 mag，$Δ$ V=0.28 mag，$Δ$ R=0.10 mag，$Δ$ I=0.02 mag时，测量到耀斑事件产生的总能量为4.08（$\pm$ 0.24）$\times$ $10^{34}$ erg，超过超级耀斑水平（$10^{34}$）。根据观测结果，分析了双星系统的演化状况以及长期轨道周期的变化。这表明BX Tri可能是一个半分离系统，其主要成分充满其Roche叶。双星极高的耀斑事件发生率可能与组分之间的快速质量转移有关。
2019-01-18 astro-ph.SR
15000 Ellipsoidal Binary Candidates in TESS: Orbital Periods, Binary Fraction, and Tertiary Companions
本研究基于TESS光变曲线筛选出15779个短周期椭球双星候选体，通过光谱验证与注入-恢复测试量化了样本纯度与选择效应，揭示了主序双星的轨道周期分布特征、Kraft断点处的伴星频率差异以及第三伴星的高频现象，为短周期双星研究提供了重要资源。
2023-06-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
What binary systems are the most likely sources for periodically repeating FRBs?
新发现的FRB 180916.J0158+65的周期为16.35天，为理解FRB的来源和发射机制提供了重要线索。许多模型认为周期性重复的FRB可能与至少包含一颗中子星的双星系统（NSC-FRB系统）有关。有人认为，被伴星强风“梳理”的NS可能提供一个解决方案。在“双星梳”模型的基础上，我们利用星族合成方法详细研究了伴星的性质和NSC-FRB系统的性质。我们的主要发现是：2）FRB 180916的16天周期恰好落在最可能周期范围内，这可以解释为什么FRB 180916是第一个被发现的周期性重复FRB，并且我们预计将观察到更多周期在10-30天左右的周期性重复FRB; 3）NSC-FRB系统的出生率足够大，以满足FRB 180916观测所设定的事件率要求，这支持了NSC-FRB可以为产生周期性重复的FRB提供一个重要通道的提议。
2020-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Internal magnetic fields, spin-orbit coupling, and orbital period modulation in close binary systems
我们引入了一个新的模型来解释调制的轨道周期观察到在密切的恒星双星系统的基础上的角动量交换之间的自旋的活动组件和轨道运动。这种自旋-轨道耦合不是由于潮汐，而是由于持续的非轴对称内部磁场引起的活动恒星引力四极矩的非轴对称分量产生的。所提出的机制很容易满足所有的能量约束，其能量预算比以前提出的模型小约100-1000倍，并得到了密近双星系统活动组分中持续活动星系的观测结果的支持。我们提出了初步的应用程序，以三个良好的研究二元系统来说明该模型。的情况下，恒星与热彗星进行了讨论，表明没有显着的轨道周期调制的基础上提出的模型，一般预期。
2019-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The First Photometric and Orbital Period Investigation of an Extremely Low Mass Ratio Contact Binary with a Sudden Period Change, TYC 4002-2628-1
全蚀双星系统TYC 4002-2628-1的光度观测是在2020年11月至2021年11月期间获得的。为了测定恒星大气参数，我们用中国国家天文台2.16米望远镜拍摄了一幅光谱图像。TYC 4002-2628-1是一颗低振幅（$V$波段约为0.15等）、短周期（0.3670495 d）的接触食双星。在光变曲线中检测到固有的光变曲线变化和O 'Connell效应的反转，这可能是由于斑点活动。基于从多波段时间序列光变曲线导出的光度解，TYC 4002-2628-1是一个极低质量比的接触双星，其质量比为$q\sim$ 0.0482，填充因子为$f\sim5\%$。通过分析$O-C$的变化，发现当BJD < 2458321时，它的轨道周期保持不变。在BJD 2458743附近，轨道周期发生突变，并以$dP/dt=1.62\times{10^{-5}}day\cdot yr^{-1}=140$ $second\cdot century^{-1}$的速率增大。如果得到证实，TYC 4002-2628-1将是迄今为止轨道周期增长率最高的接触双星。通过研究轨道角动量与自旋角动量之比（$J_{orb}$ / $J_{spin}$ $<3$）、不稳定质量比（$q_{inst}/q=1.84$）和不稳定分离（$A_{inst}/A=1.35$），TYC 4002-2628-1可以被认为是一个合并候选者。
2022-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
2FGL J1653.6-0159: A New Low in Evaporating Pulsar Binary Periods
我们确定了一个轨道周期P_b= 4488 s的光学双星，它可能是费米源2FGL J1653.6-0159的对应物。虽然还没有探测到脉动，但源的性质与蒸发毫秒脉冲双星一致; P_b= 75 min是自旋动力系统的最低记录。伴星的加热面表现出相干的径向速度变化，当f（M）=1.60+/-0.05 M_sun时，振幅K=666.9+/-7.5 km/s。这种加热表明脉冲星的光度约为3x10^34 erg/s。颜色和光谱显示在二进制最小值处占主导地位的额外硬发射。其起源目前尚不清楚。这个系统类似于PSR J1311-3430，有一个低质量的贫氢伴星，一个密集的恒星风，可能还有一颗大质量的脉冲星。
2014-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Binary Comb Model for Periodic Fast Radio Bursts
我们发现，周期FRB 180916.J0158+65可以解释调用一个相互作用的中子星双星系统的轨道周期为$\sim 16$天。FRB是由一颗高度磁化的脉冲星产生的，它的磁场被来自伴星的强风“梳理”，伴星可以是大质量恒星，也可以是毫秒脉冲星。FRB脉冲星风在伴星风中保留了一个清晰的漏斗，否则对于重复FRB发射的诱导康普顿或拉曼散射是不透明的。4天的活动窗口对应于漏斗指向地球的时间。这种相互作用也扰动了FRB脉冲星的磁层，并可能触发FRB的发射。我们从观测结果中推导出梳状波和FRB脉冲星的物理约束，并估计了FRB的事件率。在这种情况下，预测可观测FRB的周期的下限。我们推测，在中子星双星系统中，产生FRB可能既需要内在因素（强磁场和年轻年龄），也需要外在因素（相互作用）。
2020-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
