Photometric and spectroscopic investigation of TW Draconis
上下文天龙座TW是研究得最好的大陵型食双星之一。有重要的证据表明，在相互作用的双星组件之间存在着各种各样的物理过程，这些过程通过周期和光变曲线的变化来表现。目标。我们获得了一组新的测光和分光观测数据，并将它们与旧的测光和分光数据一起分析，建立了该食系统的O-C图和光变曲线的观测变化模型。方法.在IRAF和SPEFO程序中进行了新光谱的还原。径向速度用SPEFO手动测定，CCF用Zverko代码和KOREL程序测定。轨道要素是用FOTEL程序和KOREL解缠程序导出的。用程序PHOEBE和FOTEL获得最终的合并溶液。结果光度测定法显示光变曲线中的小不规则性，这是一种成分的脉动和斑点活动的结果。利用KOREL的净输出，我们得到质量比q=0.405（3），我们确认了主星周围存在恒星物质。即使在减去ADS 9706 B的影响后，光变曲线溶液仍显示系统中的第三光。介绍了FOTEL和Phoebe中的模型。结论. TW Dra是一颗天体物理学上非常有趣的食双星。将来干涉测量、光谱学和光度学的结合是很有希望的。这可以肯定地证实TW Dra的四元系统假说，并解释该系统在复杂环境中的行为。
2011-03-30 astro-ph.SR
Characterizing the Cool KOIs. V. KOI-256: A Mutually Eclipsing Post-Common Envelope Binary
开普勒256（KOI-256）是一颗由冷白矮星组成的互食后共包络双星（ePCEB（M = 0.592 +/- 0.089 MSun，R = 0.01345 +/- 0.00091 RSun，Teff = 7100 +/- 700 K）和一颗活跃的M3矮星（M = 0.51 +/- 0.16 MSun，R = 0.540 +/- 0.014 RSun，Teff = 3450 +/- 50 K），轨道周期为1.37865 +/- 0.00001天。KOI-256被Borucki等人和Batalha等人列为过境行星候选者;在这里，我们报告说，候选行星凌日信号实际上是一颗白矮星在经过M矮星后面时的掩星。我们结合公开的长和短节奏开普勒光变曲线与地面测量，以确定系统参数。掩星事件在开普勒光变曲线中很明显，M矮星的自旋-轨道同步也很明显，我们在掩星事件中间的M矮星前面探测到了白矮星的凌日。在凌日过程中，白矮星相对于爱因斯坦环的大小（REin = 0.00473 +/- 0.00055 RSun）导致凌日深度比纯几何学所预期的要浅，这是由于引力透镜。KOI-256是一个古老的长周期ePCEB，是研究双星系统和白矮星演化的基准天体，这在很大程度上要归功于近连续、超精确的开普勒测光。
2013-04-03 astro-ph.SR
The Metallicity of the CM Draconis System
天龙座CM系统由两颗质量几乎相等的中M矮星组成，它们在一个1.27天的轨道上运行。这颗食双星经常被用于恒星模型的基准测试，因为它的组成部分是质量最低的恒星之一，具有良好的测量质量和半径（相对精度约为1%）。然而，与许多其他低质量恒星一样，非磁性模型无法在5-10%的水平上匹配CM Dra的观测半径和有效温度。到目前为止，该系统的金属丰度不确定，使得理论等时线与观测结果的比较变得复杂。在这封信中，我们使用的数据从SpeX仪器上的NASA红外望远镜设施（IRTF），以测量系统的金属丰度在主日食和次日食，以及出日食，基于经验的金属丰度校准在H和K近红外（NIR）波段。我们推导出[Fe/H] = -0.30 +-0.12，这在所有轨道相位上都是一致的。该系统的[Fe/H]的测定约束了试图调和模型等时线预测和观测时参数空间的关键维度。
2012-10-17 astro-ph.SR
Vetting Kepler Planet Candidates with Multi-Color Photometry from the GTC: Identification of an Eclipsing Binary Star Near KOI 565
我们报告了在KOI 565（KIC 7025846）附近发现一颗食双星（KIC 7025851）的发现，这是基于与GTC/OSIRIS几乎同时获得的两个窄带（790.2和794.3 \pm 2.0 nm）对KOI 565和几颗邻近恒星的测光观测结果。我们使用每个带通中的单独测光以及KOI 565和其他附近恒星的颜色来确定开普勒最初检测到的凌日信号的来源不是由于KOI 565周围的超级地球大小的行星。相反，我们发现它是一颗背景食双星，位于KOI 565以北15角秒的\sim。我们讨论了未来使用GTC的高精度多色测光来确定其他开普勒行星候选者是否具有行星性质或误报的前景（例如，前景或背景食二进制或分层三元系统）。我们的方法是对目前正在用斯皮策空间望远镜进行的开普勒行星候选者的红外线多色后续观测以及其他后续技术的补充。
2011-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XVI. The $δ$ Scuti / $γ$ Dor hybrid pulsator GK Draconis
本文结合 TESS 测光与已有光谱再分析食双星 GK Dra，精确测定两星质量、半径及年龄金属丰度，并识别其为 δ Scuti/γ Dor 混合型脉动星。
2024-01-24 astro-ph.SR
Dynamical parallax, physical parameters and evolutionary status of the components of the bright eclipsing binary α Draconis
虽然明亮的食双星$α$ Dra的两个分量都已经用长基线干涉测量法分辨出来，而且第二个分量显示贡献了总通量的15%，但对伴星的光谱探测迄今为止是不成功的。为了实现我们的目标，我们使用了来自海军精密光学干涉仪（NPOI）的干涉测量，TESS空间天文台的光度测量以及La Palma天文台的HERMES光纤光谱仪的高分辨率光谱学的组合数据集。我们使用光谱解缠的方法在观测到的合成HERMES光谱中寻找伴星的贡献，分离两个分量的光谱贡献，并确定$α$ Dra系统的轨道根数。TESS光变曲线分析的迭代方式与恒星大气参数的光谱推断，以确定基本的恒星属性及其不确定性。最后，NPOI干涉测量用于确定系统的轨道参数和两个二进制组件的角直径。我们报告的第一个公司的光谱检测的第二个组件在$α$ Dra和提供解开的光谱的二元组分。这两个组件的推断近核混合性能不支持对流核心过冲恒星质量的依赖。与此同时，$α$ Dra系统提供了额外的支持，假设在食光谱双线双星的质量差异与劣质大气建模的中间和高质量的恒星，所以与恒星结构和演化模型的预测能力，近核心的混合量和对流核心的质量。（摘要摘录）
2021-11-06 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
Absolute Properties of the Pulsating Post-mass Transfer Eclipsing Binary OO Draconis
OO Dra是一个短周期的大陵五系统，具有$δ$类Sc t振荡器。我们获得了2016年2月至5月之间的时间序列光谱，以获得双星的基本参数并研究其演化情况。给出了这两个组分的径向速度（RV）曲线，并通过比较解纠缠谱和Kurucz模型，确定了较热、较重的初级粒子的有效温度为$T_{\rm eff,1}$ = 8260 $\pm$ 210 K。我们的RV测量值是使用Wilson-Devinney二进制代码使用Zhang等人（2014）的$BV$光变曲线求解的。每个组件的绝对尺寸确定如下：$M_1$ = 2.03 $\pm$ 0.06 M $_\odot$，$M_2$ = 0.19 $\pm$ 0.01 M $_\odot$，$R_1$ = 2.08 $\pm$ 0.03 R $_\odot$，$R_2$ = 1.20 $\pm$ 0.02 R $_\odot$，$L_1$ = 18 $\pm$ 2 L $_\odot$，和$L_2$ = 2.0 $\pm$ 0.2 L $_\odot$。与恒星演化模型的比较表明，主星位于主序星的$δ$ Sct不稳定带内，而冷的次级成分明显过亮且尺寸过大。我们证明了OO Dra是一个振荡的后质量转移R CM型双星;最初质量更大的恒星通过恒星风和质量转移引起的质量损失成为低质量的次级组分，而增益者由于质量吸积而成为脉动的初级组分。像OO Dra这样的R CM…
2017-10-18 astro-ph.SR
The Light and Period Variations of the Eclipsing Binary BX Draconis
从2009年4月到2010年6月，获得了26个夜晚的BX Dra新的CCD光度观测。根据历史观测资料和我们的新观测资料，通过对周期和光变的详细研究，给出了该系统的长期光度行为。所有可用的光变曲线都显示了次极小点的日全食和逆奥康奈尔效应，其中Max I比Max II更暗，这是通过在主星上添加略微随时间变化的热点来令人满意地模拟的。总共有87次最小光跨越约74年，包括我们的22个定时测量，用于星历计算。对O-C图的详细分析表明，轨道周期的变化与向上的抛物线和正弦变化相结合。以+5.65 \times 10^-7 d/年^-1的速率连续增加的周期与威尔逊-德文尼综合代码计算的结果一致。这可以解释为从第二恒星到第一恒星的质量转移速率为2.74 \times 10^-7 M \odot yr^-1，这是接触系统的最大速率之一。对于周期为30.2年，半振幅为0.0062 d的正弦变化，最可能的解释是由于环双星的存在而产生的光走时效应。我们认为BX Dra可能是一个三重系统，包括一颗光谱型为F0的主星，光谱型为F1-2的次级恒星，以及一颗最小质量为M3 = 0.23 M \odot的看不见的环双星。
2012-07-30 astro-ph.SR
Orbital parameters of the bright binary alpha Draconis based on amateur spectra from the STAROS database
基于STAROS数据库的业余光谱，研究通过径向速度曲线和光谱解缠方法重新确定α双子座的轨道参数及大气参数。
2025-11-21 astro-ph.SR
KOI-126: A Triply-Eclipsing Hierarchical Triple with Two Low-Mass Stars
开普勒太空船一直在监测来自15万颗恒星的光线，以探测凌日系外行星。在这里，我们报告的日食恒星等级三重检测，确定在开普勒测光。KOI-126（A，（B，C））是一颗低质量双星，（质量M_B = 0.2413 ± 0.0030 M_Sun，M_C = 0.2127 ± 0.0026 M_Sun;半径R_B = 0.2543 ± 0.0014 R_Sun，R_C = 0.2318 ± 0.0013 R_Sun;轨道周期P_1 = 1.76713+/-0.00019天）在围绕第三颗恒星的偏心轨道上（质量M_A = 1.347+/-0.032 M_Sun，半径R_A = 2.0254+/-0.0098 R_Sun，轨道周期P_2 = 33.9214+/-0.0013天;轨道偏心率e_2 = 0.3043+/-0.0024）。低质量对探测采样不足的完全对流恒星域，为理论恒星模型提供了一个重要的基准。
2011-02-02 astro-ph.SR
KOI-1003: A new spotted, eclipsing RS CVn binary in the Kepler field
利用开普勒太空望远镜的高精度测光，已经观测到数千颗有恒星和行星伴星的恒星。有伴星的恒星的表征并不总是简单的，并且可能受到系统和恒星对光变曲线的影响。在这里，通过对恒星黑子和日食的详细分析，我们将KOI-1003确定为一颗新的活跃的RS CVn恒星--这是第一颗用开普勒数据确定的恒星。这个密近双星系统的开普勒光变曲线显示了该系统的主凌日、次食和两个持续活动双星的星点演化。系统的轨道周期和自转周期几乎相等，表明轨道和主星的自转几乎同步（$P_\mathrm{orb} = 8.360613\pm0.000003$天; $P_\mathrm{rot} \sim 8.23$天）。通过假设次级星位于主序星上，我们认为该系统由一颗$1.45^{+0.11}_{-0.19} \ M_\odot$亚巨星主序星和一颗$0.59^{+0.03}_{-0.04} \ M_\odot$主序星伴星组成。我们的工作给出了$4400 \pm 600$ pc的距离和年龄的$t = 3.0^{-0.5}_{+2.0}$陀螺仪，参数是与以前的研究，包括恒星作为成员的疏散星团NGC 6791不一致。
2016-10-03 astro-ph.SR
The full $\mathit{Kepler}$ phase curve of the eclipsing hot white dwarf binary system KOI-964
我们分析了KOI-964的全$\mathit{Kepler}$相位曲线，KOI-964是一个由一颗热白矮星组成的双星系统，它围绕一颗A型主星运行在食轨道上。使用所有18个季度的长节奏测光，我们进行了联合光变曲线拟合，并获得了改进的相位曲线振幅，掩星深度，轨道参数和过境星历卡特等人2011年以前的结果。从相位曲线拟合的残差周期图揭示了一个额外的恒星变异信号从主机恒星的特征周期为$0.620276\pm0.000011$天和$24\pm2$ ppm的全振幅。我们还提出了新的凯克/HIRES径向速度观测，我们用来测量轨道，并获得质量比$q=0.106\pm0.012$。结合恒星等时线分析的结果，我们发现主星和白矮星伴星的质量分别为$2.23\pm0.12\,M_{\odot}$和$0.236^{+0.028}_{-0.027}\,M_{\odot}$。这两个组分的有效温度分别为$9940^{+260}_{-230}$ K和$15080\pm400$ K，我们确定了系统的年龄为$0.21^{+0.11}_{-0.08}$ Gyr。我们使用测得的系统特性来计算预测的相位曲线幅度，并发现，虽然测得的多普勒增强和相互照明组件符合理论，椭球失真幅度被显着低估。我们详细说明可能的解释，这种差异，包括主机恒星和潮汐隆起和可能的非同步旋转的主机恒星的动态潮汐之间的相互作用。
2019-11-22 astro-ph.SR
V405 Draconis: A Deep Contact Binary with a Tertiary Companion and a Quadruple System Candidate
Private Observatory ”Osokorky”（奥索科尔基私人天文台）；Department ”Higher Mathematics”, Odesa National Maritime University（敖德萨国立海事大学高等数学系）
本文通过分析V405 Dra的O-C图，精化了第三伴星轨道参数并探测到可能的第四体，但第四体模型无法完全解释长期趋势，部分变化仍待解释。
2026-09-29 astro-ph.SR
KOI-3890: A high mass-ratio asteroseismic red-giant$+$M-dwarf eclipsing binary undergoing heartbeat tidal interactions
KOI-3890是一个高偏心、153天周期食、单线光谱双星系统，包含一颗红巨星，在潮汐相互作用下显示出类似太阳的振荡。凌日测光、径向速度观测和星震学的结合，使得红巨星主星和M矮星伴星的详细特征，以及潮汐相互作用和系统的几何结构成为可能。红巨星主星的恒星参数是通过使用星震学和基于网格的建模来确定的，分别给出质量和半径为$M_{\star}=1.04\pm0.06\;\textrm{M}_{\odot}$和$R_{\star}=5.8\pm0.2\;\textrm{R}_{\odot}$。当结合凌日测光时，发现M矮星伴星的质量和半径分别为$M_{\mathrm{c}}=0.23\pm0.01\;\textrm{M}_{\odot}$和$R_{\mathrm{c}}=0.256\pm0.007\;\textrm{R}_{\odot}$。此外，通过星震学，我们通过红巨星的主要限制系统的年龄是$9.1^{+2.4}_{-1.7}\;\mathrm{Gyr}$。这就限制了M矮双星的年龄，这对其他M矮双星系统来说是很难做到的。此外，星震分析还估计出红巨星自转轴的倾角为$i=87.6^{+2.4}_{-1.2}$度。本文还导出了系统\textemdash的平行度，即恒星自转轴与轨道面法线的夹角\textemdash，给出了表明系统符合准直的$ψ=4.2^{+2.1}_{-4.2}$度。我们没有观察…
2019-04-30 astro-ph.SR
The Double-lined Eclipsing $γ$ Doradus System AX Draconis in a 0.568-day Orbit
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）；National Astronomical Research Institute of Thailand（泰国国家天文研究所）
基于BOES光谱和TESS测光数据，对近接触双星AX Dra进行建模分析，发现其为包含γ Dor脉动主星的半接双星系统，主星可能受质量转移影响。
2026-06-04 astro-ph.SR
Uncovering the ultimate planet impostor. An eclipsing brown dwarf in a hierarchical triple with two evolved stars
近年来，通过天基光度时间序列进行系外行星搜索已证明非常有效。然而，对探测到的行星候选者的后续工作已被证明对揭示过境物体的真实性质至关重要。在本文中，我们详细分析了隐藏在行星信号中的假阳性信号之一。在这种情况下，候选KOI-3886.01从各种技术中显示出行星性质的明确证据。事实上，这颗假行星的性质使它成为研究恒星离开主序星时行星演化的最有趣和最有前途的行星之一。为了揭示这个系统的真实性质，我们提出了一套完整的观测技术，包括高空间分辨率成像，高精度光度时间序列（显示日食，相位曲线变化和星震学信号），高分辨率光谱学和导出的径向速度，以揭示这个行星候选者的真实性质。我们发现KOI-3886.01是一个有趣的假阳性事例：一个由一颗$\sim$ K2 III巨星（KOI-3886 A）和一颗由一颗次巨星$\sim$ G4 IV星（KOI-3886 B）和一颗棕矮星（KOI-3886 C）组成的近食双星组成的等级三元系统。特别是KOI-3886 C是迄今为止已知的辐射最大的棕矮星之一，在这个亚恒星区域显示出最大的半径。它也是第一个已知的围绕演化恒星的食褐矮星。在本文中，我们强调了完整的后续观测的相关性，以太阳系外行星的凌日技术，如开普勒和TESS，并在未来，PLATO。特别是，多色高空间分辨率成像是排除该系统中行星场景的第一个提示。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accurate Low-Mass Stellar Models of KOI-126
Carter等人（2011年）最近发现了一个由两颗低质量恒星在近轨道上组成的食分等级三元系统（KOI-126），这似乎进一步证明了理论恒星演化模型无法重现低质量恒星的观测质量-半径关系。我们提出了一套恒星模型的三颗恒星在KOI-126系统，表现出良好的协议与观测到的半径。这种一致性似乎是由于我们的代码实现的状态方程。一个显着的分散在所观察到的质量半径关系的完全对流型恒星的表现，物理目前没有纳入标准的恒星演化模型的影响表示。我们还预测了两个M-矮星同伴的拱点运动常数。这些值应该在开普勒任务结束时被观测确定在1%以内。
2011-09-09 astro-ph.SR
Characterizing the Cool KOIs III. KOI-961: A Small Star with Large Proper Motion and Three Small Planets
我们提出的恒星KOI 961，一个M矮星的过境信号指示三个短周期系外行星，最初发现的开普勒任务的特性。我们继续比较KOI 961和巴纳德星，一个附近的，特征良好的中M矮星。通过比较颜色，光学和近红外光谱，我们发现两者之间的显着协议，这意味着类似的有效温度和金属丰度。与太阳附近相比，两者都是贫金属的，具有低的投影旋转速度，高的绝对径向速度，大的自行和没有静止的H-α发射-所有这些都与老M矮星相一致。我们结合巴纳德星的经验测量和进化等时线的预期来估计KOI 961的质量（0.13 +/- 0.05 Msun），半径（0.17 +/- 0.04 Rsun）和光度（2.40 x 10^（-3.0 +/- 0.3）Lsun）。我们计算了KOI 961的距离（38.7 +/- 6.3 pc）和空间运动，就像巴纳德星一样，与银河系中的高尺度高度人口一致。我们执行一个独立的多过境适合公共开普勒光变曲线和显着修改的过境参数的三颗行星。我们计算了每个行星候选者的假阳性概率，并发现任何一个凌日信号是由于背景或分层食双星的可能性不到1%，验证了凌日的行星性质。所有三颗行星的最佳拟合半径都小于1 Rearth，KOI 961.03是火星大小（Rp = 0.57 +/- 0.18 Rearth），它们代表了迄今为止探测到的一些最小的系外行星。
2012-01-10 astro-ph.SR
KOI 1224, a Fourth Bloated Hot White Dwarf Companion Found With Kepler
我们提出了一个分析和解释开普勒双星系统KOI 1224。这是开普勒望远镜发现的第四颗双星，由一颗热膨胀的热白矮星和一颗光谱类型为A或F的正常恒星组成。正如我们所展示的，KOI 1224包含一颗白矮星，其Teff = 14400 +/- 1100 K，质量= 0.20 +/- 0.02 Msun，半径= 0.103 +/- 0.004 Rsun，以及一颗质量= 1.59 +/- 0.07 Msun的F星伴星，这颗伴星有点超出了它的终龄主序带。它的轨道周期很短，为2.69802天。分析中使用的成分是开普勒双星光变曲线，包括探测多普勒增强效应;来自该天体Galex图像的NUV和FUV通量;对F星伴星光谱类型的估计;以及设计用于匹配其有效温度和平均密度的伴星演化模型。光变曲线的建模与一个新的代码命名为伊卡洛斯，我们详细描述。其特点包括全面处理轨道相位分辨光谱学、多普勒增强、辐照效应和凌日/日食，这些特别适合于辐照日食双星。我们解释KOI 1224系统在其可能的进化历史。我们推断，这种类型的系统，包含一个膨胀的热白矮星，是一个大陵型双星的直接后代。尽管对KOI 1224的起源有了基本的了解，我们还是讨论了与产生这种具有短轨道周期的系统相关的一些问题。
2011-09-30 astro-ph.SR
KOI-3278: A Self-Lensing Binary Star System
超过40%的类太阳恒星被束缚在双星或多星系统中。正如40年前所预测的那样，边缘双星系统中的恒星残骸可以通过引力放大它们的同伴。通过使用开普勒航天器的数据，我们报告了这样一个“自透镜”系统的检测，其中每个轨道周期发生一个5小时的0.1%振幅的脉冲。这颗白矮星的恒星残骸和它的类太阳伴星每88.18天绕一圈，对于一颗白矮星食双星来说，这是一个很长的周期。通过将脉冲模拟为引力放大（微透镜效应）以及开普勒定律和恒星模型，我们将白矮星的质量限制在太阳质量的63%左右。对这个系统以及其他类似系统的进一步研究，将有助于限制白矮星和双星演化的物理学。
2014-04-16 astro-ph.SR
Identifying Periodic Variable Stars and Eclipsing Binary Systems with Long-Term Las Cumbres Observatory Photometric Monitoring of ZTF J0139+5245
我们提出了我们的搜索变星的长期监测的白矮星ZTF J0139+5245的Las Cumbres天文台（LCO）的两个1.0米望远镜节点位于麦克唐纳天文台使用Sinistro成像仪器的结果。在这次搜索中，我们发现了38个变量源，其中27个是新发现的或新分类（71%）的基础上与以前公布的目录比较，从而增加了检测的数量在考虑中的视场由一个因素的$\approx$ 2.5。我们发现，由于LCO图像的曝光时间较长，加上LCO测光的时间采样更大，因此每次曝光的测光精度提高，使我们能够增加该视场中的检测总数。每一张LCO图像都覆盖了$26' \times 26'$的视场，并观测到一个靠近银道面（$b = -9.4^\circ$）的区域，该区域富含平均恒星密度为$\approx 8$弧分$^{-2}$的恒星。我们进行孔径测光和傅立叶分析超过2000颗恒星在1560 LCO图像跨越537天，找到28个候选人天龙座变星，3个候选人食双星类型EA，和7个候选人食双星类型EW。在分配初步的分类，我们的检测，我们证明了盖亚色星等图（CMD）作为一个强大的分类工具，变星研究的适用性。
2021-07-27 astro-ph.SR
HST/COS Detection of the Spectrum of the Subdwarf Companion of KOI-81
KOI-81是一个由开普勒任务发现的全蚀双星，由一颗快速旋转的B型恒星和一颗小而热的伴星组成。这个系统是通过大规模的质量转移来形成的，这种转移剥离了质量供体的外壳，并使质量增益恒星旋转起来。我们提出了一个分析的紫外光谱的KOI-81的宇宙起源光谱仪上的哈勃太空望远镜，揭示了第一次的光谱特征的微弱，热的同伴。我们提出了一个双线光谱轨道的系统，产生的质量估计为2.92 M_sun和0.19 M_sun的B星和热亚矮星，分别。我们使用多普勒层析成像算法重建的紫外光谱的组件，和重建和模型光谱的比较产生的有效温度为12 kK和19 - 27 kK的B星和热伴星，分别。B星是脉动的，我们在光变曲线的傅里叶变换中发现了一些峰值，其中一个可能表明赤道旋转周期为11.5小时。B星的赤道速度是临界速度的74%，离心力和重力加速度在赤道处平衡，我们通过计算B星光球的旋转扭曲模型来拟合凌日光变曲线。
2015-05-04 astro-ph.SR
BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: IV. Discovery of four new low-mass white dwarf companions in the Kepler data
我们报告了在开普勒光变曲线中发现的四个短周期食系统，包括一个A星主星和一个低质量白矮星（WD）次级（dA+WD）- KIC 4169521，KOI-3818，KIC 2851474和KIC 9285587。该系统显示波束，椭圆和反射（BEER）相位调制以及主和次日食。这些增加到6开普勒和18 WASP短周期食dA+WD双星，以前已知的。光变曲线，加上后续的光谱观测，使我们能够推导出四个系统的两个组成部分的质量，半径和有效温度。轨道周期为1.17-3.82天，WD质量为0.19-0.22 Msun，与先前已知的系统相似。KOI-3818、KIC 2851474和KIC 9285587的WD半径分别为0.026、0.035和0.026 Rsun，是迄今为止短周期食dA+WD双星的最小WD半径。这三个双星将先前已知的星族扩展到了更老的系统，它们的WD秒数更小，更冷。KOI-3818显示了一个快速旋转的初级和一个微小但显著的偏心率约为0.0015的证据。这些特征可能是传质过程的结果。
2015-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of a stripped red giant core in a bright eclipsing binary system
我们已经确定了一颗恒星在WASP档案测光与不寻常的光变曲线，由于日全食的一个小，热的明星显然是正常的A-型星和轨道周期只有0.668d。通过对WASP光变曲线的分析，结合食的V波段和I_C波段测光以及A型星的分光轨道，我们估计A型星的质量为（0.23 ± 0.03）Msun，半径为（0.33 ± 0.01）Rsun，假设A型星是一颗具有厚盘星金属度的主序星。伴星的有效温度为（13400+-1200）K，由此推断其光度为（3+-1）Lsun。从这些参数的各种模型的比较，我们得出结论，伴星是最有可能是一个红巨星，最近剥离其外层的质量转移到A型星的残余。在这种情况下，伴星目前正处于其演化的壳层氢燃烧阶段，在停止氢燃烧和衰退成为由氦组成的低质量白矮星（He-WD）之前，以几乎恒定的光度演化到更热的有效温度。然后，该系统将类似于前He-WD/He-WD伴星，最近从开普勒卫星光变曲线（KOI-74，KOI-81和KIC 10657664）中识别出A型和B型恒星。这个新发现的双星系统提供了一个机会，可以详细研究一颗被剥离的红巨星在前He-WD阶段的演化。
2011-07-29 astro-ph.SR
A low-mass eclipsing binary within the fully convective zone from the NGTS
我们已经发现了一个新的，接近相等的质量，食M矮双星从下一代过境调查。该系统是目前已知的3个视场年龄（$>$ 1 Gyr）的晚M矮星食双星之一，周期为1.74774天，与CM~Dra和KOI 126相似。对日食和视向速度的模拟表明，组成质量为$M_{\rm pri}$ =0.17391 $^{+0.00153}_{0.00099}$ $M_{\odot}$，$M_{\rm sec}$ =0.17418 $^{+0.00193}_{-0.00059}$ $M_{\odot}$ ;半径为$R_{\rm pri}$ =0.2045 $^{+0.0038}_{-0.0058}$ $R_{\odot}$，$R_{\rm sec}$ =0.2168 $^{+0.0047}_{-0.0048}$ $R_{\odot}$。有效温度为$T_{\rm pri} = 2995\,^{+85}_{-105}$ K和$T_{\rm sec} = 2997\,^{+66}_{-101}$ K，与M5矮星一致，与主层序模型基本一致。这对代表了一个有价值的补充，可以用来限制在恒星序列的低质量端的质量半径关系。
2018-08-08 astro-ph.SR
Glimpses of stellar surfaces. II. Origins of the photometric modulations and timing variations of KOI-1452
一颗系外行星的中天时间与线性星历的偏差通常是与系统中其他天体的引力相互作用的结果。然而，这些类型的凌日定时变化（TTV）也可以通过星点对凌日轮廓形状的影响来引入。本文用反锐化掩模法研究了TTV模糊的行星的光度光变曲线，比较了它们的O-C图特征与交点事件的发生和过境位置。这种方法似乎特别适用于检查只有少量在途数据点的渡越光变曲线，即，开普勒卫星的长节奏光变曲线。作为一个概念的证明，我们应用这种方法的光变曲线和估计的食双星KOI-1452，我们证明了他们的非引力性质的食定时变化。此外，我们使用的方法来研究系统KOI-1452的主星的旋转特性，并表明，负责的时间变化的斑点旋转与不同的周期比系统的光变曲线的最突出的时期。我们认为，KOI-1452的光度变化的主要贡献来源于g模式振荡，这使得该系统的主星成为γ-Dor型变星候选者。
2016-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Light Curve Modeling of Eclipsing Binary Systems with Delta Scuti Component
本研究采用LC2015和DC2015方法结合Wilson-Devinney代码，对KIC 8504570和SX Dra两个含δ Scuti组分的食双星系统进行光变曲线建模，利用Kepler和TESS数据推导出了高精度的恒星参数。
2025-04-01 astro-ph.SR
The architecture of the hierarchical triple star KOI 928 from eclipse timing variations seen in Kepler photometry
我们提出了一个层次的三星系统（KIC 9140402），低质量的食双星轨道更大质量的第三颗星。该双星的轨道周期（4.98829天）是由NASA开普勒太空船的光度测量所确定的。周期性变化的潮汐场，由于偏心轨道的双星第三，造成的变化，在轨道周期的双星。由此产生的日食时间的变化提供了深入了解这个系统的动力学和架构，并允许推断的总质量的二进制（$0.424 \pm 0.017 \text{M}_\odot$）和轨道参数的二进制围绕中央恒星。
2011-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Stellar Surface Features on Subgiant Star with an M-dwarf Companion
了解太阳以外的恒星表面的磁场活动对于系外行星分析非常重要，可以正确描述系外行星的大气层，并进一步描述各种恒星上的恒星活动。模拟不同光谱类型和自转速率的恒星表面特征是理解这些恒星磁活动的关键。利用开普勒望远镜的观测数据，我们使用STarSPot（STSP）星点模拟程序测量了KOI-340的星点位置和大小。KOI-340是一个食双星，由一颗次巨星（$\rm T_{\rm eff} = 5593 \pm 27 K; R_{*} = 1.98 \pm 0.05 R_{\odot}$）和一颗M矮星伴星（$M_{*} = 0.214 \pm 0.006 M_{\odot}$）组成。STSP使用一种新的技术来测量光斑的位置和半径，通过使用凌日次级来使用高精度测光研究和模拟恒星表面上的单个活动区域。我们发现KOI-340主星上的黑子特征的平均大小是恒星半径的$\sim$ 10%，即太阳黑子平均大小的两倍。KOI-340上的斑点出现在每个经度上，并显示出可能的差异旋转迹象。KOI-340的原色的最小斑点面积分数为$2\substack{+12\\ -2} \%$，而太阳的斑点面积最多为0.2%。KOI-340的一次凌日显示出一个与斑一致的凌日信号;这个斑正好出现在一个暗斑之前，表明斑和斑可能共同位于恒星表面。
2022-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. II. Fully Convective Main Sequence Stars
我们检验了这样的假设：磁场正在膨胀分离食双星（DEB）中完全对流主序星的半径。磁性达特茅斯恒星演化代码被用来分析两个系统，特别是：开普勒-16和CM天龙座。磁对流被视为假设稳定的对流，也通过假设减少对流效率，由于湍流发电机。我们发现，磁性恒星模型是无法再现膨胀的充分对流主序星的属性，除非强大的内部磁场超过10 MG。因此，验证磁场假设，鉴于当前一代的磁性恒星演化模型，关键取决于是否产生和维持强内部磁场是物理上可能的。对这一要求进行了审查。此外，以前的研究调用星点的影响进行分析，以评估的建议，星点膨胀的恒星和偏置光变曲线分析向更大的半径。从我们的分析中，我们发现，还没有足够的证据来明确支持的假设，磁场是负责观测到的膨胀之间的完全对流主序星在DEB。
2014-05-07 astro-ph.SR
