Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra
Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯腾伯格天文研究所）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
对两颗SU UMa型矮新星进行新测光观测，检测到超爆期间的超驼峰并确定其周期和振幅，明确了RZ LMi为ER UMa亚型、KV Dra为WZ Sge亚型，并测定了KV Dra的轨道周期。
2026-06-07 astro-ph.SR
Cepheids with the eyes of photometric space telescopes
近年来，空间测光任务一直在稳步积累对造父变星的观测，导致了一系列新的发现。在这篇简短的评论中，我们总结了早期任务（如WIRE，MOST和CoRoT）以及开普勒和K2任务的最新结果。来自高精度、准连续数据的令人惊讶和迷人的结果包括检测到北极星的振幅增加，以及原始开普勒视场内关于天鹅座V1154的精美细节。我们还简要讨论了K2任务目前的机会，以及TESS太空望远镜关于造父变星的前景。
2017-03-07 astro-ph.SR
An Extensive Photometric Investigation of the W UMa System DK Cyg
DK天鹅座（P = 0.4707）是一个与大熊座W型的食双星系统，它经历了完全的食。收集和利用所有已发表的光电数据，重新检查和更新系统的周期行为。计算出周期显著增加，速率为12.590x10-11天/周期。为该系统计算了新的周期和星历。进行了长期的光度解决方案研究，并计算了光变曲线元素。我们研究了系统的进化状态，使用理论进化模型。
2017-08-17 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
Enhancing Our Knowledge of Northern Cepheids through Photometric Monitoring
正在通过哈利法克斯附近的阿比岭自动观测站的CCD观测和圣玛丽大学伯克-加夫尼观测站的光电测光，定期监测北半球一些已知和新发现的造父变星和有关天体。其中包括北极星，它在其不断增长的光振幅中显示出不寻常的波动，以及短周期，双模造父变星HDE 344787，其振幅小于北极星，以及其他需要额外观测的经典造父变星。观测结果正被用来确定造父变星的基本参数，用于造父变星周期光度关系的银河系校准以及银河系结构的研究。
2009-07-17 astro-ph.SR
Photometric investigations on two totally eclipsing contact binaries: V342 UMa and V509 Cam
通过对V342 UMa的两组完整的$BVR_cI_c$光变曲线和V509 Cam的三组完整的$BVR_cI_c$光变曲线的分析，确定这两个系统都是W-亚型接触双星，并且V342 UMa表现出浅接触构型，而V509 Cam表现出中等接触构型。由于这两颗双星都是全食双星，因此仅由测光光变曲线得到的物理参数是可靠的，同时，根据所有可获得的食时刻，分析了两颗目标的周期变化。我们发现，V342 UMa显示出长期周期减少，减少率为$-1.02(\pm0.54)\times10^{-7}$天/年，V509 Cam显示出长期周期增加，增加率为$3.96(\pm0.90)\times10^{-8}$天/年。守恒质量转移和磁星风引起的AML都可以解释V342 UMa的长期衰减。V509 Cam的长期周期增长可以用质量从质量较小的恒星到质量较大的恒星的质量转移来解释。根据Gaia距离和我们的测光解结果，估计了这两个双星的绝对参数。这种方法可以推广到其他没有径向速度但有可靠光度解的接触双星。讨论了它们的演化状态，发现它们具有与其它W亚型接触系统相同的性质。
2019-05-30 astro-ph.SR
Photometric observations and light curve solutions of the W UMa stars NSVS 2244206, NSVS 908513, CSS J004004.7+385531 and VSX J062624.4+570907
本文给出了四颗W Uma星NSVS 2244206，NSVS 908513，CSS J004004.7+385531，VSX J062624.4+570907的Sloan g'和i'波段测光观测结果。光变曲线的解表明，所有的目标都有过接触的结构，填充因子在0.15-0.26之间。它们的成分为G-K光谱型，几乎处于热接触状态。它们的大小和光度也比较接近：半径比r_2/r_1在0.75-0.90之间，光度比l_2/l_1在0.53-0.63之间。CSSJ004007.7 +385531的光变曲线解的结果暗示了其主要成分的弱边缘暗化效应和系统中可能存在的附加吸收特征。
2016-05-06 astro-ph.SR
Observational studies of Cepheid amplitudes. I - Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes
目的：利用多色测光和视向速度资料，对造父变星的周期振幅关系进行修正。根据U、B、V、R_C和I_C光度带和脉动径向速度变化构造的银河造父变星的可靠P-A图有助于研究以前研究得很少的可观测振幅之间的相互关系。双星度和金属度对观测到的振幅的影响，以及短周期造父变星和长周期造父变星之间的二分法都可以被研究。结果如下：大振幅造父变星与同伴表现出较小的光度振幅平均比孤立的，正如预期的那样，而s-Cepheids脉动rbitrary（虽然小）的振幅。观测到的径向速度与蓝光光度振幅的比值A_V_RAD/A_B并不像理论上预测的那样能很好地指示脉动模式。这可能是由于对一些小振幅造父变星的模式分配不正确造成的，这些造父变星不一定是第一泛音变星。脉动振幅对波长的依赖关系被用来识别造父变星的双重性。20多颗先前被归类为孤立造父变星的恒星现在被怀疑有伴星。在不同波段观测到的光度振幅比证实了正常振幅造父变星之间存在二分法。短周期造父变星和长周期造父变星的分界周期为10.47天。结论：脉动振幅的相互依赖性，振幅参数的周期依赖性，和二分法必须考虑到的约束条件，在造父变星的结构和脉动建模。P-L关系的研究必须符合10.47的中断，而不是目前使用的“方便”值10天。
2009-08-25 astro-ph.SR
BV(RI)c photometric study of three variable PMS stars in the field of V733 Cephei
本文报告了2007年2月至2020年1月期间收集的三颗主序前变星的第一次长期BV（RI）c测光CCD观测结果。研究的恒星位于仙王座OB3星协中PMS星V733 Cep的区域。我们研究中的所有恒星在全光学通带中都表现出快速的光度变化。在本文中，我们描述和讨论这些恒星的光度行为和它们的变化的可能原因。在两颗恒星的光变化中，我们发现了周期性。
2020-06-03 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Asymptotic Giant Branch Star T Cephei
本研究针对渐近巨星支恒星T Cephei，在2022年其387天脉动周期的36个夜晚同步获取光谱与测光数据，用测光校准光谱绝对流量，揭示了一个完整脉动周期内多类天体物理参数的变化规律。
2023-11-30 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations of the 2014 eclipse of the complex binary EE Cephei
我们报告了2014年EE Cep日食的光度和光谱观测。这被证明是有记录以来最浅的日食之一，而不是预测的最深的日食之一。这次日食的光变曲线大致形状与2003年日食相似。食前后的光谱型与B5 Ⅲ一致，食中时稍晚。整个日食期间，Hα发射线的总通量保持相对恒定。
2014-12-16 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the S-type Mira V667 Cassiopeiae and the Carbon Star OR Cephei
本文通过2022年一个脉动周期内的光谱与光度观测，研究了S型米拉变星仙后座V667和碳星仙王座OR的星等、色指数、光谱分类及氢发射线绝对流量随脉动相位的变化。
2024-07-01 astro-ph.SR
Photometric Observations and Period Analysis of an SU UMa-type Dwarf Nova, MASTER OT J004527.52+503213.8
MASTER OT J004527.52 + 503213.8（以下简称MASTER J004527）是MASTER计划在2013年发现的一颗矮新星。在2020年10月24日18：20 UTC，该物体的增亮报告给vsnet-alert（24843由Denisenko）。这是超级爆发被发现后的第二次报告。在警报发出后不久至2020年11月4日，冈山理科大学天文台使用23.5厘米施密特-卡塞格伦望远镜进行了测光观测。在这项工作中，我们提出了我们的观测光度数据，并分析了2020年爆发期间MASTER J004527的光变曲线。提出了一种利用多项式拟合确定超级峰周期的方法，该方法适用于含有大量缺失数据的光变曲线。除了我们自己的数据，我们还结合了其他所有的天空调查数据的爆发，以更好地了解超级驼峰的属性。根据我们的观测，我们得出结论，MASTER J004527是一个SU UMa型矮新星，因为没有早期的超级驼峰发生。
2023-03-25 astro-ph.SR
Long-term photometric study of a faint W UMa binary in the direction of M31
我们对1998年至2002年期间在奈尼塔尔微透镜巡天中拍摄的Cousin RI波段的光度数据进行了重新分析，目的是探测M31方向的引力微透镜事件。在这里，我们做光度分析的微弱W UMa二进制CSS_J 004259. 3 +410629中确定的目标领域。这颗恒星的轨道周期是0.266402+/-0.000018天。测得光度质量比q为0.28+/-0.01。用Wilson-Devinney程序研究了光度光变曲线，并根据Rc带数据，用经验关系式确定了绝对参数，该关系式提供了双星的质量和半径为M1 = 1.19+/-0.09 Msun，M2 = 0.33+/-0.02 Msun和R1 = 1.02+/-0.04 Rsun，R2 = 0.58+/-0.08 Rsun。通过分析Ic带数据发现几乎相似的值。从光度学的光变曲线检查，这颗恒星被认为是一颗A-亚型的低质量比过接触双星，具有约47%的高填充因子。发现该双星系统的距离约为2.64+/-0.03 kpc，两个组成部分之间的距离为2.01+/-0.05 Rsun。
2017-07-28 astro-ph.SR
Miscellaneous photometric variations in cataclysmic variables: V455 And, SS Cyg, AQ Men, LQ Peg, RW Tri and UX UMa
激变变星是恒星中光度最不稳定的恒星之一，在千年到秒的所有时间尺度上都表现出光的变化。文献中充满了关于各种现象的报告，这些现象在被接受为既定事实之前往往需要独立的证实。在这篇文章中，我调查了在六个激变变星中观察到的杂项变星特征的帐户，为此目的，主要是利用档案数据，其中大部分在过去没有被详细研究过，并用一些新的观察结果补充这些数据。这使得确认和扩展了这些恒星的光变曲线中一些迄今尚未确认的特征，以及对其他一些特征的否定，而在其他情况下，对以前论文中提出的问题的明确答案是不可能的。
2020-02-14 astro-ph.SR
Spectroscopic and photometric study of the Mira stars SU Camelopardalis and RY Cephei
Miras是迷人的恒星。它们大气中的卡帕机制驱动着脉动，而脉动会改变它们的光度亮度、表观光谱类型和有效温度。这些脉动还驱动光谱中巴耳末发射线的形成。这种行为可以用小型望远镜观察和研究。我们报告了一个为期三年的项目相结合的光谱学和光度学分析的Mira恒星SU凸轮和RY Cep的行为，并描述了他们的亮度，颜色，光谱类型，有效温度和巴尔末发射变化超过四个脉动周期。
2021-07-27 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the overcontact binary MQ UMa with an additional component
利用Wilson-Devinney（W-D）程序对MQ Uma的第一个VRc-Ic带光变曲线进行了分析。发现MQ UMa是一个A型接触双星，具有高填充率（f= 82%）和低质量比（q = 0：195），表明它处于晚型潮锁双星的晚期演化阶段。估算了主星和次星的质量，并将它们的演化状态置于H-R图中。W-D解还表明，MQ UMa可能是一个带有F5 V型附加组件的三重系统。收集了16个高填充、低质量比过接触双星的样本，并讨论了它们可能的演化方案。利用最近观测到的5次光极小值，结合文献资料，发现O-C曲线呈周期性变化。循环周期的变化还揭示了第三分量的存在，这可能是通过从中心系统中提取角动量，在该双星系统的形成和演化中发挥重要作用。
2016-07-31 astro-ph.SR
BVRI Photometric and Polarimetric studies of W UMa type Eclipsing Binary FO Hydra
本文分析了接触双星水螅FO（FO Hya）的测光和偏振观测结果。系统的计算周期为0.469556+/-0.000003天。O-C曲线分析表明，其周期增加了5.77 × 10 ^{-8}天/年^{-1}。用Wilson-Devinney程序（WD）分析了光变曲线。分析表明，FO Hya是W UMa型接触双星的B亚型。主分量和次分量的半径和质量分别为R_1 = 1.62+/-0.03R_sun，R_2 = 0.91+/-0.02R_sun，M_1 = 1.31+/-0.07M_sun，M_2 = 0.31+/-0.11M_sun。光变曲线形状在主极大值和次极大值周围显示出小的不对称性。这可能是由于组件上存在黑点。偏振观测得出的B、V、R和I波段的偏振平均值分别为0.18+/-0.03%，0.15 +/-0.03%，0.17 +/-0.02%和0.15+/-0.02%。这些值明显低于WUMa型双星的典型偏振。我们已经讨论了所观察到的偏振的可能来源，但为了得到明确的答案，需要更多的锁相观测。
2012-11-12 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of three bright southern Cepheids
我们提出了一个分析的光谱径向速度和光度数据的三个明亮的银河系造父变星：LR三角南（LR TrA），RZ Velorum（RZ Vel），和BG Velorum（BG Vel）。根据新的径向速度数据，这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。峰-峰径向速度振幅与光度振幅的比值表明LR TrA和BG Vel存在伴星。IUE谱表明RZ Vel和BG Vel的伴星不可能是热星。对所有测光数据的分析表明，RZ Vel和BG Vel的脉动周期单调变化，这是由于恒星演化。此外，最长的周期造父变星在这个样本中，RZ Vel，显示周期波动叠加在单调的周期增加。光时间效应的解释所观察到的图案需要长期的光度监测这造父变星。LR TrA的脉动周期自发现亮度变化以来一直保持恒定。利用统计数据，它还表明，大量的光谱双星仍然有待发现明亮的经典造父变星。
2013-08-08 astro-ph.SR
Photometric analysis of the dwarf nova SU UMa based on TESS
本研究利用TESS观测数据对矮新星SU UMa进行测光分析，解析了超级爆发的超亮斑演化三阶段与周期，估算了质量比，发现了吸积盘进动相关振荡及不同状态下的超长周期准周期振荡特征。
2024-05-20 astro-ph.SR
Cepheid investigations in the era of space photometric missions
造父变星是各种主题的关键对象，从恒星脉动和中等质量恒星的演化到通过它们提供的距离测量来理解银河系和宇宙的结构。流体动力学计算的发展，大型地面测量的发布，以及连续的空间测光的出现，在过去的几年里揭示了许多关于这些恒星的令人困惑的现象。在本文中，我收集了一些重要的和新的成果的主题的距离测量和二进制调查。我还总结了最近发现的光的变化，如倍周期，调制，低振幅的附加模式，周期抖动和颗粒的迹象，并讨论了新的机会，目前和未来的空间任务将为我们提供。
2017-05-04 astro-ph.SR
CCD photometric study of the W UMa-type binary II CMa in the field of Berkeley 33
本文给出了中年疏散星团Berkeley 33视场中的一颗接触星--EW型双星II CMa的CCD测光数据。获得了完整的R光曲线。本文利用CCD观测到的5个光极小期（其中3个由Mazur等（1993）的资料计算，2个由我们的新资料计算），将轨道周期P修正为0.22919704天。通过使用2003版W-D（Wilson-Devinney）程序分析完整的R光曲线。发现这是具有质量比$q=0.9$和接触因子$f=4.1%$的接触系统。高质量比（$q=0.9$）和低接触因子（$f=4.1%$）表明体系刚刚进入边缘接触阶段。
2011-03-10 astro-ph.SR
The first four-color photometric investigation of the W UMa type contact binary V868 Mon
使用2013版的Wilson-Devinney方法，给出并分析了V868 Mon在$B$ $V$ $R_c$和$I_c$波段的第一个四色光变曲线。发现V868 Mon是一个A亚型接触双星（f= $58.9\,\%$），两个组分之间的温差为916 $K$。利用作者确定的8个新的最小光时，结合文献中收集的最小光时，发现$O$ - $C$曲线的总趋势是向上的抛物线变化，对应于轨道周期以$dP/dt=9.38\times{10^{-7}}day\cdot year^{-1}$的速率长期增加。这种连续增加可能是由于质量从质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移引起的。
2016-08-01 astro-ph.SR
DD Mon and XY UMa: CCD Photometry and modelling of two close binary systems with solar-type components
本文介绍了我们对密近双星DD Mon和XY UMa在B、V、R和I波段的地基CCD观测结果。的光变曲线进行了分析，使用威尔逊Devinney代码（W-D）的几何和光度元素的系统的推导。我们比较的光度和光谱的质量比确定在这些二进制文件的方法，作为一个功能的所有典型的困难，出现在分析这样的系统（光变曲线不对称性，第三光等）。最后，本文提出了一个新的食双星系统XY UMa的黑子模型，它属于RS CVn型活动双星。
2009-10-15 astro-ph.SR
The photometric investigation of the newly discovered W UMa type binary system GSC 03122-02426
用Wilson-Devinney（W-D）程序计算并分析了新发现的双星系统\astrobj{GSC 03122-02426}的$B$ $V$ $R_c$ $I_c$带光变曲线。结果表明，二元系统的质量比为$q = 2.70$，质量较小的组分比质量较大的组分热$422K$.结果表明，\astrobj{GSC 03122-02426}是一个W型浅接触（接触度为$f = 15.3\,\%$）二元体系。它可能是一个新形成的接触双星系统，只是几何接触，并将演化为热接触双星系统。高轨道倾角（$i = 81.6^{\circ}$）意味着\astrobj{GSC 03122-02426}是一个日全食双星系统，我们得到的光度参数是相当可靠的。我们还估算了\astrobj{GSC 03122-02426}中两个组分的绝对物理参数，这将为接触双星系统的研究提供基础信息。讨论了\astrobj{GSC 03122-02426}的形成和演化过程。
2016-08-03 astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of the Cepheids X Puppis and XX Sagittarii
本文分析了两颗明亮的造父变星船尾座X和人马座XX的光度和光谱数据。根据文献中的数据以及自己75年的观测，我们得出结论，这两个造父变星都属于光谱双星系统。然而，这些数据不足以确定轨道周期或轨道的其他要素。这一发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。测光结果表明，X Pup的脉动周期持续增加，Δ P=0.007559 d/century，可能是由恒星演化引起的。XX Sgr的脉动周期在过去的100年里是非常稳定的。
2012-10-18 astro-ph.SR
Determination of the iron content of Cepheids from the shape of their light curves
本文研究了短周期经典造父变星B、V、R_C和I_C波段光变曲线的傅立叶振幅比R_21和R_31与金属丰度的关系。根据现有的光度和光谱数据，我们确定了大气铁丰度，[Fe/H]和傅立叶参数之间的关系。使用这些关系，我们计算了光度[Fe/H]值的所有程序造父变星的平均精度为0.15 dex。其中14颗恒星的光谱铁丰度以前是未知的。这些经验结果提供了一种替代方法来确定经典造父变星的铁丰度，这些造父变星太微弱而无法进行光谱观测。我们还检查了两个麦哲伦星云的贫金属造父变星是否遵循相同的关系，并且发现了很好的一致性。
2013-07-31 astro-ph.SR
New Ccd Photometric Observations Of W-Uma Eclipsing Binary Nsv 5904 Using The 1.88-M Kottamia Telescope, Egypt
2009年5月，利用Kottamia天文台1.88 m望远镜在光学质量测试和调整阶段的CCD观测数据，构造了食双星NSV 5904的新的BVR光变曲线。根据这些光变曲线确定了新的极小期和历元。利用Binary Maker 3.0（BM 3）软件包，初步确定了NSV 5904的光度轨道和物理参数。
2012-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
CCD Photometric Investigation of A W UMa-Type Binary GSC 0763-0572
用修正的轨道周期检验了A型W UMa双星GSC 0763-0572的光度解。发现过接触度为$f$ = 40.66%，具有低质量比$q$ = 0.2554。结果表明轨道周期明显增加，相对周期变化为$ΔP\slash P = +5.69\times10^{-7} $ d yr $^{-1}$。这表明GSC 0763-0572正在经历从次要组分到主要组分的质量转移过程，对于保守的质量转移模型，相对质量变化率为$Δ$ $m_1$ $\slash$ $m$ $=+5.18\times10^{-8}$ yr $^{-1}$。我们发现GSC 0763-0572可能会转变成一个快速旋转的恒星，如果总的自旋角动量增加，直到它大于三分之一的轨道角动量，而不打破接触配置。
2012-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Photometric Contamination in Key Observations of Cepheids in the Benchmark Galaxy IC 1613
这项研究的目的是提高人们对光度污染（拥挤/混合）的有害影响的认识，因为它可以传播到宇宙距离尺度的不良系统偏移。最新的银河系造父变星W_VIc和斯皮策校准被用来确定IC 1613和NGC 6822中经典造父变星的距离，从而使光度污染的影响能够与金属丰度一起评估。IC 1613中造父变星的距离（W_VIc，[3.6]）表现出银河系的依赖性，因此靠近核心的造父变星看起来（虚假地）太亮（r_g <2 '）。这种效应归因于邻近恒星（未分辨）的光度污染，因为恒星密度和表面亮度可能会随着银河系距离的减小而增加。对于占据NGC 6822的造父变星的比较样本来说，这种影响相对难以辨别，部分原因是该样本比贫金属星系IC 1613更近。每个星系中相对未受污染的造父变星的W_VIc和[3.6]距离是相当的，从而证实了这些波段中的周期-星等关系（莱维特定律）对金属丰度（d[Fe/H] ~ 1）相对不敏感。
2014-09-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photometric analysis of three totally eclipsing W UMa stars with increasing periods: TYC 3700-1384-1, V1511 Her and V1179 Her
本文首次给出了食全食WUma星TYC 3700-1384-1、V1511 Her和V1179 Her的多色光变曲线模型和周期研究。这三颗恒星都是光谱类型为F的A-亚型W UMa星。光变曲线解显示TYC 3700-1384-1具有q = 0.182 +/- 0.001的适度低质量比和f = 49%的过度接触度。对于V1179 Her，推导出质量比q = 0.153 +/- 0.001和过接触度f = 48%。V1511 Her的解是不确定的，然而质量比预期在0.13 < q < 0.15之间。考虑到能量转移的主要组成部分，与零年龄的主序星的演化状态进行了比较。TYC 3700-1384-1的主要成分与主序列吻合良好，而V1179 Her则更进化。周期研究表明，TYC 3700-1384-1、V1511 Her和V1179 Her的周期都在以dP/dt = 6.1 × 10 - 7 d/yr、dP/dt = 5.0 × 10 - 7 d/yr和dP/dt = 9.6 × 10 -7 d/yr的速率持续增加。根据这些周期变化得出的TYC 3700-1384-1和V1179 Her的估计传质速率分别为1.6x10-7 solMass/yr和1.9x10-7 solMass/yr。
2020-12-22 astro-ph.SR
Combining BRITE and ground-based photometry for the Beta Cephei star Nu Eridani: impact on photometric pulsation mode identification and detection of several g modes
我们同时报告了一个基于地面和空间的光度研究的造父β星Nu波江座。组成BRITE星座的五颗卫星中的四颗已经进行了半年的观测，并辅以地面光电测光。我们表明，仔细结合这两个数据集几乎消除了混淆的问题，往往阻碍了时间序列分析。我们在光变曲线中检测到恒星固有的40个周期信号。尽管较低的检测限，我们没有恢复所有的压力和混合模式以前在文献中报道，但我们新检测到6个额外的重力模式。这种行为是脉动幅度的时间变化的结果，我们也检测到的一些p模式。我们指出，理论上预测的脉动振幅对波长的依赖性是陡峭的视觉通带比那些观测测量，在一定程度上，三个主要的脉动模式的波江座将被错误地识别使用的数据，仅在光学滤波器。我们讨论这种差异的可能原因。
2016-09-29 astro-ph.SR
Photometric and period investigation of the late F-type overcontact binary II UMa
II UMa是一颗晚期F型（F5）接触双星，有一颗近距离的第三级和一颗远距离的视伴星。根据II UMa的四色（$B$ $V$ $R_c$ $I_c$）光变曲线解，它是一个高填充（f= $86.6\,\%$）、低质量比（$q = 0.172$）的接触双星系统，表明它处于晚型潮锁双星演化的晚期。主星和伴星的质量分别为$M_1 = 1.99M_\odot$，$M_2 = 0.34M_\odot$。主星是从ZAMS演化而来，但仍在TAMS之前，而次星则更加演化。考虑到通过光谱观测获得的质量比（$M_3/M_1 = 0.67$），近端三级的质量估计为$M_3 = 1.34M_\odot$。首次研究了双星系统的周期变化。根据拟合计算的（$O$ - $C$）曲线分析，确定以$dP/dt=4.88\times{10^{-7}}day\cdot year^{-1}$的速率的连续周期增加。它可能只是周期变化的一部分，也可能是周期变化和抛物线变化的组合。需要更多次的最小光照来证实这一点。第三分量的存在可能通过在预接触阶段从中心系统汲取角动量而在该双星系统的形成和演化中发挥重要作用。
2016-08-03 astro-ph.SR
An asteroseismic study of the Southern $β$ Cephei star \astrobj{ALS 3721}
我们提出了一个新的调查结果，旨在确定南部的$β$仙王座恒星ALS 3721的脉动特性。2011年在南非的南非天文台获得了分光和多色光度数据。频率分析表明，ALS 3721的振荡可以归因于两个具有较高显著性的主频率。恒星参数和投影旋转速度得到的光谱也被用来执行光度模式识别。为了确定球谐度（$l$），遵循的主要方法是通过比较在不同通带中观测到的光振幅比与从非绝热脉动模型计算的光振幅比。因此，在一般情况下，在预期的$β$ Cephei范围内发现了与频率对应的球谐度。
2013-01-16 astro-ph.SR
A Multicolour Photometric Study of the neglected eclipsing binary FT Ursae Majoris
2010年获得了被忽视的食双星大熊座FT（FT Uma）的多色测光观测。采用2003年版Wilson-Devinney程序同时分析了$B$、$V$和$R$三条谱带的光变曲线。基于Pribulla等人发表的光谱质量比$q=0.984$，发现FTUMa是一个演化的接触双星，接触度为15.3%。光变化的低幅度$\sim 0.15$ mag主要由$i=62.^{\circ}80$的适度低的倾斜角和尺寸上几乎相同的组分引起，而不是第三组分的光稀释，第三组分仅贡献$\sim 10%$的光
2011-06-09 astro-ph.SR
A CCD photometric study of the late type contact binary EK Comae Berenices
本文介绍了利用印度吉拉瓦里天文台的2米望远镜对W UMa型接触双星EK Comae Berenices进行的CCD测光观测。这颗恒星被\citet{sam1996}归类为W UMa型双星，子类型为W。新的V波段光度观测显示，光变曲线的形状与\citet{sam1996}观测到的有很大的不同。通过对该恒星高精度CCD测光观测得到的光变曲线的详细分析表明，后发座EK不是W型，而是A型的全蚀W UMa接触双星。光度质量比测定为0.349 $\pm$ 0.005。得到了该二元系统的组分间的温度差为$ΔT = 141 \pm 10 $ K，轨道倾角为$i [^{o}] = 89.800 \pm 0.075$。利用零年龄主序星的标准质光关系，估算了它们的质量、半径和光度的绝对值。这颗恒星表现出O'Connell效应，在主极大值和次极大值周围的光变曲线形状不对称。观察到的O'Connell效应是由主成分上存在的热点解释的。
2010-04-30 astro-ph.SR
The Photometric Study of Six W UMa Systems and Investigation of the Mass-Radius Relations for Contact Binary Stars
本文介绍了六个短周期系统（EI Oct，V336 TrA，NX Boo，V356 Boo，PS Boo和V2282 Cyg）的光度分析。这是除V336 TrA之外的这些系统的第一次光度分析。在北半球和南半球的三个观测站进行了27个夜晚的观测。我们计算了一个新的星历为每个系统使用我们的最小时间和额外的文献。利用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法确定了系统的食时变化趋势。我们发现V336 TrA和PS Boo的轨道可能会增长;其他四个系统的轨道周期变化呈线性趋势，这很可能是由于其线性星历参数中测量误差的积累。使用具有MCMC方法的Physics of Phosphosing Binaries（PHOEBE）2.3.59版本代码进行光变曲线分析。通过使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）视差计算系统的绝对参数。系统的位置也在Hertzsprung-Russell（H-R）图和$logJ_0-logM$图上描述。根据一个实例，给出了接触双星的质量-半径关系式。在WUMa系统中，质量比和半径比之间也有很强的关系，我们也提供了一个新的关系。我们将本研究中的M-R更新关系与使用光谱方法获得的其他研究中的七个系统进行了比较。此外，我们估计了1734电子战系统的一些绝对参数，根据新的关系。
2022-05-12 astro-ph.SR
CORS Baade-Wesselink method in the Walraven photometric system: the Period-Radius and the Period-Luminosity relation of Classical Cepheids
我们提出了一个新的推导CORS Baade-Wesselink方法在Walraven测光系统。我们解决了完整的Baade-Wesselink方程通过校准表面亮度函数与最近的网格大气模型。采用新的方法来估计的平均半径的样本的银河造父变星，这是可用的精确的光变曲线在Walraven波段。目前的半径同意，在误差范围内，很好地与造父变星半径的基础上，最近的光学和近红外干涉测量。我们还使用两个不同的值（p=1.36，p=1.27）测试了投影因子对周期-半径关系的影响，这些值包含了文献中可用的估计值。我们发现，我们的周期半径关系与最近文献中类似的经验和理论周期半径关系的一致性，通过将投影因子从p=1.36改变为p=1.27来改善。我们的周期-半径关系为log（R）=（0.75 \pm 0.03）log（P）+（1.10 \pm 0.03），rms=0.03 dex。由于对所选造父变星的有效温度进行了准确估计，我们还推导出了V波段的周期-亮度关系，并发现Mv=（-2.78 \pm 0.11）log（P）+（-1.42 \pm 0.11），其中rms=0.13 mag，p=1.27。它与文献中最近的结果相当吻合，而p=1.36的关系偏离超过2 σ。我们的结论是，即使考虑到所获得的周期-亮度关系的固有色散，这是大致相同的数量级的投影因子的影响，本文的结果似乎有利于值p = 1.27。
2010-12-20 astro-ph.SR
Photometric Observations of the Young Cluster Variable GM Cephei
我们提出我们的测光观测GM Cep，太阳型变量在年轻（~4百万年）疏散星团Trumpler 37。这颗恒星被认为是一颗经典的金牛座T型恒星，具有星周盘和活跃的吸积作用。GM\，Cep被怀疑经历了爆发，因此是EXor型变量的候选者。在我们2010-2011年的监测活动中，GM Cep在R波段经历了约0.82等的亮度下降，持续了39天，以及频繁的，短暂的耀斑样事件，振幅< 1等，每次持续约10天。增亮伴随着更蓝的颜色，可能是由于增加的吸积活动。有趣的是，这颗恒星在衰落阶段也变得更蓝。结合AAVSO和文献资料，我们发现衰落事件的准周期周期约为311天。一种可能的褪色机制可能是恒星周围的一团尘埃造成的。因此，我们认为GM Cep应该是一个UXor型变量之间的过渡阶段的颗粒凝聚和星子形成过程中的拱盘。
2012-02-23 astro-ph.SR
Statistics of 700 individually studied W UMa stars
我们对通过Roche模型光变曲线合成得出的W UMa星恒星和轨道参数的最大书目汇编进行了统计研究。该汇编包括来自450多个不同出版物的近700个单独调查的对象。其中近70%的样本是由过去十年中观测到的恒星组成的，这些恒星在以前的统计研究中没有被考虑过。我们估计了编目恒星的年龄，模拟了它们的周期，质量比，温度和其他量的分布，并将它们与CRTS，LAMOST和盖亚档案的数据进行了比较。由于只有一小部分的样品有径向速度曲线，我们检查的光度质量比的可靠性，在全蚀和部分食系统，发现全蚀W UMa星的光度质量比具有相同的参数分布与光谱质量比。大多数具有可靠参数的恒星质量比低于0.5，轨道周期短于0.5天。具有较长周期和温度高于7000 K的恒星作为异常值而突出，不应该被标记为WUMA双星。收集的数据可在https://wumacat.aob.rs上作为在线数据库查阅。
2021-03-11 astro-ph.SR
Photometric studies of two W UMa type variables in the field of distant open cluster NGC6866
我们提出的光度分析的两个W UMA型双星的领域中确定的遥远的疏散星团NGC 6866。虽然这些系统，即ID 487和ID 494，在Joshi et al.（2012）中有报道，但对这些恒星的详细研究尚未进行。这两颗恒星的轨道周期分别为0.415110+/-0.000001天和0.366709+/-0.000004天。基于光度和红外颜色，我们发现它们各自的光谱类型为K 0和K3。这两颗恒星的光度变化都显示出O 'Connell效应，这可以通过在次级分量上使用暗点来解释。使用Wilson-Devinney（WD）代码和Gazeas（2009）给出的关系分析了V和I波段光变曲线，得出恒星ID 487的主要和次要成分的半径和质量为R1 = 1.24+/-0.01 Rsun，R2 = 1.11+/-0.02 Rsun，M1 = 1.24+/-0.02 Msun，M2 = 0.96+/-0.05 Msun，对于恒星ID 494，R1 = 1.22+/-0.02 Rsun，R2 = 0.81+/-0.01 Rsun，M1 = 1.20+/-0.06 Msun，M2 = 0.47+/-0.01 Msun。
2016-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstruction of Cepheid Radial Velocity Curves from the shape of the V-band Light Curves
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞吉-巴黎大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（法智利天文学联合实验室，IRL 3386，法国国家科学研究中心）；Universidad de Concepción, Departamento Astronomía（康塞普西翁大学，天文学系）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（高级研究所，塔拉帕卡大学）
本文提出基于光变曲线形状和脉动周期重建造父星径向速度曲线的方法，通过分析光变和径向速度傅里叶参数的关联，实现了高精度重建，精度达1%以内。
2026-03-12 astro-ph.SR
Light Curve Analysis Of W-uma Type Binary Systems Rz Umi, Oq Uma, Lp Uma
本研究对三个W UMa型相接双星进行高质量光学测光观测，采用Djurasevic逆问题法和含斑点的Roche模型分析光变曲线，推导基本参数并构建三维模型以解释光变不对称性。
2025-07-01 astro-ph.SR
Light curve modeling of four short-period W UMa binaries
我们使用广泛的模型网格来估计四个部分食W UMa接触双星的周期截止附近的全球参数。所有四个系统都由K型主序星和M型次级主序星组成，由于能量通过共同的包层传递，它们的质量显得不足。四颗恒星中有三颗表现出光变曲线的不对称性，这可以用磁场活动来解释，并用黑点来建模。我们讨论的光度质量比的可靠性和推导出的绝对参数的范围内的全食或偏食，并将它们与一个样本的完全食短周期W UMA系统从文献中。
2023-02-01 astro-ph.SR
An extended theoretical scenario for Classical Cepheids. I. Modeling Galactic Cepheids in the Gaia photometric system
我们提出了一个新的扩展和详细的一套模型的经典造父变星在太阳化学成分（$Z=0.02$，$Y=0.28$）的基础上测试良好的非线性流体动力学方法。为了模拟可能依赖于关键的假设，如中央氦燃烧中等质量恒星的质量-亮度关系或超绝热对流的效率，模型集计算通过改变不仅脉动模式和恒星质量，但也质量-亮度关系和混合长度参数，用于关闭系统的非线性流体动力学和对流方程。的依赖性的预测边界的不稳定带以及光和径向速度曲线上的假设的质量-亮度和效率的超绝热对流进行了讨论。计算了非线性周期-质量-亮度-温度、周期-半径和周期-质量-半径关系。在Gaia滤波器$G$、$G_{BP}$和$G_{BR}$中转换了基波和第一泛音模的辐射热光变曲线的理论图谱，并导出了相应的平均星等。最后，第一个理论周期亮度颜色和周期Wesenlaxes的关系，在盖亚过滤器提供和由此产生的理论计算结果与盖亚数据发布2结果的基本和第一泛音银河造父变星进行比较。
2020-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of the spectroscopic binary nature of six southern Cepheids
我们提出了六个明亮的银河系造父变星的光度和光谱数据的分析：船底座GH，V419半人马座，V898半人马座，船尾座AD，人马座AY，和ST Velorum。根据新的径向速度数据（在某些情况下补充了文献中的早期数据），这些造父变星被发现是光谱双星系统的成员。V898 Cen是已知的造父变星双星中轨道径向速度振幅最大的一颗（> 40 km/s）。这些数据不足以确定这些新的光谱双星的轨道周期或其他轨道要素。这些发现证实了经典造父变星中双星出现频率很高的说法，这是在校准造父变星的周期光度关系时要考虑的一个事实。我们还收集了所有可用的测光数据，揭示了AD Pup的脉动周期，在这个样本中最长的造父变星，是不断增加的Δ P = 0.004567 d/世纪，可能是由恒星演化。叠加在AD Pup的抛物线O-C图上的波形图案很可能是由双星系统中的光时效应引起的。ST Vel也以持续增加的周期脉动。其他四颗造父变星的特征是在过去的半个世纪里具有稳定的脉动周期。
2013-01-31 astro-ph.SR
Orbit determination for the binary Cepheid V1344 Aql
本研究针对双星造父变星V1344 Aql，结合新观测与已发表的光谱、测光数据，通过分离脉动与轨道视向速度变化、$\chi^2$最小化方法，首次测定其轨道周期约34.6年、偏心率0.22，并更新了脉动周期，为造父变星周光关系定标提供支撑。
2023-10-16 astro-ph.SR
TESS observations of Cepheid stars: first light results
我们提出了第一次分析的造父变星观测的TESS空间任务在部门1至5。我们的样本由25个变星组成：10个基模，3个泛音和2个双模经典造父变星，加上3个II型和7个反常造父变星。这些目标是从不同恒星密度的区域中选择的，包括银河系和麦哲伦星系。三个目标具有TESS科学处理操作中心提供的2分钟节奏光变曲线：对于其余目标，我们使用自己的差分光度计FISH管道从全帧图像中准备了自定义光变曲线。我们的主要目标是探索TESS关于造父变星各种亚型的潜力和局限性。我们检测到许多低幅度的功能：弱调制，周期抖动，由于光时效应的时序变化。我们还报告了非径向模式的迹象，并首次发现了这种模式在一个异常的造父变星，泛音星XZ Cet，然后我们证实了地面的测光测量。我们准备了一个自定义的光度解决方案，以尽量减少饱和效应在明亮的基本模式经典造父变星，$β$多尔与lightkurve软件，我们揭示了强有力的证据，周期到周期的变化，在恒星。然而，在一些情况下，脉动的波动无法与仪器效应区分开来，例如来自附近污染源的污染，这种污染也因部门而异。最后，我们将讨论如何精确的光变曲线的形状将是至关重要的，不仅用于分类的目的，而且要确定这些恒星的物理性质。
2020-12-17 astro-ph.SR
On supercycle lengths of active SU UMa stars
我们进行了详细的分析，广泛的光度观测的样本最活跃的矮新星，即SU UMa星的特点是超周期长度短于120天。我们发现的观测证据表明，在过去的几十年里，这些天体的超循环长度一直在不断增加，这表明它们的平均质量传递速率在这段时间里一直在下降。这似乎是这类恒星的共同特征。我们在每种情况下提出的数值结果，并估计这些系统的未来发展的时间尺度。这项研究在矮新星和其他灾难性变星的演化背景下是重要的。
2013-03-25 astro-ph.SR
Discovery of a W UMa type binary GSC 03553-00845
在对凌日系外行星的观测中，我们发现了一颗新的W UMa型双星GSC 03553-00845。利用山东大学威海天文台的1米望远镜进行了观测。测定完整的BVR光曲线。用W-D程序分析了光变曲线。测光结果表明，GSC 03553-00845是W亚型W UMa型二元体系，质量比q=2.904，是一个过接触二元体系，接触度f=29.5%，组分间温差小（ΔT=206 K，表明组分间热接触良好）。需要对GSC 03553-00845进行更多的观测，以分析光变曲线变化和轨道周期变化。
2014-09-08 astro-ph.SR
V470 Cas and GSC 2901-00089, Two New Double-mode Cepheids
我们提出了一个测光研究的两个新的双模造父变星，脉动的第一和第二泛音模式：V470 Cas和GSC 2901-00089。为了检索双模式变异性，我们使用了ROTSE-I/NSVS和SuperWASP在线公共档案中的所有可用观测结果。我们在约翰逊系统中的B，V和R波段的多色CCD观测证实了这些变量的双重周期性。我们研究两颗星的周期变化，第一泛音周期的变化被可靠地检测到。此外，我们考虑了银河系1 O/2 O造父变星的彼得森图。
2016-05-04 astro-ph.SR
Phenomenological Parameters of the Prototype Eclipsing Binaries Algol, $β$ Lyrae and W UMa
利用计算机程序的专家复合体确定了作为EA、EB和EW系统原型的食双星的唯象参数，实现了NAV（“New Algol Variable”）算法（Andronov 2010，2012）及其可能的修改进行了讨论，以及在光度观测的情况下，系统的一些物理参数的估计约束，如日食的程度、组件的平均表面亮度的比率。大陵五、$β$天琴座和乌玛的食半时长分别为0.0617（7）、0.1092（18）和0.1015（7）。亮度比为6.8 $\pm$ 1.0、4.9 $\pm$ 1.0和1.15 $\pm$ 0.13。这些结果表明，不仅在EA（通常认为）中，而且在EB和EW型系统中，食都有明显的开始和结束。该算法可用于新发现的（或研究较少的）食变星的分类和研究。
2016-12-10 astro-ph.SR
BSN-VIII: Detailed Photometric Modeling of Ten W UMa Contact Binaries and a Revised Empirical Period-Mass Relationship
Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台）；Raderon AI Lab.（雷顿人工智能实验室）；University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Shandong University（山东大学）；Société Astronomique de France（法国天文学会）
本研究对10个W UMa型相接双星开展测光分析，结合多台站观测与TESS数据，用BSN建模并修正了短周期相接双星的经验周期-质量关系，揭示了轨道周期变化的成因。
2026-08-31 astro-ph.SR
The 2003-4 multisite photometric campaign for the Beta Cephei and eclipsing star 16 (EN) Lacertae with an Appendix on 2 Andromedae, the variable comparison star
报道了一次对仙王座β和蝎虎座16的多点测光活动。在185个夜晚，使用10台望远镜获得了749小时的高质量差分光电斯特罗姆格伦、约翰逊和日内瓦时间序列测光。在去除脉动贡献之后，尝试通过计算机程序EBOP来求解由此产生的食光曲线。虽然没有得到唯一的解，但通过比较赫兹-罗素图中次级分量的计算位置与进化轨迹，可以限制解的范围。对于三个高振幅的脉动模式，uvy和日内瓦UBG振幅比的推导和比较与球谐度l <= 4的理论。最高的程度，l = 4，被证明是不符合的意见。一个模式被发现是径向的，一个是l = 1，而在其余的情况下，l = 2或3。目前的多站点观测相结合的档案测光，以调查的长期变化的振幅和相位的三个高振幅脉动模式。径向模态在73年的时间尺度上表现出非正弦变化。l = 1模是一个频率间隔不相等的三重模，产生两个拍频周期，720.7天和29.1年。l = 2或3模的振幅和相位在380.5天和43年的时间尺度上变化。附录中讨论了比较星2 And的光变。
2015-08-21 astro-ph.SR
