Visual minima timings of eclipsing binaries: To use or not to use?
大量的短周期食双星的中期食定时来自一系列的视觉观测似乎是一个可以接受的信息来源，为轨道周期分析，即如果他们在时间间隔内没有被其他类型的观测所覆盖。然而，我们对近接触食双星BS Vulpeculae的彻底周期分析证明，1979- 2003年完成的目视确定的时间无疑是有偏差的，以适应现有的线性星历。视觉观测的主观性很强，使其不能作为适合于精细食双星周期分析的真实相位信息的来源。因此，我们警告不要在没有事先仔细核实的情况下使用视觉计时。
2012-12-21 astro-ph.SR
XMM-Newton observations of the low-luminosity cataclysmic variable V405 Pegasi
V405 Peg是一个低光度激变变星，被认为是明亮的高纬度ROSAT全天巡天源RBS 1955的光学对应物。该系统被怀疑属于一个基本上未被发现的冬眠CV种群。尽管进行了密集的光学随访，但其亚类仍未确定。我们想进一步对V405 Peg进行分类，并通过它的长期行为，光谱特性，能量分布和吸积光度来了解它在CV动物园中的作用。我们执行的\textit{XMM-Newton} X射线和紫外线数据的光谱和时序分析。档案WISE，HST，和斯威夫特观测被用来确定光谱能量分布和长期的变化特征。X射线光谱的特征在于来自多温度等离子体的发射。没有发现发光的软X射线成分的证据。由$\sim50\%$产生的轨道相位相关的X射线光度变化没有明显的光谱变化。在我们的X射线数据中没有进一步的周期性。XMM-牛顿观测期间的平均X射线光度为L_X，bol simeq 5e 30 erg/s，但基于Swift观测，相应的光度在5e 29 erg/s和2 e31 erg/s年时间尺度之间变化。这个对象的CV子类仍然难以捉摸。频谱和定时属性显示了磁性和非磁性CV的共性。吸积光度远低于在给定轨道周期的标准吸积CV的预期。像V405 Peg这样的天体可能代表冰山一角，因此可能是银河山脊X射线发射的重要贡献者。如果是这样，它们将在未来的X射线调查中被发现，例如使用eROSITA。
2013-12-02 astro-ph.SR
Timing of eclipsing binary V0873 Per: a third body candidate
本文分析了食变星V0873 Per的一组极小时刻。V0873是一颗短周期低质量双星。关于V0873 Per最小值矩的数据来自文献和我们在2013-2014年期间的观察结果。我们的目的是测试系统的存在，新的机构使用的时间极小的日食。发现V0873 Per的轨道周期呈周期性变化。这种变化可以用第三颗伴星对中央双星的引力影响来解释。第三体候选者的质量是$\approx 0.2 M_{\odot}$，它的轨道周期是$\approx 300$天。该文件还包括一个表格，从我们的观察，可用于未来的调查V0873每计算出的最小值的时刻。
2015-11-25 astro-ph.SR
Eclipse timing variation analysis of OGLE-IV eclipsing binaries toward the Galactic Bulge. II. Short periodic triple stellar systems
我们报告的日食定时变化（ETV）的研究，以确定密切，恒星质量的同伴在测光调查OGLE-IV监测的食双星。我们还提出了一种替代的自动方式来确定第一次和最后一次接触的日食。应用相位色散最小化方法识别可能的三分量，我们在23个系统中找到了外周期小于1500天的近三分之一分量。给出了21个系统的外轨道解。对于10个最紧的三元组，我们发现ETV只能与光旅行时间效应（LTTE）和第三体微扰相结合来建模，而在另外11个系统的情况下，纯LTTE解决方案是令人满意的。在剩下的两个系统中，我们发现了连接到外部组件的额外日食，但对于不完整和嘈杂的ETV曲线，我们无法找到现实的三体解。因此，在这些情况下，我们只给出外部周期。
2021-10-11 astro-ph.SR
DSLR times of minima of selected eclipsing binaries
UPJS（普雷绍夫大学）
该研究收集2014 - 2024年食双星的食时数据，用单反相机观测，经现象学建模确定极小值，用自助重采样估计不确定性，扩展了观测系统的计时覆盖范围，有助于未来相关研究。
2026-07-07 astro-ph.SR
Kepler Eclipsing Binary Stars. IV. Precise Eclipse Times for Close Binaries and Identification of Candidate Three-Body Systems
本文给出了最新的开普勒近距离双星表中1279颗近距离双星的精确食时表和第三体信号分析。对于这些短周期双星，开普勒30分钟的曝光时间会导致光变曲线的明显模糊。此外，常见的天体物理现象，如色球活动，以及光变曲线去趋势过程中的不完美，可能会产生系统性的伪影，可能会在日食计时中产生虚构的信号。我们提出了一种方法来测量精确的日食时间在扭曲的光变曲线的存在下，如在接触和近接触的双星表现出不断变化的光级和日食。236系统，我们发现一个定时变化信号与第三个机构的存在是兼容的。这些模型的光的时间旅行的影响和第三机构的基本属性推导出来。这项研究补充了Orosz et al.（2013;准备中），该研究侧重于具有平坦的食外区域的较长周期双星的日食时间变化。这两篇论文一起为开普勒双星目录中的所有双星提供了全面的日食时间，作为社区在线免费访问的持续资源。
2013-12-02 astro-ph.SR
Eclipse timing variation analysis of OGLE-IV eclipsing binaries toward the Galactic Bulge. I. Hierarchical triple system candidates
本文报道了在OGLE-IV测光巡天中观测到的短周期（$P_1\le 6^d$）食双星（EB）的食时变化（ETV）。从425\,193个EB中，我们选择了大约80\,000个我们认为适合进一步检查的二进制文件。其中，我们确定了992个潜在的分层三（或多）系统候选人表现出光旅行时间效应（LTTE）。此外，我们还得到了这些系统的轨道参数，并对这些候选系统的性质进行了统计分析。我们发现，（i）有一个显着缺乏的三重系统的外部周期小于500天;（ii）的外偏心率的分布有一个最大值周围的$e_2\approx0.3$;（iii）外部质量比计算的第三个组件的估计最小质量是低于$q_2\sim 0.5$的大多数样品。我们还提出了一些值得特别注意的系统。(i)有四个候选人，显示双周期ETV，我们解释的第四个同伴的存在。(ii)对于两个系统，第三分量的扰动也被发现是显着的，因此我们给出了一个组合的动力学和LTTE ETV解决方案。(iii)对于一个系统的第三个组件被发现可能是在亚恒星质量域。
2019-03-02 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
The DWARF project: Eclipsing binaries - precise clocks to discover exoplanets
我们提出了一个新的观测活动，DWARF，旨在使用低质量食双星的最小值的时间来检测太阳系外行星。观测将在一个由孔径约为20-200厘米的相对中小型望远镜组成的广泛网络内进行。要监测的天体的初始样本包含（i）具有M和K分量的低质量食双星，（ii）具有sdB或sdO分量的短周期双星，以及（iii）包含WD的后公共包络系统，这使得能够以高精度确定最小值。由于定时信号的幅度随着不可见第三分量的轨道周期而增加，因此项目的时间尺度很长，至少需要5-10年。本文给出了估算食双星对环联星探测适宜性的简单公式。双星的内禀变率（光球斑、耀斑、脉动等）还讨论了限制最小定时的精度。该手稿还描述了最佳观测策略和方法，以检测周期性的时间变化，在最小的时间表明存在的环联行星。对选定的目标进行了首次试验观测。
2012-06-28 astro-ph.SR
The eclipse timings of RR Lyncis
重新研究了明亮的偏心食双星Lyncis RR的极小时刻。从TESS数据中可以发现，日食时间的显着差异，特别是对于主要的极小值，可能是由于脉动引起的日食轮廓的小而不规则的变化，而不是光曲线的不对称性。
2022-07-07 astro-ph.SR
The Light-Time Effect in the Eclipsing Binaries GK Cep and VY Cet
雅典大学天文台获得的食双星GK Cep和VY Cet的最小值的新时间与文献中找到的所有可靠的计时一起使用，以研究周期变化和寻找系统中第三体的存在。
2014-04-10 astro-ph.SR
TIC 278825952: a triply eclipsing hierarchical triple system with the most intrinsically circular outer orbit
我们报告在TESS太空望远镜的南部连续视区发现了一个紧凑的三重食三星系统。TIC 278825952是一颗未被研究过的圆食双星，其周期为4.781天，第三分量在一个更宽的圆形轨道上，周期为235.55天，是从三组第三体食和光旅行时间效应主导的食时变化中发现的。我们进行了联合光动力学分析的日食时间变化曲线，光度数据，光谱能量分布，再加上使用PARSEC恒星等时线。我们发现，内双星包括轻微演化，近双星的质量为1.12和1.09 $M_\odot$和半径为1.40和1.31 $R_\odot$。第三颗质量较小的恒星质量为0.75 $M_\odot$，半径为0.70 $R_\odot$。轨道的低相互倾斜和偏心率表明该系统是高度共面的，并且是令人惊讶的圆形。
2020-09-07 astro-ph.SR
Eccentric orbits and apsidal motion in the eclipsing binaries EK Cep and HS Her
我们提出了第一个现代分析的两个年轻的，食双星，EK Cep和HS她，基于新的，地面的，CCD多色光变曲线以及TESS观测，径向速度曲线，和日食计时测量。恒星的轨道和恒星参数由罗氏模型确定，它们的演化状态使用网格的等时线和演化轨迹进行检查。我们发现HS Her的年龄为2500 - 3200万年，它的组成部分位于零龄主序上;在1600 - 2000万年的年龄，EK Cep的主星也位于ZAMS上，但它的副星是一颗前主序星。这两个双星都有轻微的偏心轨道和显示拱点运动。基于更新的日食时间和光谱证据，我们排除了先前假设的HS Her第三成分的存在。
2022-07-20 astro-ph.SR
New light curves and ephemeris for the close eclipsing binary V963 PER
我们在2010-11年对V963 Per（= GSC 3355 0394）进行了CCD测光，这是一颗最近发现的具有不等食深的近距离双星。七个新的日食时间产生了一个改进的星历，但我们警告说，二次日食可能会受到光变曲线的影响。这种变化似乎是在一个月的时间尺度在百分之几的水平。
2011-08-01 astro-ph.SR
Close eclipsing binary BD And: a triple system
BD And是一颗相当明亮（V = 10.8）、活跃和接近（P = 0.9258天）的食双星。视轨道周期的周期变化以及光变曲线中的第三光表明存在额外的晚型成分。其主要目的是对第三体假说进行光谱检验，并确定食双星两个组成部分的绝对恒星参数。首次获得了该系统的中高分辨率光谱。采用了适用于密近双星强增宽谱的增宽函数技术。径向速度的确定拟合高斯函数和旋转轮廓的加宽函数。还获得了有限数量的光度数据。虽然光度观测的重点是获得时间信息，但也进行了粗略的光变曲线分析。提取的加宽功能清楚地表明存在第三个，缓慢旋转的组件。它的径向速度在食对系统速度的误差范围内，这有力地支持了物理键。观测到的系统径向速度和第三分量的变化不支持9年的轨道发现的时间变化。食双星的质量可以精确到0.5%。要进一步确定该系统的特性，需要进行长期的光度和光谱监测。
2020-08-17 astro-ph.SR
Timing of PSR J2055+3829, an eclipsing black widow pulsar discovered with the Nançay Radio Telescope
我们报告的毫秒脉冲星PSR J2055+3829的定时观测最初发现的一部分，SPAN 512调查进行的南赛射电望远镜。该脉冲星的自转周期为2.089 ms，在一个3.1 hr的紧轨道上围绕着一个质量很低的天体（$0.023 \leq m_c \lesssim 0.053$ M $_\odot$，90\% c.l.）伴侣.我们的1.4 GHz的观测揭示了存在日食的脉冲星的无线电信号所造成的流出的物质从同伴，几分钟左右的脉冲星优越的结合。非常低的伴星质量、对射电日食的观测以及对轨道周期随时间变化的探测，确定PSR J2055+3829是一颗“黑寡妇"脉冲星。在入口和出口阶段对脉冲星无线电信号的检查表明，PSR J2055+3829中的日食是不对称和可变的，就像在其他类似系统中通常观察到的那样。更一般地说，新脉冲星的轨道特性被发现与其他已知的食BW星非常相似。在最近的\textit{Fermi} -LAT源表中，在脉冲星所在的位置没有探测到γ射线源。我们使用计时星历表搜索了十年的\textit{Fermi}大面积望远镜（LAT）数据，寻找伽马射线脉动，但无法检测到任何脉冲星，可能是因为脉冲星的距离很远。最后，我们比较了食和非食BW双星的质量函数，并证实了以前的发现，食BW比非食BW有更高的质量函数。更大的倾角可以解释更高的质量函数的日食BW。另一方面，银河系盘和球状星团BW的质量函数分布…
2019-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Pulsar Style Timing of Eclipsing Binary Stars from the ASAS Catalogue
光时间效应（LTE）是观察者与任何类型的周期性事件之间的距离随时间变化时观察到的。这种距离变化的通常原因是由于一个或多个附加物体的引力影响而引起的关于系统重心的反射运动。我们分析了5032日食接触（EC）和分离（ED）的二进制从全天自动巡天（ASAS）目录检测日食的时间，这可能是由于LTE效应的变化。为此，我们使用一种方法，已知从无线电脉冲星定时脉冲星的模板无线电脉冲被用作参考来测量收集的脉冲到达的时间。在我们的分析作为一个模板的光度时间序列从ASAS，我们使用一个最佳拟合的三角级数表示的光变曲线的一个给定的EC或ED。随后，O-C图是通过比较模板的光变曲线与光变曲线从一个给定的时间序列的子集。我们在O-Cs中检测到的大多数变化对应于线性周期变化。其中三个显示了不止一个完整的LTE轨道的证据。对于这些物体，我们获得了初步的轨道解。我们的研究结果表明，在射电脉冲星定时的定时分析，可以有效地用于研究大数据集的光度测量。
2012-04-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2014-03-17 astro-ph.SR
The Solar-Type Contact Binary BX Pegasi Revisited
我们提出了新的CCD测光的接触二进制BX钉，在连续三个月的2008年9月开始的结果。正如历史上的光变曲线一样，我们的观测显示了奥康奈尔效应，11月的数据本身就表明了非常短时间的亮度扰动的明确证据。对于这些变化，将模型点分别应用于第I组的两个数据集（9月至9月）。（10月）第二组（11月）。前者用次级光球上的一个冷点来描述，后者用两点模型来描述，一个冷点在冷星上，另一个热点在两颗星上。这些都是双星系统磁活动的一般表现。从Wilson-Devinney代码计算的20个光变曲线时间用于周期研究，以及所有其他最小时期。BX Peg复杂的周期变化可以分为长期周期减少，主要是由于磁性恒星风制动引起的角动量损失，由于低质量第三伴星轨道的光旅行时间（LTT）效应，以及以前未知的短期振荡。这最后一个周期调制可能是由第二个LTT轨道产生的，由于第四个机构的存在，周期约为16年，或由磁活动的影响，周期长度约为12年。
2009-10-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Algol type eclipsing binary X Tri: BVRI modelling and O-C diagram analysis
对大陵型食双星X Tri进行了CCD测光观测。用Wilson Devinney（WD）程序分析了光变曲线，导出了新的几何和光度元素。一个新的O-C分析的系统，最可靠的时间在文献中发现的最小值的基础上，提出和明显的周期变化进行了讨论，相对于可能的和多个光时间效应（LITE）的系统。此外，还将由周期研究得出的食对周围存在额外天体的结果与由光变曲线分析得出的额外光度的结果进行了比较。
2009-10-15 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
The eclipsing binary HS0705+6700 and the search for circumbinary objects
HS 0705 +6700（也被称为V470 Cam）是一个短周期（2.3小时）的共包线后脱离食sdB双星系统，其凌时变化（TTV）具有周期性。我们报告了另外25个光极小值的时间，并表明我们的新TTV支持并将这种周期性模式扩展到1.6个周期。我们研究了观察到的TTV的可能原因，并确认存在第三个，可能是第四个，机构可以提供一个优雅的解释这些周期性变化。然而，其他非环双星机制，例如阿普尔盖特磁发电机效应，将仍然是可能的竞争者，直到积累了足够的数据来证明TTV的周期性是时间无关的。
2015-02-24 astro-ph.SR
Measuring tides and binary parameters from gravitational wave data and eclipsing timings of detached white dwarf binaries
本文从探测白矮星潮汐效应的角度讨论了最致密的分离白矮星（WD）双星SDSS J065133.33+284423.3的发现。该系统也是天基引力波探测器、改进型激光干涉仪空间天线（eLISA）的验证源，后者将观测具有$P_{orb}\lesssim 5$小时的短周期致密银河双星。我们解决的前景做潮汐研究使用eLISA二进制显示的轨道衰变率和衰变率的分数不确定性，$\dot{f}, \ddot{f}$预期从GW和EM数据的一些高$f$二进制。我们发现，$\dot{f}$和$\ddot{f}$可以测量使用GW数据，只有在高频率观测到的最大规模的WD二进制文件。通过对$\sim 10$年日食的计时，我们发现J 0651年的$\dot{f}$可以被$\sim 0.1% $所知。我们发现，仅从GW数据，测量潮汐的影响，在二进制是（几乎）不可能的。我们还调查了改进的知识的二进制参数结合GW振幅和倾角与EM数据有和没有$\dot{f}$。在我们以前的工作中，我们发现，距离上的EM数据约束2- $σ$的啁啾质量的不确定性$15-25%$，而添加$\dot{f}$减少到$0.11%$。$\dot{f}$上的EM数据也限制了2- $σ$与$35%-19%$之间距离的不确定性。关于主质量的EM数据将次质量$m_2$限制为$\sim40%$的2倍，而添加$\dot{f}$将其减少为$25%$。最后使用单线光谱…
2014-06-13 astro-ph.SR
The Light-Time Effect in the Algol-Type Eclipsing Binary UZ Sagittae
在雅典大学天文台获得的大陵型食双星UZ Sge的最小值的新时间与文献中找到的所有可靠的计时一起使用，以研究周期变化并寻找系统中第三个天体的存在。给出了它的O-C图，并讨论了系统中可能存在的光时效应（LITE）对视周期的影响。最小二乘法已被用来计算新的轻元素（更新的星历表的二进制）以及质量函数，其最小质量和可能的第三个机构的周期。
2010-01-16 astro-ph.SR
Precision timing of eclipsing binaries from TESS full frame images. Method and performance
本研究开发了一种快速自动化方法，利用TESS全帧图像对约100颗食双星进行精确计时，成功探测到十个新三重星候选体，并证实了FFI数据在搜寻罕见天体方面的巨大潜力。
2024-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Light-time effect detected in fourteen eclipsing binaries
收集和分析了14个食双星（V1297 Cas，HD 24105，KU Aur，GU CMa，GH Mon，AZ Vel，DI Lyn，DK Her，GQ Dra，V624 Her，V1134 Her，KIC 6187893，V1928 Aql，V2486 Cyg）的最小时刻。利用自动望远镜、巡天和卫星资料，我们得到了2500多次日食，并附有我们自己的地面观测。这些数据用于检测这些多个系统中的周期变化。日食的时间变化是用第三体假说和光时间效应来描述的。对于这些系统，它们各自的周期分别为2.5、16.2、27、20、64、5.6、22、115、27、42、6.9、11.2、4.1和8.4年。预测的最小质量的第三体计算每个系统，我们在这里讨论他们的前瞻性探测能力。使用PHOEBE程序分析HD 24105、GH Mon、DK Her、V1134 Her、KIC 6187893、V1928 Aql和V2486 Cyg的光变曲线，得到组分的物理参数。在光变曲线分析中检测到了第三种光的重要部分，这支持了我们对所有这些系统的三星性质的假设。这些系统中的大多数（14个中的9个）已经被称为视觉替身。我们的研究将它们转变为可能的四倍，这使得它们更加有趣。
2020-12-07 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper VIII. The doubly-eclipsing quadruple star system V498 Cygni
天鹅座V498（英语：V498 Cyg）是一颗早B型双星，其食周期为3.48 d，有两组谱线。我们提出了第二组日食的发现，在1.44-d的周期，在这个对象的光变曲线从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们开发了一个模型的光变曲线，同时适合两个食双星的属性，并将其应用到TESS观测。我们能够很好地拟合较暗系统的光变曲线，但适合较亮系统的光变曲线无法再现其不对称的主食或其变化的光变曲线形状。现有的日食时间测量是非常分散的，所以我们只根据TESS数据确定轨道星历。我们推断出所有四颗恒星的物理性质，估计较亮的双星的质量为10 Msun和11 Msun，较暗的双星为6.5 Msun和3.5 Msun。未来通过获得各组成星的径向速度测量值，可以可靠地确定该系统的性质。
2022-01-07 astro-ph.SR
Updated Ephemeris and Evidence for a Period Change in the Eclipsing Novalike Variable 1RXS J064434.5+334451
我们报告了novalike变量1RXS J064434.5+334451的七个新的日食时间。对我们的数据进行分析，以及所有以前可用的时间（36个已发表和16个未发表），产生了BJD $_\mathrm{ecl} = 2,453,403.7611(2) + 0.269~374~43(2)~\mathrm{E}$的最佳拟合线性星历。我们发现一个稍微改进的拟合与二次星历给出：BJD $_\mathrm{ecl} = 2,453,403.7598 + 0.269~374~87~\mathrm{E} - 2.0\times10^{-11}~\mathrm{E}^2$，这表明轨道周期可能会减少的速度由$\dot P \simeq -1.5\times10^{-10}$。
2021-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A unified solution for the orbit and light-time effect in the V505 Sgr system
人马座V505的多重系统至少由三颗恒星组成：一颗紧凑的食对和一颗遥远的组成部分，其轨道直接使用斑点干涉测量法测量。为了解释人马座V505中第三个天体的观测轨道以及其他可观测的量，即食双星的最小时刻和光谱中两个不同的径向速度，我们彻底测试了第四体假设-一个昏暗的，尚未观测到的物体的扰动。我们使用一个N体数值积分器来模拟这个系统中3或4个分量的未来和过去轨道演化。我们从所有可用的散斑干涉、最小定时和径向速度数据中构造一个合适的卡方度量，然后扫描参数空间的一部分，以获得至少一些允许的解。原则上，我们能够用第四个物体的存在来解释所有可观测的量，但是这个假设的可能性非常低。我们还讨论了其他的理论解释的最小定时变化。在未来十年内对最小值时间的进一步观察或高分辨率光谱数据可以显着限制模型。
2010-02-05 astro-ph.SR
The Eclipsing System EP Andromedae and its Circumbinary Companions
我们提出了新的长期CCD测光EP和期间获得2007年至2012年。光变曲线显示了在主极小值和季节到季节的光变化的日全食。综合所有光变曲线表明，食对是一个W型过接触双星，参数q = 2.578，i = 83.3 deg，$ΔT$ = 27 K，f = 28%，l3 = 2~3%. 2007年的非对称光变曲线，可以用一台磁发电机上的两个食分上的冷点来模拟。包括我们的95个定时测量，共414次最小光跨越约82年的周期研究。对日食时序图的详细分析表明，EP And的轨道周期是一个向上张开的抛物线和两个周期变化的组合，周期长度分别为P3 = 44.6年和P4 = 1.834年，半振幅分别为K3 = 0.0100 d和K4 = 0.0039 d。观测到的周期以+1.39x10 ^{-10}的分数速率增加，与W-D程序计算的结果非常一致，并且可以用从主星到副星的质量转移和由于磁制动引起的角动量损失的某种组合来解释。对这两个周期的最合理的解释是一对光旅行时间效应，这是由可能存在的第三和第四分量驱动的，其投影质量分别为M3 = 0.25 Msun和M4 = 0.90 Msun。质量更大的伴星可以通过几年内的高分辨率光谱数据来揭示，也可能是一个双星。环联星可能在食双星的形成和演化过程中扮演了重要的角色，这可能会导致食双星的初始轨道周期较短，从而通过角动量损失而演化成过接触的构型。
2013-02-02 astro-ph.SR
Analysis of apsidal motion in eclipsing binaries using TESS data: I. A test of gravitational theories
食双星近星点辐角的变化，由经典效应和相对论效应引起的拱点运动，可以从一次日食和二次日食的最小光照时间差的变化来测量。差的拱点运动速率测定和经典项中的大的不确定性阻碍了以前的尝试，以足够的精度来确定广义相对论项，以测试广义相对论的预测。作为TESS任务的产物，现在可以获得数千个来自食双星的高精度光变曲线。使用一个合适的研究良好的偏心食双星系统的选择，我们的目标是确定他们的拱点运动速率和关键的引力参数的限制。我们计算时间的最小光从TESS光变曲线的15个食双星精确的绝对参数和预期的广义相对论贡献的总拱线运动速率大于60%。我们使用随时间变化的主日食和次日食时间差来计算拱点运动速率，如果可能的话，或者根据主日食和次日食计算的线性周期之间的差异。为了获得更大的时间基线，我们将高精度TESS计时与存档可靠计时相结合。本文测定了9颗食双星的拱点运动速率，其中5颗为首次报道。由此，我们能够测量6个系统的广义相对论拱点运动速率，其精度足以首次检验广义相对论。这个测试探索了一个以前没有探测过的引力和势能的机制。我们发现完美的协议与理论预测，我们能够设置严格的约束参数化后牛顿形式主义的两个参数。
2021-03-12 astro-ph.SR gr-qc
V608 Cassiopeiae: A W UMa-type eclipsing binary with two possible circumbinary companions
我们从光变曲线和日食计时的详细研究中介绍了V608 Cas的光度特性。光变曲线合成表明，食对是一个过接触双星，参数为$ΔT$ = 155 K，$q$ = 0.328，$f$ = 26%。我们检测到第三光$\ell_{3}$，其分别对应于$V$和$R$带中总系统光的约8%和5%。包括我们的6次定时测量，总共38次最小光照用于周期研究。发现V608 Cas的轨道周期是一个向上的抛物线和两个周期变化的组合。以$+$ 3.99 $\times$ 10 $^{-7}$ d yr $^{-1}$的速率连续增加的周期可以解释为从次要成分到主要恒星的质量转移，速率为1.51 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。两个周期变化的周期和半振幅分别约为$P_3$ = 16.0 yr和$P_4$ = 26.3 yr，以及$K_3$ = 0.0341 d和$K_4$ = 0.0305 d。这两个周期最可能的解释是一对光旅行时间效应操作的可能存在的第三和第四组件的估计质量$M_3$ = 2.20 M $_\odot$和$M_4$ = 1.27 M $_\odot$在偏心轨道$e_3$ = 0.66和$e_4$ = 0.52。由于$\ell_{3}$的贡献与两颗环双星的估计质量相比非常低，因此可以推断它们是非常微弱的致密天体。
2022-01-20 astro-ph.SR
The Light and Period Variations of the Eclipsing Binary AA Ursae Majoris
我们提出了新的多波段CCD测光的AA UMa在2009年1月至3月之间的8个晚上，$R$光变曲线是有史以来第一次编译。历史上的光变曲线，以及我们的，显示日偏食和逆奥康奈尔效应与最大一比最大二暗淡。在可能的斑点模型中，任一颗恒星上的冷点及其随时间的变化允许系统的光变曲线表示。在81年的时间里，总共有194个日食时间，包括我们的五个时间，用于星历计算。我们发现系统的轨道周期由于周期振荡叠加在向上的抛物线变化上而发生变化。连续的周期以$+$ 1.3 $\times$ 10 $^{-10}$的分数速率增加，这与W-D代码计算的结果一致，可以解释为从质量较小的次级恒星到质量较大的次级恒星的热质量转移，速率为6.6 $\times$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。周期分量是在令人满意的符合由于一个看不见的伴星的光时间效应，周期为28.2年，半振幅为0.007天，和最小质量$M_3 \sin i_3$ =0.25 $M_\odot$，但这种周期变化也可能是由磁活动。
2010-11-16 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Studies of Two Early-Type Eclipsing Binaries
利用TESS和LAMOST数据，研究了两个早型食双星的轨道参数、拱线运动和演化状态，发现TYC 3740-2072-1可能成为Ia型超新星前身星，TYC 2888-780-1存在第三体引起的轨道周期变化。
2025-05-27 astro-ph.SR
The Kepler Eclipsing Binary V2281 Cygni with Twin Stars
我们介绍了食双星V2281 Cyg的物理性质，根据$Kepler$的观测，它显示了一个光时间效应，由于一个假定的第三分量从它的食时变化。该系统的高分辨率光谱和$BVR$光度数据分别在宝贤山光学天文台和莱蒙山光学天文台获得。为了确定食对及其环双星的基本参数，我们同时分析了径向速度，光变曲线和食时间，包括$Kepler$数据。主星和副星的质量和半径分别以大约2%和1%的精度水平确定如下：$M_{1} = 1.61 \pm 0.04$ M $_\odot$和$M_{2} = 1.60 \pm 0.04$ M $_\odot$，$R_{1} = 1.94 \pm 0.02$ R $_\odot$和$R_{2} = 1.93 \pm 0.02$ R $_\odot$。如果它的轨道与食双星共面，第三个天体的周期和半长轴分别计算为$P_{3b}=4.1$年和$a_{3b}=4.06$ au，质量为$M_{3b}=0.75$ M $_\odot$。通过与理论模型的质量和半径比较，研究了系统的演化状态。结果表明，天鹅座V2281是一个由年龄为1.5 Gyr的双星组成的分离食双星。
2017-11-07 astro-ph.SR
A new photometric and dynamical study of the eclipsing binary star HW Virginis
越来越多的食双星系统的“HW Vir”类（即。例如，由一颗次矮星-B/O主星和一颗M矮星次级星组成的两颗次矮星（即B/O主星和M矮星）的轨道周期都有变化，也被称为食时变（ETVs）。它们的物理起源尚不确定：虽然一些ETV被认为是由于环联星行星伴星的存在而产生的动力学扰动，但其他作者认为Applegate效应或其他未知的恒星机制可能是造成它们的原因。在这项工作中，我们提出了28个未发表的高精度光变曲线的最有争议的这些系统之一，原型HW Virginis。我们均匀地分析了新的日食时间以及1983年至2012年之间获得的历史数据，证明了之前声称的行星模型不符合新的光度数据，除了动态不稳定之外。为了找到一个能够拟合所有可用数据的新模型，我们开发了一种基于全局搜索遗传算法的新方法，并最终找到了两个新的不同的解族，它们非常适合观测到的时间，但在10^5年的时间尺度上动态不稳定。这是一个警示性的故事，说明存在着表面上解释ETV但实际上没有意义的正式解决方案，以及需要仔细测试其稳定性。另一方面，我们的数据证实了HW Vir上存在已知恒星机制无法解释的ETV，推动了进一步的观测和建模工作。
2021-06-29 astro-ph.SR
KIC 12268220: A $δ$ Scuti Pulsating Star and an Active Protohelium White Dwarf in an Eclipsing Binary System
我们提出了一个光度，光谱，星震，和演化分析的大陵型食二进制KIC 12268220。我们在开普勒光变曲线中发现了O'Connell效应和与日蚀相关的日蚀时间变化，揭示了大恒星黑子的存在。径向速度和大气参数是从地基光谱观测获得的。结合径向速度测量和盖亚派生的总光度，我们的光变曲线建模产生的解决方案的物理参数的主要和次要的组件。我们发现14个独立的频率产生的$δ$ Scuti主要，所观察到的频率与非绝热计算的不稳定模式的频率范围。基于以往文献的结论，我们运行了一个网格模型来研究我们的系统的演化过程。我们的模型的演化轨迹表明，低质量（$\sim 0.23\,M_\odot$）演化的次级表现出类似的演化状态的R CMA型系统，这可能会演变成EL CVn系统。
2020-07-20 astro-ph.SR
The Kepler Eclipsing System KIC 5621294 and its Substellar Companion
我们提出的物理性质的KIC 5621294显示光和定时变化的${\it Kepler}$测光。它的光变曲线显示了日偏食和奥康奈尔效应，其中Max II比Max I更暗，通过将第三体和光斑效应应用到系统中，这一点非常适合。结果表明，食对是一个典型的Algol型系统，其参数为$q$ = 0. 22，$i$ =76，$^\circ$. 8，$Δ$（$T_{1}$ -$T_{2}$）= 4，235 K，其中分离的主成分占其极限瓣的77%.用Kwee \& van Woerden的方法得到的初食和次食时间之间存在着惊人的差异。这些主要是由于在我们的光变曲线合成中检测到的斑点活动引起的表面不均匀性。来自Wilson-Devinney代码的1，253个光变曲线计时用于周期研究。发现KIC 5621294的轨道周期由于覆盖在向下抛物线上的周期性变化而变化。周期为961 d、半振幅为22.5 s的正弦变化很可能是由于质量为$M_3 \sin i_3$ =46.9 M $\rm_{Jup}$的第三分量的光时效应引起的，这与从光变曲线本身计算的结果很好地一致。如果它的轨道倾角大于大约40 $^\circ$，环双星的质量可能与褐矮星相当。抛物线的变化不能完全解释的二进制组件之间的质量传递或通过磁制动的角动量。抛物线可能只是观测到的周期调制的一部分，这是由于另一个伴星在一个更宽的轨道上出现而引起的。
2014-12-23 astro-ph.SR
A search for tight hierarchical triple systems amongst the eclipsing binaries in the CoRoT fields
我们报告了一个全面的搜索等级三重恒星系统候选人之间的食双星（EB）观测的CoRoT航天器。我们以自动化的方式计算和检查近1500个EB的日食定时变化（ETV）图。我们确定了五个相对较短的周期大陵五系统，我们的结合光变曲线和复杂的ETV分析（包括光旅行时间效应和短期动力学第三体扰动）导致一致的第三体解。计算出的外天体的周期在82到272天之间（其中一个目标的替代解为831天）。我们发现，在所有的情况下，除了一个内，外轨道是近共面。从ETV分析确定的外部子系统的动力学质量与我们的光变曲线分析的结果和文献中提供的光谱信息是一致的。我们的一个候选系统也展示了外食事件，其位置与ETV解决方案非常一致。我们还报道了另一个三重食双星系统，然而，由于数据的时间范围很短，缺乏可靠的ETV解决方案，以及四个新的混合系统（每个系统由2个食双星组成），我们无法确定组件是否是引力结合的。在这些混合系统中，我们确定了最长的周期和最高的偏心率食二进制在整个CoRoT样本。
2017-06-13 astro-ph.SR
HD 183648: a Kepler eclipsing binary with anomalous ellipsoidal variations and a pulsating component
KIC 8560861（HD 183648）是一颗略偏心（e=0.05）的食双星，轨道周期为P_orb=31.973d，在几天的时间尺度上表现出mmag振幅脉动。本文介绍了高、中分辨率光谱数据的复分析和开普勒Q 0- Q16长节奏测光的结果。光谱解缠、大气分析、径向速度和日食定时变化研究、光变曲线脉动特征分离和二元光变曲线分析的迭代组合导致了基本恒星参数的准确测定。发现该双星是由两颗年龄为0.9 - 0.2 Gyr的主序星组成，主序星的质量、半径和温度分别为M1 =1.93 ± 0.12Msun，R1 =3.30 ± 0.07Rsun，Teff 1 =7650 ± 100 K; M2 =1.06 ± 0.08Msun，R2 =1.11 ± 0.03Rsun，次级的T_eff2=6450+-100 K。在减去二进制模型之后，我们发现了三个独立的频率，其中两个被两倍的轨道频率分开。我们还发现了一个神秘的半轨道周期正弦变化，我们归因于一个异常的椭球效应。这两个观测结果都表明潮汐效应强烈地影响着HD 183648的光度变化。对日食时间变化的分析揭示了抛物线趋势和拱点运动，周期为（P_apse）_obs= 10，400 +-3，000 y，比理论预期快三倍。这些发现可能表明存在一个遥远的，看不见的同伴。
2014-07-07 astro-ph.SR
Apsidal motion and light a curve solution for eighteen SMC eccentric eclipsing binaries
目的：拉西拉天文台的丹麦1.54米望远镜用于对位于小麦哲伦云中的选定偏心食双星进行光度监测。新的极小值的时间推导出这些系统，这是需要精确确定拱线运动。此外，许多新的最小值的时间是从光度数据库OGLE和OOO中导出的。研究了18颗早型偏心轨道食双星。方法：分析它们的最小时间（O-C）图，求出拱点运动参数。用PHOEBE程序分析了这18颗双星的光变曲线，给出了光变曲线参数。对于几个系统，还检测到额外的第三光。结果如下：我们第一次推导出了这些系统的拱点运动的相对较短的周期，并将其从19年提高到142年。相对论效应很弱，最高可达拱点运动速率的10%。对于一个系统（OGLE-SMC-ECL-0888），还提出了第三体假说，这与在光变曲线求解过程中检测到的该系统的第三光的高值相一致。
2014-12-02 astro-ph.SR
Eclipse timing variations in the WD+dM eclipsing binary RR Cae
本研究结合TESS、地面望远镜测光与VLT径向速度，测定RR Cae参数并分析430个新极小值时刻，用一或两个环双星行星的光行时效应解释O-C周期变化。
2023-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Exo-Jupiter Candidate in the Eclipsing Binary FL Lyr
分析了开普勒空间望远镜观测到的食双星FL Lyr的光变曲线。FL Lyr的日食计时测量证明了系统中存在第三个身体。初步估计其质量> 4M_Jupiter，轨道周期> 7 yr，给出了在开普勒任务期间天琴座FL光变曲线的初始极小期。
2015-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Period and amplitude variations in post-common-envelope eclipsing binaries observed with SuperWASP
食双星的周期或振幅变化可能揭示系统中存在其他大质量天体，如环双星行星。在这里，我们已经研究了12个以前已知的食后共包络双星的证据，这种光变曲线的变化，多年的观测的基础上，在SuperWASP档案。HW Vir的结果为周期变化提供了强有力的证据，与先前研究测量的结果一致，并有助于支持该系统的双行星模型。ASAS J102322-3737.0显示了之前未提出的周期增加的合理证据;而NY Vir、QS Vir和NSVS 14256825为周期变化提供了不太重要的支持，为早期的声明提供了一些确认。在其他病例中，未令人信服地观察到周期变化;对于AA Dor和NSVS 07826147，证实了之前的恒定周期结果。这项研究使我们能够为这些系统提供数百个新的日食时间，并进一步证明了像SuperWASP这样的宽视场高节奏调查对变星的价值。
2014-05-23 astro-ph.SR
The Detectability of Binary Star Planetary and Brown Dwarf Companions From Eclipse Timing Variations
在本文中，我们确定的食双星同伴的可探测性从日食的时间变化使用开普勒任务数据集。从空间飞行任务中获得的广泛而精确的恒星时间序列测光使搜寻双星同伴成为可能。然而，由于涉及的大型数据集和计算资源，这些搜索将受益于检测模拟的指导。我们的模拟从经验开普勒任务数据的使用开始并从中受益，我们注入第三个机构来预测双星日食的时间。我们发现，第三体的轨道偏心率和宿主双星的轨道周期是发现伴星的关键因素。目标亮度也可能是探测同伴的一个因素。可检测的第三体质量和周期可以有效地绑定使用两个方程。我们的研究结果，使设置现实的期望时，规划搜索食双星行星和褐矮星的同伴。我们的研究结果还表明，棕矮星沙漠是真实的，而不是观测选择。
2021-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Varying Light Curve and Timings of the Ultra-short Period Contact Binary KIC 9532219
KIC 9532219是一颗W UMa型食双星，轨道周期为0.1981549 d，低于接触双星周期分布的短周期极限（$\sim$ 0.22 d）。该系统的{ \it Kepler}光变曲线在食深和光极大值上都表现出惊人的光变。应用第三体效应和光斑效应，光变曲线综合表明，食对目前处于边缘接触阶段，质量比为$q$ =1.20，轨道倾角为$i$ =66.0度，温度差为$Δ$（$T_{1}$ - $T_{2}$）=172 K，第三光为$l_3$ =75.9 \%。为了了解光随时间的变化，我们将光变曲线分为312段并分别进行分析。结果表明，食深的变化主要是由附近恒星KIC 9532228在{ \it Kepler} Quarters之间的污染量变化引起的，而变化的O 'Connell效应则来源于质量较小的主分量上的星斑活动。根据我们的光变曲线计时，对KIC 9532219的周期研究表明，轨道周期随着向下抛物线和第三个天体的光旅行时间效应的组合而变化，周期为1196 d，偏心轨道为0.150，最小质量为0.0892 $M_\odot$。抛物线变化可能是第二个LTT轨道的一小部分，这是由于更宽轨道中的第四个分量，而不是质量转移或角动量损失。
2016-02-06 astro-ph.SR
Tidally Excited Modes and $δ$ Scuti Pulsations in the Eclipsing Triple Star IM Persei
IM Per是一个三星系统，其食对的质量和半径精确到1%以内。该计划目标的TESS光变曲线表现出日偏食和多重振荡，振幅达到了mmag级。结果表明，振荡影响日食定时测量。高质量TESS数据的二元模型表明，在偏心（$e$ = 0.049）的分离配置中，三重系统的食分量是双矮星，参数为$M_2$/$M_1$ = 0.995，$R_2$ / $R_1$ = 0.901，$Δ$（$T_{\rm eff,1}$-$T_{\rm eff,2}$）= 12 K。$l_3$ = 0.054的第三个光可能主要来自G型第三伴星。我们预测的视差为1.52 $\pm$ 0.09 mas，与盖亚测量值1.52 $\pm$ 0.05 mas一致。多频分析的外食残差揭示了22个显着的脉动信号：四个在重力模式区域（0.03 $-$ 2.22天$^{-1}$）和18个在压力模式区域（9.19 $-$ 25.12天$^{-1}$）。在低频中，$f_{11}$和$f_{14}$是可被识别为潮汐激发模式的轨道谐波。高频的脉动周期和常数，以及在造父变星不稳定带中的位置表明IM Per的脉动分量是$δ$ Sct变量。
2020-12-21 astro-ph.SR
Physical Properties of the Low-Mass Eclipsing Binary NSVS 02502726
NSVS 02502726是一颗由两颗低质量恒星组成的双线分离食双星。我们在2009年和2011年获得了$BVRI$光度跟踪观测，以测量双星改善的物理性质。每组光变曲线，包括\cCakirli等人给出的2008年数据，同时分析了与以前发表的径向速度曲线使用威尔逊Devinney二进制代码。系统的显著的季节性光变化是令人满意的模拟一个两点模型，每个组件上的一个星点和随时间变化的斑点参数。根据综合模型计算的23个日食时刻和一个历元，对NSVS 02502726的轨道周期进行了研究，发现其周期经历了$-5.9\times10^{-7}$ d yr $^{-1}$的连续减小或周期和半振幅分别为2.51 yrs和0.0011 d的正弦变化。时间的变化可以解释为由于存在看不见的第三个物体而产生的光旅行时间效应，或者是这种效应和通过磁性恒星风制动的角动量损失的组合。两种组分的单个质量和半径确定为$M_1$ =0.689 $\pm$ 0.016 M $_\odot$，$M_2$ =0.341 $\pm$ 0.009 M $_\odot$，$R_1$ =0.707 $\pm$ 0.007 R $_\odot$，$R_2$ =0.657 $\pm$ 0.008 R $_\odot$。结果与\cCakirli等人的结果有很大的不同，主要半径（0.674 $\pm$ 0.006 R $_\odot$）小于…
2012-11-06 astro-ph.SR
The Triply Eclipsing Hierarchical Triple Star KIC002856960
在最近的一项研究中，Armstrong等人在KIC 002856960的{ \it Kepler}公开数据中提出了一个周期约为6.2 h的食双星，其第三次信号每204.2 d出现一次，并提出了三种可能的等级结构：（AB）b，（AB）C和A（BC）。我们分析了{ \it开普勒}的光变曲线，包括第三个光源和一个星点上的每一个二进制组件。结果表明，近食对是在一个低质量的偏心轨道，分离的配置。根据Wilson-Devinney双星模型计算的123个食时，对密近双星的周期研究表明，密近双星的轨道周期经历了正弦变化，其周期和半振幅分别为205 $\pm$ 2 d和0.0021 $\pm$ 0.0002 d。周期的变化是由光的传播时间效应产生的，这是由于在$e_3$ =0.61的偏心轨道上有一个最小质量为$M_3 \sin i_3$ =0.76 M $_\odot$的引力束缚的第三体。这与在我们的光变曲线解中发现的第三光的存在是一致的，并且204.2 d周期的第三信号很可能来自于被近食双星穿过的K型星。KIC 002856960是一个三重食的等级系统，A（BC），由一个包含两颗M型矮星和一颗质量更大的K型矮星的近距离双星组成。第三颗恒星的存在可能在密双星的形成和演化过程中扮演了重要的角色，最终可能会因为角动量的损失而演化成一个接触系统。
2012-11-09 astro-ph.SR
Mapping the accretion disc of the short period eclipsing binary SDSS J0926+3624
本文报道了2012年2月至3月利物浦机器人望远镜在SDSS J 0926 +3624处于静止状态时对该天体的测光时间序列的分析。我们将我们的日食时间中位数与文献中的日食时间中位数相结合，以修正星历，并确认双星周期正在以$\dot{P}=(3.2 \pm 0.4)\times 10^{-13} \, s/s$的速度增加。光变曲线显示没有证据表明在圆盘边缘的一个亮点或超级驼峰产生的轨道驼峰;日食外的平均亮度水平始终低于以前的报道。平均光变曲线的日食图显示了一颗热的白矮星被一个暗淡的、冷的吸积盘所包围，加上沿着气体流轨迹的增强发射，超过了外盘边缘的撞击点，这表明在那个时期发生了气体流溢出/穿透。我们估计一个光盘质量输入率$\dot{M}=(9 \pm 1)\times 10^{-12}\,M_\odot \,yr^{-1}$，超过一个数量级低于预期的保守的质量转移从二进制演化。
2018-05-14 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
Apsidal motion and a light curve solution for thirteen LMC eccentric eclipsing binaries
利用位于智利拉西拉天文台的丹麦1.54米望远镜对大麦云云的13个偏心食双星进行了新的CCD观测。对这些系统的极小值进行了观测，得到了56个新的极小值。这是精确测定拱点运动所必需的。除此之外，从光度数据库OGLE和CANOO中获得了总共436次最小值。分析了这些B型双星极小时刻的（O-C）图，计算了拱点运动参数。用PHOEBE程序拟合了这些体系的光变曲线，给出了光变曲线参数。我们第一次推导出拱点运动的相对短的周期，从21年到107年不等。OGLE-LMC-ECL-07902系统也使用光谱和径向速度进行了分析，得出食分量的质量为6.8和4.4 M0。对于一个系统（OGLE-LMC-ECL-20112），第三体假设也用于描述减去拱点运动后的残差，导致周期约为22年。对于几个系统，还检测到额外的第三光，这使得这些系统怀疑三重性。根据欧洲南方天文台拉西拉天文台丹麦1.54米望远镜收集的数据。
2015-12-14 astro-ph.SR
Long-term Photometric Behavior of the Eclipsing Binary GW Cephei
从2005年开始，连续4年对食双星GW Cep进行了新的CCD测光，并对光变和周期变化作出了合理的解释。所有的历史光变曲线，超过30年的时间间隔，显示惊人的光变化，最好的模型是同时存在的一个冷点和一个热点的更大质量的冷组分恒星。该系统是磁活动的，并且热点一直存在于恒星的内半球，这表明这两个点是由（1）冷恒星上与磁发电机相关的活动和（2）从主要成分到次要成分的质量转移形成的。根据Wilson-Devinney代码和所有其他最小历元的38个光变曲线计时，GW Cep的周期研究表明，轨道周期经历了正弦变化，周期和半振幅分别为32.6 yrs和0.009 d。原则上，这些可能是由第三个天体的光旅行时间效应或至少一个组成恒星的活跃磁循环产生的。因为我们没有发现光度变化和周期变化之间的任何联系，这种变化很可能是由于存在一颗看不见的第三颗伴星，它的最小质量为0.22 $M_\odot$，被引力束缚在食对上。
2009-11-24 astro-ph.SR
The physics of the Applegate mechanism: Eclipsing time variations from magnetic activity
Applegate机制自1992年提出以来，一直被认为是解释各种密近双星凌日变化的潜在内在机制。到目前为止，大多数分析论点都集中在该机制的能量可行性上，而应用相当粗糙的一个或两个区域的规定来描述恒星内部的角动量交换。在本文中，我们提出了迄今为止最详细的方法来描述的物理引起的调制周期的动力学和磁波动。假设中等水平的恒星参数波动，我们发现，由此产生的二进制周期的变化是一个或两个数量级低于RS-CVn类系统中的观测值，支持现有的理论工作的结论，Applegate机制可能不足以产生这些系统中观察到的变化。最有希望的Applegate候选者是低质量后共同包络双星（PCEB），其二进制分离$\lesssim 1~\mathrm{R}_\odot$和二级质量在$0.30~\mathrm{M}_\odot$和$0.36~\mathrm{M}_\odot$范围内。
2018-09-04 astro-ph.SR
