Absolute dimensions of solar-type eclipsing binaries. EF Aquarii: a G0 test for stellar evolution models
最近的研究表明，恒星色球活动及其对包层中对流能量传输的影响，很可能是理论演化模型和观测结果之间存在显著半径和温度差异的原因。我们的目标是确定绝对尺寸和丰度的太阳型分离食二进制EF Aqr，并进行详细的比较，从最近的恒星演化模型的结果。紫外-β标准测光是用斯特龙格伦自动望远镜获得的。加宽函数形式主义应用于在拉帕尔马的墨卡托望远镜上用HERMES观测到的光谱，以获得径向速度曲线。已确定EF Aqr两种组分的质量和半径，精密度分别为0.6%和1.0%。活动的0.956M_sol次级体显示出星斑和强的Ca Ⅱ H和K发射线。1.224 M_sol原生层也显示出活动迹象，但水平较低。[Fe/H]丰度为0.00 ± 0.10，Si、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Co和Ni的丰度相似。Yonsei-Yale，Escha-Regina和BaSTI等时线和演化轨迹等太阳校准的演化模型无法重现EF Aqr，特别是对于次级，它比预测的大9%，温度低400 K。采用较低的混合长度参数l/H_p的模型消除了这些差异，正如在其他太阳型双星中所看到的那样。对于观测到的金属丰度，混合长度为l/H_p=1.30（初级）和1.05（次级）的Granada模型在1.5 ± 0.6 Gyr的共同年龄下再现了这两个分量。EF Aqr的观测表明，磁场活动及其对包络对流的影响可能是半径和温度差异的原因，这可以通过向下调整模型的混…
2012-02-22 astro-ph.SR
Fundamental effective temperature measurements for eclipsing binary stars - VII. The solar twin in LL Aquarii
研究通过高精度观测确定LL Aqr双星的有效温度和质量，确认其低活动性，并提供恒星年龄，为恒星天文学提供基准参考。
2025-11-20 astro-ph.SR
The solar-type eclipsing binary system LL Aquarii
食双星LL Aqr由两颗晚型星组成，轨道偏心，周期为20.17 d。我们使用广泛的光变曲线从SuperWASP调查增强公布的径向速度和UBV光变曲线来测量系统的物理性质。主星的质量为1.167 +/- 0.009 Msun，半径为1.305 +/- 0.007 Rsun。副恒星是太阳的类似物，质量和半径分别为1.014 +/- 0.006 Msun和0.990 +/- 0.008 Rsun。该系统没有显示出恒星活动的迹象：斑点引起的旋转调制的上限是3毫等，它正在缓慢旋转，在X射线波长下尚未被探测到，钙的H和K线没有发射。理论恒星模型提供了一个很好的匹配，其属性为太阳下的金属丰度Z = 0.008和年龄为2.5 Gyr。大多数低质量食双星系统的半径都比理论预测的要大，这要归咎于这些短周期系统中潮汐增强的磁场。LL Aqr的性质支持这种情况：它表现出可忽略的潮汐效应，没有显示出磁活动的迹象，并且与理论模型很好地匹配。
2013-08-06 astro-ph.SR
Hunting high and low: XMM monitoring of the eclipsing polar HU Aquarii
我们要研究的时间和光谱行为的HU Aqr在X射线域在不同的吸积状态。我们从四个不同的XMM-牛顿点覆盖中间和低状态的光谱和光变曲线。X射线观测伴随着高时间分辨率光度测量，使用Optima和ULTRACAM仪器获得。在2002年5月和2003年5月的两个场合，HU Aqr被发现处于中间状态，与早期的高状态测量相比，吸积率降低了50倍。中间态的X射线谱可以用一个包含黑体成分和热等离子体的模型来描述。与高态相反，软X射线通量和硬X射线通量之间的比率接近平衡。与先前的测量结果一致，我们观察到吸积点和流向连接两颗恒星的线迁移。HU Aqr在2003年10月和2005年5月的两个低态期间亮度进一步降低了80倍，在那里它被检测到的光度只有L_X = 4.7 * 10^（28）erg/sec。这种光度与活跃的日冕发射体非常吻合，但相对较高的等离子体温度（3.5和2.0 keV）与残余吸积更相容。我们根据在各个波段测量的吸积点的日食出口更新了HU Aqr的日食星历。所观测到的吸积点食定时的（O-C）图揭示了与线性趋势的复杂偏差，这可以通过恒定或周期性的周期变化或其组合来解释。二次项意味着周期以\dot{P}_o rb =-7.的速率减小。11 * 10^（-12）秒/秒。如果观测到的周期变化反映了真正的角动量损失，这将是引力辐射的30倍。
2009-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ole Romer's method still on the stage. The study of two bound eclipsing binaries in quintuple system V994 Her
300多年前，奥勒·罗默（Ole Romer）仅通过观察木星卫星的日食到达时间的周期性变化来测量光速，这种变化是由地球与木星之间的距离变化引起的。同样的测量延迟周期调制的方法仍然在天体物理学中使用。这种效应的理想实验室是食双星。独特的系统V994 Her由两个相互环绕的食双星组成。然而，到目前为止，还不确定它们是否受到引力束缚，以及它们的轨道周期是什么。我们发现，该系统实际上是五倍和两个食双星是相互围绕对方的周期约6.3年。这种分析是从研究两个周期的周期性调制，当在近星点通道一个双星有一个明显较短的周期，而另一个较长，正是理论所要求的。此外，还发现这两个内食对的轨道都有轻微的偏心，经历了一个缓慢的拱点运动，周期为几个世纪。
2013-02-18 astro-ph.SR
The Exotic Eclipsing Nucleus of the Ring Planetary Nebula SuWt2
SuWt 2是一个行星状星云（PN），由一个明亮的电离薄环组成，几乎从侧面观察。它有一颗明亮的（V=12）中央恒星，温度太低，无法覆盖PN，我们发现它是一个食双星。来自IUE的光谱没有显示UV源。我们提出了广泛的地面测光和光谱学的中央双星收集在随后的二十年，导致在确定的食对的轨道周期为4.9 d，并由两个几乎相同的A1 V星，每个质量~2.7 M_sun。A星的物理参数，结合演化轨迹，表明两者都处于短暂的“蓝钩”演化阶段，发生在主序星和赫兹斯普林间隙之间，系统的年龄约为5.2亿年。一个令人困惑的问题是，恒星的旋转速度彼此不同，并且比与轨道周期同步的速度慢得多。食对的质心速度可能随时间变化，这表明系统中存在看不见的第三个轨道天体。我们提出了一个方案，在该系统开始作为一个层次的三元组，由一个~2.9 M_太阳恒星轨道的近对A星。在到达AGB阶段时，初级将这对卫星吞没到一个共同的包层中，导致轨道迅速收缩，包层灾难性地弹射到轨道平面中。在这张照片中，最初的主星暴露的核心现在是一颗大约0.7 M太阳的白矮星，绕着食对运行，它已经冷却到IUE在我们推导的2.3 kpc距离和E（B-V）=0.40的红化下可能探测到的程度以下。SuWt 2系统可能注定要以Ia型超新星的形式消亡。（节录）
2010-09-10 astro-ph.SR
Long-term Study of Changes in the Orbital Periods of 18 Eclipsing SW Sextantis Stars
本研究测量了18颗SW Sex食双星过去17年的934个新掩食时刻，结合历史数据发现其轨道周期存在增加、减少或振荡等变化，并观测到SW Sex和RW Tri轨道周期的快速异常减小。
2023-07-07 astro-ph.SR
Discovery and characterisation of long-period eclipsing binary stars from Kepler K2 campaigns 1, 2 and 3
开普勒K2任务现在使人们有可能发现和研究比迄今为止更广泛的食双星，特别是具有窄食的长周期系统。我们的目标是对开普勒K2任务观测到的轨道周期大于$P\approx 5.5$天的食双星进行观测。$ellc$双星模型已被用于确定开普勒K2活动1、2和3中食双星系统的几何形状。通过与有效温度-平均恒星密度平面中的恒星演化轨迹进行比较，可以估计出每个双星中恒星的性质。目前已经确认了43个食双星系统，其中40个有详细的描述。这些系统中的大多数被发现是晚型矮星和次巨星，质量在0.6到1.4太阳质量之间。我们确定了两个包含红巨星的食双星，其中包括一个明亮的系统与日全食，是理想的详细的后续观测。明亮的B3 V型恒星HD 142883是一颗三星系统中的食双星。我们观察到一系列的频率在大倍数的轨道频率在BW Aqr，我们初步确定为潮汐引起的脉动在这个研究良好的偏心二进制系统。我们发现暗食双星EPIC 201160323表现出快速拱点运动。在13个食星系统中观测到旋转调制信号，其中大多数食星系统的旋转与其轨道不同步。我们的结论是，K2任务是一个丰富的数据来源，可用于寻找长周期食双星。这些数据与后续观测相结合，可用于精确测量目前缺乏此类基本数据的恒星的质量和半径，例如，次巨星和缓慢旋转的低质量恒星。
2018-05-09 astro-ph.SR
A Close-in Substellar Object Orbiting the sdOB-type Eclipsing-Binary System NSVS14256825
NSVS 14256825是第二个轨道周期为2.65小时的sdOB + dM食双星系统。利用计时法，这颗特殊的双星被发现含有环双星行星或褐矮星。然而，不同的作者得出了不同的结果，因为对日食时间的报道不足。自2008年以来，我们使用多台望远镜对该双星进行了近10年的监测，获得了84个新的高精度光极小期。结果表明，O-C曲线近期呈上升趋势，并呈现周期为8.83年、振幅为46.31秒的周期性变化。这种周期变化不能用红矮星成分的磁活动周期来解释，因为所需的能量远大于该成分在一个完整周期内辐射的能量。在NSVS 1425中检测到的这种周期性变化可以通过第三体的存在用光传播时间效应来解释。第三个天体的最小质量被确定为14.15 $M_{jup}$，处于行星和褐矮星之间的过渡。这颗亚恒星物体围绕着这颗演化的双星运行，轨道间距约为3天文单位，离心率为0.12。这些结果表明，NSVS 14256825是第一个由亚星天体组成的sdOB型食双星。对NSVS 14256825的近距离亚恒星伴星的探测将为sdOB型双星及其伴星的形成和演化提供一些见解。
2019-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for a polar circumbinary exoplanet orbiting a pair of eclipsing brown dwarfs
该研究发现围绕一对偏心轨道近距褐矮星运行的极性环双星系外行星的有力证据，通过径向速度观测到双星逆行拱线进动，证明其源于极性行星的存在，拓展了环双星行星多样性认知。
2025-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the ephemeris of the eclipsing polar HU Aquarii. II: New eclipse epochs obtained 2014 - 2018
磁激变变星水瓶座HU显示出明显的日食时间调制。近年来，在行星围绕双星或阿普尔盖特效应的框架内，这些都被密集地建模和讨论。没有任何一种情况能对数据作出独特和令人满意的解释。在这里，我们介绍了2014年至2018年期间获得的26个新的日食时期。在2010 - 2013年期间观测到的轨道周期急剧和持续减少的趋势有时在2016年年中之前有所减缓。日食到达时间（O-C）图中的新斜率将进一步限制其复杂形状的物理模型。
2018-10-30 astro-ph.SR
Kepler Eclipsing Binaries with Stellar Companions
许多短周期双星都有轨道遥远的伴星，它们在驱动双星组件接近分离中发挥了作用。通过测量食双星的食时间的明显变化，间接探测第三恒星是可能的，因为双星轨道是共同的质心。在这里，我们提出了一个分析的日食时间的41日食双星观察整个美国宇航局开普勒任务的长时间和精确的测光。这个双星系统的特点是两个恒星的食都相对较深和频繁。我们提出了初步的轨道要素7个可能的三星在这个样本中，我们讨论了明显的周期变化，在7个额外的食双星，可能与运动有关的第三个在长周期轨道。这些结果将用于正在进行的对这些双星的光谱和光变曲线的研究，以进一步证明第三颗恒星的存在。
2015-10-07 astro-ph.SR
Doppler shifts on the spin period of the intermediate polar FO Aqr with K2
我们分析了中间极性FO Aqr的K2短节奏数据，并提供了准确和更新的轨道和自旋周期。我们还发现小的自旋周期的变化作为轨道相位的函数~0.02秒翻译为~几公里/秒的速度。得到的轨道折叠速度剖面显示出两个明显的极大值和极小值，不能用轨道运行的白矮星的径向速度来解释。相反，我们建议，所观察到的速度是径向速度的总和的白矮星和恒星表面面临的白矮星，重新处理WD自旋脉冲。这种组合可以解释在FO Aqr中观察到的低速。然而，轨道配置的不对称性需要解释双峰速度分布。一种可能的情况是调用二进制偏心。因此，我们开发了一个简单的二元模型来解释和拟合我们的观测结果，并发现了一个小的二元偏心率e=0.03。虽然小，持续的离心率在密切相互作用的双星将导致增强的质量转移发生优先在近星通道。因此，我们讨论替代方案，其他不对称性可能会解释我们的观测假设圆形轨道。由于FO Aqr是第一个测量WD和次级表面的组合径向速度的系统，因此当用开普勒观测时，其他质量转移双星也可能显示类似的速度曲线。这些将提供额外的有价值的测试，以确认或排除类似系统中的小偏心率。
2016-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery, observations and modelling of a new eclipsing polar: MASTER OT J061451.70-272535.5
我们报告发现了一个新的日食极地，MASTER OT J061451.70-272535.5，检测到的MASTER自动检测软件在最近委托MASTER SAAO望远镜的光学瞬变。使用SAAO 1.9米和1.0米望远镜，利用SHOC EM-CCD照相机进行的时间分辨（10-20秒）测光显示，源食的周期为2.08小时（7482.9 $\pm$ 3.5 $\,$秒）。日食光变曲线有一个特殊的形态，包括一个初始的下降，其中光源亮度下降到日食前水平的${\sim}$ 50%，然后逐渐增加亮度。第二次快速进入之后，亮度下降${\sim}$ 60- 80%，然后逐渐下降到零通量。我们解释的日食剖面的吸积热点的磁性白矮星的吸积流，其次是日食的热点和部分照明流的红矮星施主星的初始遮蔽的结果。这与在其他日食极星如HU Aqr中观察到的情况相似，但这里的气流吸收更为明显。随后，南非大型望远镜使用罗伯特·斯托比摄谱仪对该物体进行了观测。这显示出所有巴耳末线都在发射的光谱，一条强的HeII 4686线，其峰值通量大于H $β$，以及较弱的HeI线。光谱特征和光变曲线的结构表明，MASTER OT J061451.70-272535.5是一颗新的激变变星，很可能属于同步的极子类。
2019-01-09 astro-ph.SR
Possible detection of two giant extrasolar planets orbiting the eclipsing polar UZ Fornacis
我们提出了新的高速，多观测站，多仪器测光的日食极UZ为，以测量精确的日食中期时间，目的是检测任何轨道周期的变化。当结合公布的日食时间和跨越~27年的档案数据时，我们检测到偏离~60秒的线性和二次趋势。这些偏离强烈地暗示了16（3）年和5.25（25）年的两个周期变化。驱动周期性的两个有利机制是两颗巨大的太阳系外行星作为双星的伴星（最小质量为6.3（1.5）M（木星）和7.7（1.2）M（木星）），或者是二级恒星的磁循环机制（例如Applegate机制）。阿普尔盖特的机制需要次级的全部辐射能输出，因此似乎是两者中最不可能的，除非对磁场的影响有任何进一步的改进（例如兰扎等人的那些）。双行星模型可以提供现实的解决方案，但它并不能完全捕获所有的日食时间测量。外行星的高度偏心轨道将很好地拟合数据，但我们发现这样的解决方案将是不稳定的。也有可能周期性是由两种机制的某种组合驱动的。鼓励进一步观察这一系统。
2011-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planets Transiting Non-Eclipsing Binaries
大多数双星不会发生食。目前对凌日环联星行星的搜寻集中在食联星上，因此仅限于一小部分潜在的宿主。我们调查的概念，发现行星过境非食双星，其几何形状将需要相互斜面。使用N-体代码，我们探讨了过境的数量和顺序如何作为观测时间和轨道参数的函数而变化。这个概念，然后概括感谢一套模拟的circumbinary系统。双星是根据对太阳附近的RV调查建造的。然后，它们被来自一系列分布的轨道气体巨星所占据。结果表明，双星总体与开普勒食双星星表是相容的，表明双星的性质可能与初始质量函数一样具有普遍性。这些合成系统产生凌日的环联星行星，发生在食双星和非食双星上。模拟行星过境食双星与公布的开普勒探测。我们得到：1）开普勒数据中可能存在行星凌日非食双星，2）观测偏差本身不能解释观测到的稳定极限附近的环双星行星密度过大，这意味着物理堆积，3）绕单星和双星运行的气体巨星的分布可能不同。估计环联行星的频率是退化的相互倾斜的蔓延。只能产生最低发生率，我们发现与9%兼容。寻找倾斜的环联星行星可能会显着增加已知天体的数量，并将测试我们的结论。它们的存在与否，将揭示真实的发生率，并有助于发展环双星行星形成理论。
2014-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
A photometric study of NSVS 7453183: a probable quadruple system with long-term surface activity
作为研究轨道周期和表面活动较短的低质量食双星长期观测计划的一部分，我们定期测量了食双星NSVS 7453183的$VRC$光变曲线。根据TESS光变曲线解，在Phoebe中得到了分离组态，其中主成分的温度根据SED近似取为$T_1$ = 4300 K。它为次级分量提供了$T_2 =$ 4080 $\pm$ 100 K。主要组分的光谱类型估计为K6，光度质量比推导为$q = 0.86$。我们确认存在的第三个机构在这个系统中，一个恒星伴星的最小质量为0.33 M $_{\rm Sun}$轨道的食对与一个短的周期约425天，并提出了下一个，第四个机构与一个较长的轨道周期约12年，可能是一个褐矮星的最小质量为50 M $_{\rm Jup}$。假设该四元系统的层次结构为（（1+1）+1）+1。估计了主分量表面暗区的特征和时间变化。在2020-2022年期间，平均迁移速度约为10度/月。
2023-01-13 astro-ph.SR
HD144548: A young triply eclipsing system in the Upper Scorpius OB association
恒星HD 144548（=HIP~78977; TYP~6212-1273-1）是一颗分离的食双星，是上天蝎座OB星协的真正成员。第二次战役中K2任务的连续测光显示，由于系统中存在第三颗恒星，因此存在额外的日食。这些现象可以用一个系统来解释，该系统由两个已知的食系统成员（Ba和Bb）组成，其周期为1.63 d，在偏心轨道（eA = 0.2652 +/- 0.0003）上围绕一颗周期为33.945 +/-0.002 d的F7-F8 V星运行。Ba和Bb日食的时间显示了相同的33.9 d周期性，我们将其解释为光时间效应与封闭系统上的动力学扰动相结合。在这里，我们结合径向速度和分析近似的时间的日食，以获得质量和半径的三个组成部分的系统。A星的质量为1.44 +/- 0.04 M_sun，半径为2.41 +/- 0.03 R_sun，两个星的质量和半径几乎相同，分别为0.96 M_sun和1.33 R_sun。HD 144548是第一个可以测量所有分量径向速度的三重日食系统。
2015-10-13 astro-ph.SR
Possible substellar companions in dwarf eclipsing binaries: SDSS J143547.87+373338.5, NSVS 7826147, and NSVS 14256825
本文介绍了我们长期观测计划的新结果，该计划旨在探测低质量短周期食双星轨道周期的微小变化。对于三个相对著名的矮食双星，获得了大约120个新的精确的中食时间：SDSS J143547.87+373338.5（P = 0.126 d），NSVS 07826147（0.162 d）和NSVS 14256825（0.110 d）。这些系统的观测-计算（O-C）图使用所有精确的计时进行分析，并在可能的情况下，计算新的光-时间效应参数。对于第一次，我们得出（或改进以前的研究结果）的短轨道周期为13年和10年的可能的第三个机构SDSS J143547.87+373338.5和NSVS 07826147，分别。在这些双星中，我们的数据表明，周期变化可以简单地建立在一个单一的环双星对象的基础上。对于前两个物体，我们计算出第三个组成部分的最小质量分别为17 MJ和1.4 MJ，相当于棕矮星或巨行星的质量。对于NSVS 14256825，我们最近的日食时间测量无法证实由单个额外天体引起的周期性变化。应考虑到与两个轨道物体有关的更复杂的行为，或未知的影响。
2021-01-21 astro-ph.SR
A study of light travel time effect in short-period MOA eclipsing binaries via eclipse timing
从天体物理学微透镜观测（MOA）EB目录（Li et al. 2017）中选择了542个周期短于2 d的食双星（EB）样本进行食时变化分析。对于这个样本，我们能够从MOA-II获得跨越9.5年的时间序列。我们发现了91个EB，542个EB中，检测到的光旅行时间效应信号表明存在的第三同伴的轨道周期从250 d-28 yr。在我们的样本中的第三同伴的EB的频率增加的周期减少，并达到0.65的接触双星周期短于0.3天的值。如果只考虑周期<0.26d的接触双星，频率甚至会达到单位。我们的研究结果表明，接触二进制周期接近0.22-D接触二进制限制通常伴随着相对密切的第三同伴。
2018-08-26 astro-ph.SR
A Quintuple Star System Containing Two Eclipsing Binaries
我们提出了一个五恒星系统，其中包含两个食双星。这个不寻常的建筑包括两个在天空中相隔11英寸的恒星图像：EPIC 212651213和EPIC 212651234。更偏东的图像（212651213）实际上包含了两个食双星，它们在图像中的分辨率为0.09”，而西风图像（212651234）在自适应光学（AO）、斑点成像和径向速度（RV）研究中似乎是单一的。“A”双星是圆形的，周期为5.1天，而“B”双星是偏心的，周期为13.1天。A和B双星的伽马速度相差约10 km/s。这一点，再加上它们的0.09”的分辨投影分离，表明在圆形轨道的简化假设下，“C”双星（由A绕B轨道运行组成）的轨道周期和分离分别为~65年和~25 AU。在未来几年内，通过RV、AO和斑点成像研究，C轨道内的运动应该是可辨别的。C系统（即，212651213）的径向速度和自行与212651234的径向速度和自行仅相差~1.4 km/s和~3 mas/yr。这组相似的三维空间速度强烈暗示这两个物体也是物理上束缚的，使其至少是一个五倍的恒星系统。
2016-06-20 astro-ph.SR
A $5/4$ commensurability of KIC 5773205, the smallest eclipsing red dwarf detected by the Kepler mission
KIC 5773205是{ \it Kepler}探测到的食双星维拉诺瓦目录中最不明亮的食M矮星。我们处理和分析了这颗恒星四分之三的可用任务数据，发现光变曲线存在持续的周期变化，其周期与轨道周期精确地4：5相称。考虑了三种解释途径：1）由潮汐相互作用在特定本征频率激发的非径向脉动; 2）由潮汐引起的高阶自旋轨道共振; 3）由外轨道伴星在平均运动共振中引起的椭球形变。这三种解释都遇到了相当大的困难，但现有的事实似乎有利于潮汐驱动的脉动方案。这颗恒星可能代表一种新型的心跳双星，其潮汐激发的脉动频率接近轨道运动。
2020-01-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Study of Eclipsing Binary and Multiple Systems in OB Associations IV: Cas OB6 Member DN Cas
利用新的光谱和光度数据重新观测了一颗早型、大质量、短周期（$P_{\rm orb}=2^{\rm d}.310951$）食分光双星DN Cas。组分的质量和半径分别以$M_1=19.04\pm0.07 M_\odot$、$M_2=13.73\pm 0.05M_\odot$和$R_1=7.22\pm0.06 R_\odot$、$R_2=5.79\pm0.06R_\odot$表示。这两个分量都呈现与其轨道同步的自转（$V_{\rm rot1}=160\,$ km s $^{-1}$，$V_{\rm rot2}=130\,$ km s $^{-1}$）。轨道周期分析产生了一个物理约束的额外组成部分的系统中的最小质量的$M_3=0.88 M_\odot$轨道偏心轨道系统的高精度绝对参数使我们能够推导出与DN Cas的距离为1.7 $\pm$ 0.2 kpc，这将系统定位在Cas OB 6协会的边界内（d=1.8千桶; Mel'nik和Dambis，2009年）。DN Cas的空间速度和年龄与Cas OB 6一致。DN Cas（$τ=$ 3-5百万年）的年龄比Cas OB 6星协中的嵌入星团（IC 1795，IC 1805和IC 1848）大1-2百万年，这意味着该星协中的恒星形成是连续的。
2016-08-01 astro-ph.SR
TESS light curves and period changes in low-mass eclipsing binary BB Persei
本研究利用TESS的5扇区光变曲线数据详细分析低质量分离食双星BB Persei，测定其测光参数与轨道历表，发现存在约22年周期的第三伴星（M6-M7型红矮星，最小质量约0.1倍太阳质量），并估算了伴星表面暗区的特征与变化。
2025-03-21 astro-ph.SR
Detection of a tertiary brown dwarf companion in the sdB-type eclipsing binary HS 0705+6700
HS 0705+6700是一个短周期（P=2.3小时）的近距离双星，包含一个热的sdB型主星和一个完全对流的副星。我们对这对食双星进行了两年多的观测，获得了32次光极小值。根据新的食时和文献资料，发现HS 0705+6700的O-C曲线具有周期为7.15年、半振幅为92.4秒的周期变化。周期性的变化进行了分析的光旅行时间的影响，这可能是由于存在的第三个同伴。当HS 0705+6700的总质量为0.617 Msun时，第三体的质量被确定为M3 sin i = 0.0377（+/-0.0043）Msun。当轨道倾角i >= 32.8时，第三分量的质量会低于稳定的氢燃烧极限M3~0.072 Msun，因此它是一颗棕矮星。第三个天体围绕sdB型双星运行，距离小于3.6天文单位（AU）。HS 0705+6700是在主星变成红巨星后，由一个共同的包层演化而成。在HS 0705+6700系统中发现一颗亚恒星伴星，可能会对这类系统中的恒星演化以及红巨星与伴星之间的相互作用产生一些限制。
2009-03-16 astro-ph.SR
Circumbinary Planets Orbiting the Rapidly Pulsating Subdwarf B-type binary NY Vir
我们在这里报告的木星行星的轨道周围的快速脉动的次矮星B型（sdB型）食双星纽约维尔的初步发现。利用新测得的食时和文献资料，我们发现NYVir的O-C曲线呈周期为7.9年、半振幅为6.1秒的小振幅周期变化，而其周期则呈下降的抛物线变化（周期以$\dot{P}=-9.2\times{10^{-12}}$的速率减小）。通过第三个机构的存在下，光的传播时间效应的周期性变化进行了分析。当NY Vir的总质量为0.60\，$M_{\odot}$时，三级伴星的质量被确定为$M_3\sin{i^{\prime}}=2.3(\pm0.3)$ \，$M_{Jupiter}$。这表明它很可能是一颗巨大的环联星，距离纽约维尔约3.3天文单位（AU）。由于周期减小的速率不能用引力辐射或/和磁制动引起的真实角动量损失来解释，因此观测到的O-C图中向下的抛物线变化可能只是长周期（大于15年）周期变化的一部分，这可能揭示了系统中另一颗类木行星（$\sim2.5$ $M_{Jupiter}$）的存在。
2011-12-19 astro-ph.SR
The Pulsating sdB+M Eclipsing System NY Virginis and its Circumbinary Planets
我们搜索了在历史日食时间内围绕纽约维尔运行的环双星行星，包括我们的长期CCD数据。68次最小光精度优于10秒用于星历计算。与这些时间的最佳拟合表明，由于周期分别为$P_3$ =8.2年和$P_4$ =27.0年以及半振幅分别为$K_3$ =6.9秒和$K_4$ =27.3秒的两个正弦曲线的组合，NY Vir的轨道周期发生了变化。这种周期性的变化很可能是由一对光-时间效应引起的，这是由于存在第三和第四个天体，它们被引力束缚在食对上。我们导出了这两个天体的轨道参数和最小质量，$M_3 \sin i_3$ = 2.8 M $\rm_{Jup}$和$M_4 \sin i_4$ = 4.5 M $\rm_{Jup}$。动力学分析表明，外层伴星不太可能在圆形轨道上围绕双星运行。相反，我们表明未来的定时数据可能会将其偏心率推至中等值，使系统表现出长期稳定性。结果表明，NY Vir可能是一个星-行星系统，它由一颗非常接近的双星和两颗巨行星组成。周期比$P_{3}/P_{4}$表明，它们之间的长期引力相互作用将导致捕获到近3：10的平均运动共振。当环联星行星的存在得到更全面的证实和认识时，对该行星系统的形成和演化将有很大的推动作用。
2014-09-17 astro-ph.SR
The Spin-orbit alignment of two short period eclipsing binary systems
本研究联合TESS测光与Minerva-Australis径向速度数据，分析两个短周期食双星的自旋-轨道对准情况，用两种方法均发现轻微不对准，为双星演化模型研究提供新观测约束。
2025-09-04 astro-ph.SR
Orbiting Clouds of Material at the Keplerian Co-Rotation Radius of Rapidly Rotating Low Mass WTTs in Upper Sco
使用K2的数据，我们已经确定了23个非常低质量的成员的$ρ$ Oph和上天蝎座恒星形成区域具有周期性的光度变化不容易解释的完善的物理机制，如星点，食双星，或脉动。所有这些不寻常的恒星都是M型中晚期矮星，没有活跃吸积的证据，光度周期一般为$<$ 1天。通常，不寻常的光变曲线特征表现为狭窄的通量下降;当我们也有恒星黑子的旋转周期时，两个周期一致，这表明通量下降是由于以开普勒共同旋转半径绕恒星运行的物质。我们有时会在相位光变曲线形态中看到“状态变化”，其中$\sim$ 25%的波形在不到一天的时间尺度上改变形状;通常，“状态变化”发生在强烈耀斑之后。对于这些突然的光变曲线形态变化的恒星群，我们认为它们的通量下降最有可能是由温暖的日冕气体云的食引起的，类似于弹弓的折射率假设解释短暂的H $α$吸收功能在AB剑鱼座本身和其他快速旋转的晚型恒星。对于另一组恒星的周期稍长，我们发现短持续时间的流量骤降是高度可变的短期和长期的时间尺度上，一般不对称的流量骤降配置文件。我们相信，这些通量下降是由于微粒云可能与一个接近的行星或由最近的碰撞事件造成的。
2017-02-06 astro-ph.SR
How eclipse time variations, eclipse duration variations, and radial velocities can reveal S-type planets in close eclipsing binaries
虽然已经发现了大约12颗凌日行星在一个内部的近距离双星系统（所谓的“P型行星”）的宽轨道上运行，但还没有发现在一个食双星系统中只围绕一颗恒星运行的行星（所谓的“S型行星”）。尽管开普勒望远镜发现了大量的食双星系统。在这里，我们提出了一种新的检测方法，这些S-型行星，它使用恒星径向速度（RV），日食时间变化（ETV）和日食持续时间变化（EDV）之间的相关性。我们通过模拟一个现实的基准系统测试这种技术的能力，并证明其可探测性与现有的高精度RV和测光仪器。我们说明，与少量的RV观测，RV-ETV图允许我们区分逆行和逆行的行星轨道和行星质量也可以估计，如果恒星交叉关联函数可以解开。我们还确定了一个新的（虽然最小的）贡献的S型行星的罗西特-麦克劳克林效应在食恒星双星。最后，我们探索可能的检测外卫星周围过境发光的巨行星，并发现，所需的精度检测卫星的RV曲线的主机行星的顺序是${\rm cm\,s}^{-1}$，因此目前的仪器无法访问。
2016-12-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
TESS light curves and surface activity in two low-mass eclipsing binaries: NSVS 01031772 and 2MASS J04100497+2931023
Astronomical Institute, Faculty of Mathematics and Physics, Charles University（查理大学数学物理学院天文研究所）；Valašské Meziříčí Observatory（瓦拉什梅济日奇天文台）；Czech Astronomical Society, Variable Star and Exoplanet Section（捷克天文学会变星与系外行星学部）；Research Centre for Theoretical Physics and Astrophysics, Institute of Physics, Silesian University（西里西亚大学物理学院理论物理与天体物理研究中心）；Astronomical Institute, Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；Private Observatory（私人天文台）；DARK SKY Beskydy（Beskydy暗夜天空保护区）；Institute of Theoretica（理论物理研究所）
研究低质量食双星NSVS 01031772和2MASS J04100497+2931023，通过测量VRIC光变曲线改进组分绝对参数，提出存在第三体，测试了N103可能四重系统结构，还估计了耀斑等特征及统计数据。
2026-07-08 astro-ph.SR
The quasi-resonant variability of the massive LMC system BI 108
早期B超巨星LMC星BI 108在光度上是可变的，具有独特的光变曲线;在几乎精确的3：2共振中存在两个强周期。我们在VLT/UVES上收集了光谱数据，在10个历元中对10.733天的超周期进行了采样。我们发现的光谱签名SB 2系统组成的两个大规模的B1超巨星的轨道周期为5.366天。较短的周期类似于食双星的光变曲线，周期为3.578天，但数据中没有检测到。我们讨论了短周期的可能原因，并得出结论，四重系统是更合理的假设。
2012-11-17 astro-ph.SR
The radius inflation problem in short-period low-mass binaries: a large sample analysis
由于最近光度时间序列数据库的可用性增加，现在可以在大样本和高精度的情况下对低质量食双星进行定性，以研究其轨道和物理参数。我们已经确定了一个样本的230个分离的近轨道食双星低质量的主序列组件的卡塔利娜巡天光度特征。这些低质量恒星的质量为$M \leq 1.0\ M_{\odot}$，轨道周期短于$2$天。所采用的方法提供了一个强大的估计恒星参数（如质量和分数半径），只使用光变曲线和光度颜色，因为没有光谱信息提供这些对象。采用SDSS-2 MASS合成色和观测色的十色网格和K近邻法来识别主序星并估算它们的有效温度，典型值为$T_{\rm eff}\leq 5720$ K。每个光变曲线与JKTEBOP代码一起用无性遗传算法建模，以获得拟合参数的最相干值。目前的工作提供了一个前所未有的数量均匀估计的主要恒星参数的短周期低质量的二元系统。所研究的分离食双星的质量-半径图中的分量分布支持低质量主序星的半径膨胀趋势。一个相对增加的通货膨胀较低的质量也被发现，我们的研究结果表明，secondaries更膨胀，即他们提出更大的半径比相同质量的主要组成部分，恒星演化模型相比。
2018-11-05 astro-ph.SR
Kepler Observations of Three Pre-Launch Exoplanet Candidates: Discovery of Two Eclipsing Binaries and a New Exoplanet
在NASA的{ \it Kepler}任务发射之前，在一次地面光度测量中发现了三颗凌日系外行星候选恒星。{ \it Kepler}对它们的观测是在{ \it Kepler}任务的第一季度获得的。所有三颗恒星都是暗淡的径向速度后续标准，所以我们已经检查了这些候选人，以消除误报，并提供高置信度的系外行星选择。我们提出了第一次尝试，以排除假阳性，这组暗淡的恒星没有高分辨率的径向速度分析。这种确认系外行星的方法将构成{ \it Kepler}任务后续工作的很大一部分，以寻找围绕暗淡恒星运行的彗星大小的系外行星候选者。使用{ \it Kepler}光变曲线和像素数据，以及中等分辨率侦察光谱和斑点成像，我们发现我们的两个候选者是双星。一个是由一颗晚F星和一颗早M伴星组成，而另一个是一颗K 0星和一颗晚M矮星/褐矮星，在一个19天的椭圆轨道上运行。第三个候选者（BOKS-1）是一颗$r$ =15 G8 V的恒星，拥有一颗新发现的半径为1.12 R $_{Jupiter}$、轨道为3.9天的系外行星。
2010-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of Hundreds of New Planet Candidates and Eclipsing Binaries in K2 Campaigns 0-8
我们实现了搜索系外行星的运动0至8（C 0 -8）的开普勒航天器的K2扩展。我们将修改后的QATS行星搜索算法应用于由EVEREST管道产生的K2光变曲线，对Kp = 9-15的星等范围内的$1.5 \times 10^5$目标星进行C 0 -8搜索。我们发现了818颗凌日行星候选者，其中374颗是先前搜索未发现的，分别在{2，3，4，5，6}-行星多行星候选系统中有{64，15，5，2，1}颗。在新发现的行星中，有100颗围绕M矮星运行，其中包括一颗可能是岩石的，位于宜居带。我们的候选行星中有154颗与我们的太阳系一起过境：它们在几何上对齐，至少可以看到一颗太阳系行星过境。我们发现的候选人显示过境时间的变化和几十个候选人的两个极端时期与单一的过境或超短时期。我们指出的证据表明，我们的候选人显示类似的模式，在频率和大小周期关系的确认行星，如半径差距的初步证据。通过后续研究确认这些行星候选者将使K2行星的数量增加50%，而对其宿主恒星的描述将改善行星性质的统计研究。我们的样本包括许多行星轨道明亮的恒星适合径向速度后续和未来的表征与JWST。我们还列出了作为这次搜索的一部分检测到的579个食双星系统。
2019-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
BEBOP V. Homogeneous Stellar Analysis of Potential Circumbinary Planet Hosts
本文基于BEBOP巡天获取的4512条高分辨率光谱，对179个食单线双星目标进行均匀恒星分析，首次给出精确的大气参数、质量、半径和年龄星表，为环双星行星研究提供基础。
2024-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The EBLM project. II. A very hot, low-mass M dwarf in an eccentric and long period eclipsing binary system from SuperWASP
本文给出了1 SWASPJ 011351.29 +314909.7（J 0113 +31）的基本性质，它是一个贫金属双星（-0.40 +/-0.04 dex），在偏心轨道（~0.3）上运行，轨道周期为~14.277 d。像J 0113 +31这样的绕太阳型恒星（EBLM）运行的M矮星，已经在凌日行星搜索过程中从WASP光变曲线和后续光谱中被识别出来。我们提出了第一个二进制EBLM样本进行充分分析，因此，在这里定义的方法。质量为0.945 +/- 0.045 Msun的主分量具有大半径（1.378 +/- 0.058 Rsun），表明系统相当古老，约为9.5 Gyr。M矮星的次级质量为0.186 +/- 0.010 Msun，半径为0.209 +/- 0.011 Rsun，与恒星演化模型完全一致。然而，从近红外二次食光曲线，发现M矮星的有效温度为3922 +/- 42 K，比理论模型预测的高出约600 K。我们讨论不同的情况来解释这种温度差异。J 0113 +31的情况下，我们可以测量质量，半径，温度和金属丰度，突出了导出质量，半径和温度作为M矮星的金属丰度的函数的重要性，以更好地了解最低质量的恒星。EBLM项目将确定M矮星的质量、半径、温度和金属丰度之间的关系，在主序底部提供重要的经验约束。
2014-08-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection limits for close eclipsing and transiting sub-stellar and planetary companions to white dwarfs in the WASP survey
我们使用WASP（广角行星搜索）调查的光度数据来探索探测日食和在白矮星附近轨道上的褐矮星、气体巨星和陆地伴星的凌日信号的可能性。我们进行了广泛的蒙特卡罗模拟，我们发现，高斯随机噪声WASP是敏感的同伴小到月球轨道$V\sim$ 12白矮星。对于较暗的恒星，WASP对越来越大的天体很敏感。我们的灵敏度下降的协变噪声结构的存在下的数据，然而地球大小的机构仍然很容易检测到相对较低的S/N数据。我们在WASP档案中的194颗白矮星样本中搜索了日食和凌日信号，但是没有发现伴星的证据。我们用我们的结果对这类系统的频率设定了暂定的上限。虽然我们只能对地球大小或更小的伴星的可能频率施加微弱的限制，但棕矮星和气体巨星（半径为$\simeq$ R $_{jup}$），周期为$\leq$ 0.2天的肯定是罕见的（$<10\%$）。更严格的限制要求更大的白矮星样本，更高的观测节奏和连续覆盖。与WASP观测的节奏相比，白矮星的日食和凌日的持续时间很短，这似乎是限制主序星行星凌日调查的主要因素之一。
2010-12-09 astro-ph.EP 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
The giant planet orbiting the cataclysmic binary DP Leonis
围绕后共包络双星运行的行星提供了关于行星形成和演化的基本信息，特别是对于尚未被探索的环双星行星。我们在\odp中寻找这样的行星，\odp是一个食短周期双星，它显示了长期的食时变化。利用1979年至2010年间获得的已发表、重新分析和新的狮子座DP\中白矮星的日食中期时间，我们发现与椭圆轨道上第三个天体产生的光旅行时间效应一致。特别是，在2009/2010年测得的二进制周期和隐含的径向速度与预测的值的二进制和第三个机构围绕共同的质心的运动。第三个天体的轨道周期、半长轴和偏心率分别为P_c = 28.0 +/- 2.0 yrs、a_c = 8.2 +/- 0.4 AU和e_c = 0.39 +/- 0.13。它的质量为M_csin（i_c）= 6.1 +/- 0.5 M_J，是一颗巨行星。它要么作为第一代天体形成在围绕着原始双星的原行星盘中，要么作为第二代天体形成在由白矮星的祖先脱落的共同外壳中。即使是第三代起源的物质失去了从目前的吸积双星不能完全排除。我们搜索了，但没有发现第四具尸体的证据。
2010-11-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Benchmark M Dwarf Eclipsing Binary CM Draconis With TESS: Spots, Flares and Ultra-Precise Parameters
本文利用TESS数据对M矮星食双星CM Draconis进行研究，将半径和质量精度提升至约0.06%和0.12%，发现约4年活动周期及163个耀斑，并揭示耀斑与黑子调制相关且可能集中于极区，对行星宜居性具有积极意义。
2024-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
TIC-320687387 B: a long-period eclipsing M-dwarf close to the hydrogen burning limit
我们正在使用CORALIE的精确径向速度以及下一代凌日巡天（NGTS）的精确测光，以跟踪凌日系外行星巡天卫星（TESS）检测到的具有单次凌日事件的恒星。作为这次巡天的一部分，我们在TIC-320687387上发现了一次凌日，这是TESS在13和27扇区观测到的一颗明亮（T=11.6）的G矮星。从随后用CORALIE、NGTS和Lesedi对TIC-320687387的监测中，我们确定它的伴星TIC-320687387 B是一颗质量非常低的恒星，质量为PDMATHAMM，半径为$1.14 \pm _{0.02}^{0.02} R_J$，接近氢燃烧极限（$\sim 80 M_J$）。TIC-320687387 B有一个宽而偏心的轨道，周期为29. 77381天，偏心率为$0.366 \pm 0.003$。像TIC-320687387 AB这样的观测系统使我们能够测试低质量恒星的恒星演化模型，这反过来又需要计算围绕单个低质量恒星运行的系外行星的精确质量和半径。TIC-320687387 B的宽轨道使其特别有价值，因为它的演化可以被假设为不受与其G型主星的潮汐相互作用所引起的扰动。
2022-01-05 astro-ph.EP 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
A brown dwarf orbiting around the planetary-nebula central binary KV Vel
本文通过分析行星状星云中心双星 KV Vel 的轨道周期变化，发现其存在 29.55 年的周期性振荡，并将其解释为一颗质量约 0.068 倍太阳质量的褐矮星伴星的光行时效应，提出该系统可能经共有包层演化形成。
2024-09-04 astro-ph.SR
Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis
围绕共包络线后双星运行的行星提供了有关行星形成和演化的基本信息。我们在NN Ser ab中寻找这样的行星，NN Ser ab是一个日食短周期双星，显示了长期的日食时间变化。使用出版的，重新分析，和新的中期日食时间的NN Ser AB之间获得1988年和2010年，我们发现极好的协议与光旅行时间的影响，由两个额外的机构叠加在线性星历的二进制。我们的多参数拟合伴随着N体模拟产生最佳拟合的对象NN Ser（ab）c和d锁定在一个2：1的平均运动共振，与轨道周期Pc =15.5 yrs和Pd =7.7 yrs，质量M_csin i_c = 6.9 M_Jup和M_dsin i_d = 2.2 M_Jup，和偏心率e_c=0和e_d=0.20。第二个chi**2最小值对应于周期比为5：2的替代解决方案。我们估计这颗双星的前身是一颗太阳质量约为2 M的A星和一颗轨道间距约为1.5 AU的M矮星。两颗行星在共同包层阶段的生存创造了现在的白矮星，这需要在引力和它们在膨胀包层中所经历的阻力之间进行微调。另一种选择是在这一阶段结束时创建的环双星盘中的第二代起源。在这种情况下，行星将非常年轻，年龄不超过白矮星的冷却年龄10**6年。
2010-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detecting Exoplanets Using Eclipsing Binaries as Natural Starshades
我们调查直接成像日食双星周围的系外行星，使用日食作为一个自然的工具，调暗的二进制，从而增加行星恒星亮度对比度。在日食时，双星变成点状，使日冕照相成为可能。我们选择的双星的行星恒星对比度将提高$>10\times$在日食期间，使其有可能检测到一颗行星，是$\gtrsim10\times$暗淡或在恒星系统，是$\sim2$ - $3\times$更大的质量比其他。我们的方法将深入了解双星与单个恒星周围的行星发生率。我们考虑自发光（SL）和反射光（RL）行星。在SL的情况下，我们选择的二进制的年龄是足够年轻的，使轨道SL行星将保持发光;在U Cep和AC Sct，分别，我们的方法是敏感的SL行星$\sim$ 4.5 $M_J$和$\sim$ 9 $M_J$与当前的地面或不久的将来的空间为基础的仪器，和$\sim$ 1.5 $M_J$和$\sim$ 6 $M_J$与未来的地面观测站。在RL的情况下，有三个附近的（$\lesssim50$ pc）系统- V1412 Aql，RR Cae，RT Pic -周围的行星与恒星之间的距离为$\gtrsim20$ mas的类似彗星的行星可能会被未来的地面和空间日冕仪成像。在RR Cae和RT Pic周围可能可以检测到相同距离的金星状行星。一颗可居住的类地行星代表着一个挑战;虽然行星-恒星在日食和行星通量时的对比度可以用6- 8米的太空望远镜获得，但行星…
2020-07-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Refutation of K2-256b and Rejection of 130 Unconfirmed Transiting Planet Candidates with Gaia DR3 NSS
本研究通过对比Gaia DR3非单星目录与TESS行星候选者列表，发现约130个（含K2-256b）候选者实为食双星，展示了Gaia在系外行星验证中的价值，有助于优化Ariel任务的后续观测资源分配。
2023-10-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
OGLE-2014-BLG-1186: gravitational microlensing providing evidence for a planet orbiting the foreground star or for a close binary source?
使用时间尺度为$t_\mathrm{E}$ ~ 300 d的特别长的引力微透镜事件OGLE-2014-BLG-1186，我们提出了一种用于识别来自单透镜点源光变曲线的局部偏差的性质的方法，该方法确保1）所要求的信号基本上高于噪声基底，2）所推断的性质被鲁棒地确定，并且它们的估计不会与光度测量中的系统噪声混淆，3）在模型框架内不存在可能已经错过的替代可行解决方案。年视差和二进制可以分离和鲁棒测量的翅膀和峰值数据，分别。我们找到匹配的模型光变曲线，涉及一个二元透镜或二元源。我们的双镜头模型表明，一颗行星的质量为$M_2$ =（45 $\pm$ 9）$M_\oplus$，围绕质量为$M_1$ =（0.35 $\pm$ 0.06）$M_\odot$，位于距离$D_\mathrm{L}$ =（1.7 $\pm$ 0.3）kpc，而我们的双星源模型表明一个$M$ =（0.046 $\pm$ 0.007）$M_\odot$，位于距离$D_\mathrm{L}$ =（5.7 $\pm$ 0.9）kpc处，其来源可能是一个（部分）食双星，其恒星在光度和半径之间的比率被预测为具有相似的颜色。通过观测以预测的自行$μ$ =（1.6 $\pm$ 0.3）mas yr $^{-1}$从源分离的发光透镜星，解释中的模糊性将被解决为有利于透镜双星，而如果源可以被证明是与所获得的模型参数相匹配的（部分）食双星，则…
2018-08-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection limits for close eclipsing and transiting sub-stellar and planetary companions to white dwarfs in the WASP survey
我们已经进行了大量的模拟，以探索在WASP光变曲线中探测到日食和近距离、亚恒星和行星伴星到白矮星的凌日的可能性。我们的模拟涵盖同伴$\sim0.3\Re<{\rm R}_{pl}<12\Re$和轨道周期$2{\rm h}<P<15{\rm d}$，相当于轨道半径$0.003{\rm AU} < a < 0.1{\rm AU}$。对于高斯随机噪声，WASP对小到月球绕$\textrm{V}\simeq$ 12白矮星运行的伴星凌日敏感。对于较暗的白矮星，WASP对半径越来越大的天体很敏感。然而，在光变曲线中存在相关噪声结构的情况下，灵敏度会下降，尽管即使在低信噪比数据中，地球大小的伴星原则上仍然可以检测到。火星大小的天体，甚至水星大小的天体，在高质量的光变曲线中都能产生合理的探测率，而且残留的噪声很小。我们在McCook $&$ Sion星表和WASP存档的交叉相关的194颗白矮星的样本的长期光变曲线中寻找食和凌日信号。没有发现日食或凌日亚恒星和行星同伴的证据。我们利用这种未探测和模拟结果，对白矮星近轨道上此类物体的频率设定了暂定上限。虽然只有微弱的限制可以放在可能的频率地球大小或更小的同伴，棕矮星和气体巨星（半径$\approx \Rjup$）与周期$<0.1-0.2$天肯定是罕见的（$<10%$）。更严格的限制可能需要更大的白矮星样本，更高的观测节奏和连续覆盖。与WASP观测的节奏…
2011-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) III: A short-period planet orbiting a pre-main-sequence star in the Upper Scorpius OB Association
我们确认并描述了一个近距离（$P_{\rm{orb}}$ = 5.425天），超海王星大小（$5.04^{+0.34}_{-0.37}$地球半径）的行星过境K2-33（2 MASS J16101473-1919095），一个晚型（M3）主序前（11万年）的恒星在上天蝎座亚组的天蝎座-半人马座OB协会。主星的运动学特征是上天蝎座OB星协的成员，它的光谱包含锂吸收，这是晚型矮星年轻（<2000万年）的明确迹象。我们结合了K2和地面MEarth项目的测光，以改进行星的属性并限制宿主恒星的密度。我们从中等分辨率的光谱中确定了\name的辐射热通量和有效温度。通过利用包括磁场影响的等时线，我们得出了主恒星的精确半径（6-7%）和质量（16%），以及与上天蝎座的既定值一致的恒星年龄。后续的高分辨率成像和多普勒光谱学证实，过境物体不是一个恒星伴星或与目标混合的背景食双星。凌日的形状、凌日深度的恒定性和超过1.5年的周期性，以及与波长的独立性排除了恒星的变异性，也排除了部分遮蔽恒星的尘埃云或碎片盘作为信号源的可能性;我们得出结论，它必须是行星起源。K2- 33 b的存在表明，近距离行星可以在$\sim 10$ Myr内原位形成或迁移，例如，通过与盘的相互作用，长时间尺度的动力学迁移，如Lidov-Kozai或行星-行星散射，并不是所有短周期行星的原因。
2016-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
GEMS JWST: A sub-Solar metallicity atmosphere for giant planet TOI-5293Ab orbiting a rapidly changing M-dwarf
Carnegie Science（卡内基科学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Johns Hopkins APL（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；University of Zürich（苏黎世大学）
通过JWST传输光谱研究，发现TOI-5293Ab大气金属含量低于太阳，C/O比略高于太阳，且行星半径超出理论预期。
2026-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Kepler-47: A Transiting Circumbinary Multi-Planet System
我们报告了开普勒-47的探测，开普勒-47是一个由两颗行星组成的系统，它们围绕着一对日食恒星运行。内行星和外行星的半径分别是地球的3.0倍和4.6倍。这颗双星由一颗类似太阳的恒星和一颗体积约为其三分之一的伴星组成，每7.45天绕对方一周。这颗内行星的轨道周期为49.5天，共观测到18次凌日，因此可以详细描述其轨道和恒星的轨道。这颗外行星的轨道周期是303.2天，虽然这颗行星不是类地行星，但它位于经典的“宜居带“内，在类地行星上可能存在液态水。开普勒-47有两颗已知的行星，它确定了近距离双星可以拥有完整的行星系统。
2012-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The PTF Orion Project: a Possible Planet Transiting a T-Tauri Star
我们报告了一个可能年轻的凌日行星的观测结果，该行星在7-10万年前的猎户座-OB 1a/25-Ori区域绕着一颗以前已知的弱线T-Tauri恒星运行。该候选人是作为Palomar Transient Factory（PTF）Orion项目的一部分被发现的。它的光度凌日周期为0.448413 +- 0.000040天，并出现在2009年和2010年的PTF数据中。后续的低精度径向速度（RV）观测和自适应光学成像表明，这颗恒星不是一个食双星，并且不太可能有背景源与目标混合并模仿观测到的凌日。用霍比-埃伯利和凯克望远镜进行的RV观测产生了一个与测光事件具有相同周期的RV，但与凌日中心的相位偏移约为-0.22个周期。RV变化的幅度（半幅）为2.4公里/秒，与恒星斑点可能引起的预期RV幅度相当。RV曲线可能受恒星黑子调制的影响，并提供了一个投影伴星质量的上限，即M_p sin i_orb < 4.8 +- 1.2 M_Jup;当结合从凌日光变曲线模型中得到的候选行星的轨道倾角i_orb时，我们发现候选行星质量的上限为M_p < 5.5 +- 1.4 M_Jup。这个极限意味着这颗行星的轨道接近（如果不是在其罗氏极限轨道半径内的话），因此它可能正在经历活跃的质量损失和蒸发。
2013-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is there a circumbinary planet around NSVS 14256825?
在sdB + M食双星NSVS 14256825中，食定时的（O-C）残差的周期性行为先前被归因于一个或两个木星型的环双星行星。我们报告了83个新的日食时间，不仅填补了那些已经公布的空白，而且还将（O-C）图的时间跨度延长了三年。根据档案和我们超过17年的新数据，我们重新检查了最新的系统（O-C）。数据显示，系统的，准正弦变化偏离一个旧的线性星历约100秒。它还在（O-C）附近的JD 2，456，400中显示出以前未知的最大值。我们认为两个最可信的解释（O-C）的变化：光传播时间，由于存在一个看不见的同伴在一个遥远的环联轨道，和磁周期重塑的二进制组件之一，被称为Applegate或Lanza-Rodono效应。我们发现，后者的机制是不可能的，由于M-矮星的次级能量预算不足。在第三体假说的框架下，我们得到了一个假定的伴星的开普勒参数及其质量的有意义的约束。我们的最佳拟合模型表明，观测到的准周期（O-C）变化可以解释为存在一颗最小质量为15个木星质量的褐矮星，而不是一颗行星，在一个中等椭圆轨道（~0.175）中围绕双星运行，周期约为10年。我们的分析排除了先前提出的两行星模型。
2017-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
