Observation and analysis of the new W-type W UMa eclipsing binary VSX J053024.8+842243
本文用多色测光法证实了新的W型W-UMa食双星VSX J053024.8+842243的双星性质，并建立了它的初食历：HJD = 2455924.38150（26）+ 0.4322929（1）* E。利用光变曲线模拟程序PHOEBE和已发表的W型接触双星演化数据，我们发现主成分和次成分的质量分别为0.50 Msun和1.44 Msun，半径分别为0.87 Rsun和1.42 Rsun，光度分别为0.98 Lsun和1.91 Lsun，温度分别为6145 K和5702 K，双星轨道倾角分别为59.4°。我们发现到双星的距离是511秒差距，它的E（B-V）颜色超过0.04，它的内在（B-V）颜色指数为0.62。经星际红化校正的低分辨率光谱证实其光谱类型为G2 V。
2016-06-29 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova PU UMa
我们报告了2009年和2012年PU Uma超爆发期间的未过滤测光。振幅比平均静止期高4.5个量级，持续至少9至10天。超驼峰的峰间振幅高达约0.3等，因此确认它是SU UMa矮新星家族的一员。2012年爆发后期的平均超峰周期为Psh = 0.08076（40）d。对最小日食时间的分析，以及其他研究人员的数据补充，揭示了Porb的轨道周期= 0.077880551（17）d。超峰期的超额值为λ = 0.037（5）。在2012年爆发期间，这是两次观测中最好的一次，日食的半高宽持续时间从9.5分钟逐渐下降到5分钟。
2012-09-18 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
A Comprehensive K2 and Ground-Based Study of CRTS J035905.9+175034, an Eclipsing SU UMa System with a Large Mass Ratio
CRTS J035905.9+175034是开普勒在短节奏模式下观测到的第一个食SU UMa系统。光变曲线包含一个超级爆发，八个正常爆发（包括一个超级爆发的前兆），以及几个在超级爆发之前（但不是之后）出现的迷你爆发。超级爆发开始于一个前兆正常爆发，在前兆峰值后不久，系统发展出大振幅的超级驼峰，在三个超级驼峰周期后达到最大振幅。初始超峰周期相对于轨道周期的周期超出意味着质量比为0.281 +/- 0.015，这略高于大多数理论预测的超峰形成的最高可能质量比。此外，我们对日食宽度和深度的变化以及热点振幅的分析，通常提供了热潮汐不稳定模型的证实。K2数据，结合我们2014-2016年的地基时间分辨光谱和光度学，使我们能够确定该系统的许多基本参数。
2018-04-09 astro-ph.SR
Physical parameters of W UMa type contact binaries and its stability of mass transfer
在本研究中，我们应用吸积体和施主质量在0.079 ~ 2.79 $M_{\odot}$范围内的W UMa型接触双星的基本动力学演化方程，确定了W UMa型接触双星的物理参数及其在宽空间范围内不同恒星质量范围内的质量转移稳定性。在这些系统中，我们已经研究了三个子类的W UMa系统，如A-，B-和W-型的W UMa接触双星使用的初始和最终的质量范围，我们调查了不同的恒星和轨道参数的子类的W UMa系统。利用临界质量比、施主星Roche瓣半径和质量比等轨道参数研究了WUMa型接触双星的稳定性。因此，我们计算了观测和计算的物理参数的A-，B-和W-型的W UMa系统。虽然，我们确定了组合和色温来分类系统的三个子类。利用多方模型给出了W UMa型接触双星的内部结构和演化结果。
2023-02-03 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
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
Case AD, AR, and AS binary evolution and their possible connections with W UMa binaries
理论上预测紧密分离的二进制文件演变成接触的情况下A的二进制演变的三个亚型：情况AD，AR和AS，这对应于在动态，热，和核时间尺度的质量传递阶段，分别形成接触。目前还不清楚，但是，什么是这些亚型的接触双星之间的差异，以及是否所有这些亚型可以解释观察到的W UMA双星的形成。利用Eggleton的恒星演化程序，在非保守假设下，得到了AD、AR和AS情况下接触时刻产生的低质量接触双星及其参数空间。结果支持低质量接触双星的祖先是轨道周期短于$\sim2-5\,$ d的分离双星，其边界强烈依赖于原始质量。此外，AR和AS情况下的周期颜色关系可以更好地与观察到的W UMa候选人，但AD情况下显示出显着较差的协议。此外，情况AR和AS几乎可以在任何年龄产生短周期极限（对应于低质量极限），例如从年轻的年龄（$\sim0.2\,$ Gyr）到老年（$\sim13\,$ Gyr），与星团中观察到的W UMA双星一致，但在任何年龄都没有这样的极限出现在情况AD。这些结果支持情况AR和AS，而不是情况AD，可以导致W UMA二进制文件（包括年轻的W UMA二进制文件）。
2019-12-24 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
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
Photometric Study of W UMa Type Binaries in the Old Open Cluster Berkeley 39
对WUMa双星系统的研究提供了大量关于它的性质以及它的母体（如果有的话）的信息，就像星系团一样。本文用最新版本的WD程序计算了疏散星团Berkeley 39中四颗W UMa双星的I通带光度解。结果表明，两个二元系统为W亚型W UMa二元系统，另两个为H亚型W UMa二元系统。在这四个系统中没有发现第三具尸体。我们发现周期和质量比以及温度和质量比之间的相关性，这与vant Veer（1996）和Li et al.（2008）所示的接触双星的质量比和总质量之间的关系相似。
2009-07-06 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
KM UMa: An active short-period detached eclipsing binary in a hierarchical quadruple system
本研究首次对KM UMa开展详细测光与光谱分析，确认其为活跃短周期分离食双星，发现磁活动周期、轨道周期变化及目视伴星，证实其处于2+1+1型等级四星系统。
2024-10-09 astro-ph.SR
Classification of eclipsing binaries: attractive systems
我们编制了一个最大的食变星星表，其中包含分类的食双星。本文还提出了一个基于编目数据的食双星分类程序。它被应用于未分类的食双星。本文讨论了食双星，这是不能用程序分类的。其中一些属于边缘进化类。其他物种的观测数据太过矛盾，需要额外的观测来将它们归属于一个或另一个进化类别。
2013-06-19 astro-ph.SR
The energy transfer and its effects on the secondaries in W Ursae Majoris-type contact binaries
研究了W UMa接触双星的能量传递及其对次级的影响。给出了质量比（q）与相对能量转移率U_1，U_2之间的关系。U_1是转移光度与主星表面光度的比值，U_2是转移光度与主星核光度的比值。导出了理论曲线（U_1-q和U_2-q）。虽然这些曲线能反映U1与q和U2与q的分布，但有些观测系统与这些曲线有明显的偏离。这主要是由于WUMa系统中各组分的有效温度不同造成的，次级粒子的半径和密度与相对能量转移率U2有关：U2越大，WUMa系统中次级粒子的膨胀越大，密度越小。W UMa二元组分的温差与相对能量传递速率U1相关，并随U1的增大而减小。这可能表明，W UMa接触双星中两个组分之间存在热耦合，W UMa接触双星的A型和W型分类取决于能量从主星到次级星的转移。WUMa二元组分的温差与初级组分的质量相关性较差。这表明，W UMa接触双星的公共信封的属性可能不会有显着的影响，两个组件之间的能量转移。
2009-04-03 astro-ph.SR
Origin of W UMa-type contact binaries - age and orbital evolution
近年来，我们对WUMa型接触双星的起源有了进一步的认识。耶尔德兹和多伊兰使用一种新的方法，主要基于过亮次级成分的观测性质，成功地估算了它们的初始质量。在本文中，我们继续讨论这些结果，并计算了这些双星的年龄和轨道演化。它表明，次级质量，根据其光度，也成功地预测了所观察到的半径。虽然第一分量的当前质量由初始质量决定，但当前第二分量也是初始角动量的函数。我们开发的方法来计算年龄的A-和W-亚型W UMa型接触双星{在}初始质量和质量根据光度的秒。我们的结果与平均年龄从这些双星的运动学性质和有关的数据接触双星在开放和球状星团的比较，增加了我们对这种方法的信心。A-和W-亚型接触双星的平均年龄分别为4.4和4.6 Gyr。根据运动学研究，这些年龄分别为4.5和4.4 Gyr。我们还计算了第一次溢出时A-亚型接触双星的轨道性质。这些双星的初始角动量的计算通过比较他们与著名的分离双星。在本研究中推导出的分离相的角动量损失率与文献中的半经验率非常吻合。除了对WUMa型接触双星初始质量的限制外，还表明这类双星的初始周期小于4.45 d。
2013-10-21 astro-ph.SR
Observations and light curve solutions of the W UMa binaries V796 Cep, V797 Cep, CSS J015341.9+381641 and NSVS 3853195
本文给出了四个WUMa双星V796 Cep、V797 Cep、CSSJ015341.9 +381641和NSVS 3853195的Sloang '和i'波段测光观测结果。我们的观测表明CSS J015404.1+382805和NSVS 3853195是同一颗恒星。我们确定了所有目标的初始时期T_{0}，并改进了NSVS 3853195的时期。光变曲线解表明，每个目标的组分在质量、温度、半径和光度上几乎相同。恒星成分是G和K光谱类型，并经历日偏食。所有的系统都有几乎过接触的配置，属于H亚型W UMa双星。我们建立了发光比l_{2} / l_{1}与靶的质量比q之间的近似关系为l_{2} / l_{1} = q^{1.5}。
2017-01-17 astro-ph.SR
Photometric investigation and orbital period analyses of the W UMa binaries FP Lyn, FV CVn and V354 UMa
给出了FP Lyn、FV CVn和V354 UMa的新光变曲线和光度解。发现这三个系统都是W型浅接触双星。此外，很明显，FP Lyn和V354 UMa的光变曲线是不对称的。因此，在主星FP Lyn上增加了一个热点，而在副星V354 UMa上增加了一个暗点。与此同时，我们在FP Lyn的光度解决方案中添加了第三盏灯，以获得最终结果。对于FP Lyn，获得的质量比和填充因子为$q=1.153$和$f=13.4\%$，对于FV CVn，获得的质量比和填充因子为$q=1.075$和$f=4.6\%$，对于V354 UMa，获得的质量比和填充因子为$q=3.623$和$f=10.7\%$。对这三个系统轨道周期的研究表明，它们的轨道周期是变化的。发现FP Lyn和V 354 Uma分别存在着长期增长的组分，其增长率分别为$dp/dt=4.19\times10^{-7}$ d yr $^{-1}$和$dp/dt=7.70\times10^{-7}$ d yr $^{-1}$，这可能是由质量较小的组分向质量较大的组分的守恒质量转移引起的。此外，还发现了FV CVn的一些可变成分，即频率为$dp/dt=-1.13\times10^{-6}$ d yr $^{-1}$，伴随着振幅和周期分别为0.0069天和10.65年的周期振荡。长期下降的最可能的解释是角动量损失。而附加分量的存在是对周期性变化的最合…
2019-02-11 astro-ph.SR
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 astro-ph.SR
A Catalog of Short Period Spectroscopic and Eclipsing Binaries Identified from the LAMOST & PTF Surveys
双星在确定恒星参数和探索恒星演化模型方面起着关键作用。我们建立了一个目录的88食双星光谱信息，利用观测大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）和帕洛玛瞬态工厂（PTF）调查。构造软件流水线以通过检查它们的光变曲线来识别二进制候选。双星的轨道周期由Lomb-Scargle方法导出。食双星的关键区别特征是由一个新的过滤器\textit{Flat Test}识别。通过对光变曲线的傅立叶分析，我们对食双星进行了分类。在所有的双星中，有13颗双星是首次被确认为食双星。目录包含以下信息：位置、主食震级和时间、食深、测光和视向速度观测次数、最大视向速度差、双星类型、可观测星$T_{\rm eff}$的有效温度和可观测星日志\emph{g}的表面重力。通过使用蒙特卡罗模拟和来自SDSS Stripe 82标准目录的真实数据来计算假阳性概率。星表中的双星周期大多小于一天。周期分布显示0.22天的截止，这与食双星以这样的周期旋转的低概率是一致的。
2020-06-08 astro-ph.SR
The W UMa binaries USNO-A2.0 1350-17365531, V471 Cas, V479 Lac and V560 Lac: light curve solutions and global parameters based on the GAIA distances
本文给出食WUma星USNO-A2.0 1350-17365531、V471 Cas、V479 Lac和V560 Lac的Sloan滤光片g '、i'测光观测结果。V471 Cas的正弦形O-C图显示在距离897 Rsun处存在质量为0.12 Msun的第三个天体（红矮星）。V479 Lac的O-C图显示周期递减。光变曲线解的结果是：（i）目标是过接触双星，填充因子很小;（ii）它们的组成部分是F-K星，大小相当，温差小于80 K;（iii）所有目标都经历了日偏食，为了限制可能的质量比，我们进行了两步$q$ -搜索分析。根据它们的GAIA距离和我们的光变曲线解的结果，得到了目标的全局参数（光度、半径、质量）。V560 Lac的总质量小于目前存在的W UMa双星的1.0-1.2 Msun的质量下限，即该目标是一个特殊的过接触系统。
2018-10-04 astro-ph.SR
The Geometry and Ionization Structure of the Wind in the Eclipsing Nova-like Variables RW Tri and UX UMa
类新星变星的紫外光谱主要由吸积盘的发射决定，由盘上风的散射改变。在这里，我们模拟的光谱RW三和UX UMa，只有两个日食新星，已观察到与哈勃太空望远镜在远紫外线，试图约束的几何形状和电离结构的风。使用我们的Monte Carlo辐射转移代码，我们计算了简单参数化的轴对称双锥流出模型的光谱，并能够找到两个系统的合理模型。这些再现了主要的紫外共振线-NV，Si IV和C IV -在观测到的光谱和日食。这些离子在风模型中的分布在这两种情况下是相似的，因为在这些线形成的主要散射区域的范围。推断的质量损失率为质量吸积率的6%~ 8%。我们讨论了我们的点模型的影响，我们的理解吸积盘风的激变变量。
2010-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
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 Value-Added Catalog of ASAS-SN Eclipsing Binaries II: Properties of Extra-Physics Systems
分离的食双星是用来精确测量恒星质量和半径的主要工具。在我们之前的论文中估计了超过30，000个分离的食双星的参数，我们确定了766个食双星，它们的全天自动超新星巡天（ASAS-SN）和凌日系外行星巡天卫星（TESS）光变曲线具有额外的特征。在这里，我们描述了这些“额外的物理”系统，确定日食双星与斑点星，脉动组件，和候选人三重/四重系统。我们使用盖亚，ATLAS，ZTF，和ASAS-SN变星目录考虑可能的混合。我们使用MIST等时线和演化轨迹来识别具有主序星、次巨星和巨星主星的系统，并在颜色-星等图的稀疏区域突出显示系统。我们发现，斑点双星的轨道周期分布划分的演化状态，并找到68与X射线探测。对于候选的三重/四重和脉动系统，我们计算额外的轨道/脉动周期和识别系统的共振。最后，我们强调了一些奇异的系统，包括食CV，subdwarfs，和二进制与磁盘。
2022-10-12 astro-ph.SR
Photometric sample of early B-type pulsators in eclipsing binaries observed with TESS
本研究基于TESS观测数据，补充分析了8颗额外恒星，最终得到含84颗食双星系统β Cep型脉动星的光度样本（64颗新发现），为大质量恒星星震学建模及解决观测模型差异提供支撑。
2024-04-17 astro-ph.SR
On the minimum mass ratio of W UMa binaries
利用Eggleton的恒星演化程序，研究了具有不同初始质量的大熊座W（W UMa）双星的最小质量比（$q_{\rm min}$）.研究发现，当主星质量小于1.3 $M_{\rm \odot}$时，W UMa双星的最小质量比随主星质量的增加而减小，当主星质量大于1.3时，质量比基本不变.通过理论最小质量比与观测数据的比较，发现低$q$系统的存在可以用不同质量的原色的不同结构来解释。这表明，无量纲回转半径（$k_1^2$），从而初级的结构是非常重要的，在确定的最小质量比。此外，我们还研究了W UMa系统合并过程中的质量损失，并计算了由于潮汐不稳定性而由W UMa联星合并形成的单星的自转速度。结果表明，在质量和角动量守恒的情况下，合并的单星以约为$588\sim819$ km s $^{-1}$的赤道速度旋转，远大于它们的分裂速度（$v_{\rm b}$）.这表明合并的恒星应该延伸到一个非常大的半径（3.7 $\sim$ 5.3倍的主半径）或W UMa系统将失去大量的质量（21 $\sim$ 33%的总质量）在合并过程中。如果考虑磁制动的影响，质量损失减少到12 $\sim$ 18%的总质量。这意味着WUMa系统在合并过程中可能会损失大量的角动量和质量，这种质量和角动量损失可能是由秒轨道能量的释放驱动的，类似于共包络演化。
2013-03-04 astro-ph.SR
ROTSE1 J164341.65+251748.1: a new W UMa-type eclipsing binary
ROTSE 1 J164341.65+251748.1在三个时期内被墨西哥圣佩德罗·马尔提尔天文台的0.84米望远镜在V波段进行了光度测量。基于附加的BVR测光，我们发现主星在G 0 V附近有一个光谱型。该系统的光变曲线是典型的W~UMa型双星，轨道周期为$\sim$ 0.323天。为了更好地理解二元系统并确定其物理性质，我们用Wilson和Devinney方法分析了光变曲线。我们发现ROTSE 1 J164341.65+251748.1的质量比为$\sim$ 0.34，质量较小的组分比主星热230 K以上。系统的倾角为$\sim$ 84.6度，过接触的{ \bf度}为11%。分析显示主恒星上存在可变的亮点。
2016-06-10 astro-ph.IM astro-ph.SR
The SDSS-HET Survey of Kepler Eclipsing Binaries. A Sample of Four Benchmark Binaries
这项工作的目的是扩展一个样本的准确建模，基准级食双星准确确定的质量和半径。我们选择了四个“表现良好”的开普勒双星，KIC 2306740，KIC 4076952，KIC 5193386和KIC 5288543，每个都有至少8个双线光谱从远地点仪器，是斯隆数字巡天III和IV的一部分，从霍比-埃伯利高分辨率摄谱仪。我们得到的质量和半径的不确定性为2.5%或更少的所有四个系统。其中三个系统的轨道周期超过9天，因此填充了一个欠采样的参数空间区域，非常好的特点分离食双星。我们比较导出的质量和半径对MESA MIST等时线，以确定系统的年龄。发现所有系统都是同时期的，表明MESA MIST和PHOEBE的结果是一致的。
2022-12-02 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
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
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
Multiples among detached eclipsing binaries from the ASAS catalog
三年多来，我们一直在对来自全天自动巡天（ASAS）数据库的分离食双星（DEB）进行光谱调查。获得了300多个系统的数千个高分辨率光谱，用于径向速度测量和光谱分析。在我们的样本中，我们发现了一个动物园的多个系统，如光谱三元组和四元组，具有食成分的视觉双星，以及环双星的低质量伴星，包括亚恒星质量的候选者
2015-02-27 astro-ph.SR
New eclipsing binaries with mercury-manganese stars
双星系统是罕见的和非常有价值的天体物理实验室，使精确测定基本恒星参数成为可能。对食双星中早期型化学异常星的研究为理解其异常表面化学的起源和演化背景提供了重要信息。在这项研究中，我们讨论了TESS卫星监测的6颗汞锰（HgMn）星的日食变率观测。这些发现使已知的食HgMn星的数量增加了一倍，并产生了一些需要进一步研究的有趣物体。特别是，我们确认在HD 72208日食，从而建立这个对象作为最长的周期日食HgMn星。在这里首次报道的其他五个食双星中，HD 36892和HD 53004是除了食之外还显示心跳变化的偏心系统。后一个物体在食HgMn星中具有最高的偏心率，并且还表现出潮汐引起的振荡。最后，我们发现HD 55776可能被一颗白矮星伴星环绕。
2021-06-11 astro-ph.SR
Classifying the derivatives of light curves for overcontact eclipsing binaries
本研究提出一种基于一至四阶导数对相接双星光变曲线分类的新方法，利用89,670条合成样本分为五类，并分析质量比等参数分布，为理解相接双星性质提供基础。
2025-05-27 astro-ph.SR
Fourteen new eclipsing white dwarf plus main-sequence binaries from the SDSS and Catalina surveys
我们报告寻找新的食白矮星加上主序星（WDMS）双星的光变曲线的卡塔利娜调查。我们使用的颜色选择列表的近2000个候选WDMS系统从斯隆数字巡天，专门设计用于识别WDMS系统与冷白矮星和/或早期M型主序星。我们总共确定了17个食系统，其中14个是新发现的。我们还发现了3个候选食系统，2个主序食双星和22个非食密近双星。我们新发现的系统通常具有由主序分量主导的光通量，其光谱类型比大多数先前发现的食系统更早。我们发现了大量的椭圆变星双星，具有相似的周期，近4小时，光谱类型M2- 3，这是非常接近罗奇瓣填充。我们还发现，食系统的分数低于发现在以前的研究中，可能反映了较低的密切的二进制WDMS双星与早期M型主序星之间的分数，由于其增强的角动量损失相比，完全对流晚M型恒星，从而导致他们成为灾难性的变量更快，从WDMS样本中消失。我们的系统使已知的分离，食WDMS双星的总数达到71。
2015-02-19 astro-ph.SR
Properties of M31. V: 298 Eclipsing Binaries from PAndromeda
这项工作的目标是对M31中的食双星进行测光研究。我们应用一个修改后的盒拟合算法来搜索日食二进制候选人，并确定其周期。我们将这些候选人分为分离，半分离，接触系统使用傅立叶分解方法。我们将我们的分离候选者的位置与本地群体调查（Massey等人，2006）的测光交叉匹配，并选择了13个亮度超过20.5 V的候选者。这些分离候选者的相对物理参数进一步由Devor（2005）使用分离的双光曲线拟合器（DEBiL）进行表征。我们将用光谱跟踪分离的食双星，并确定它们到M31的距离。
2014-11-05 astro-ph.SR
A new photometric and spectroscopic study of the eclipsing binaries CC Her and CM Lac: Physical parameters and evolutionary status
获得了食双星CC Her和CM Lac新的完整光速和视向速度曲线。用现代技术对数据进行分析，以得出系统的物理参数，并研究其目前的演变状况。我们发现，CC Her是一个经典的大陵五型双星，而CM Lac是一个分离系统，有两颗主序星在异步轨道上。
2014-04-09 astro-ph.SR
Eclipsing White Dwarf Binaries in Gaia and the Zwicky Transient Facility
盖亚提供了有史以来最大的白矮星目录。我们使用这个目录，随着第三次公开数据发布的Zwicky瞬态设施（ZTF），以确定新的食白矮星双星。我们的方法利用光变曲线统计和盒最小二乘算法来检测周期性的光变曲线变化。搜寻发现了18个新的双星，其中17个是日食。我们使用盖亚H-R图中的位置来分类这些双星，发现这些白矮星中的大多数都有主序星伴。我们确定一个系统作为候选人食白矮星-棕矮星双星和另外两个极低质量（ELM）白矮星双星。我们还为18个双星中的17个提供了鉴定光谱。运行我们的搜索方法模拟光曲线与真正的ZTF采样，我们估计我们的效率检测对象的光曲线类似的新发现的二进制文件。随着数据发布的增长，在ZTF足迹中会发现更多的二进制文件，因此我们的调查正在进行中。
2021-11-17 astro-ph.SR
A comprehensive study of $δ$ Scuti-type pulsators in eclipsing binaries: oscillating eclipsing Algols
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；Keele University（基尔大学）
本研究通过分析五颗振荡遮蔽型阿尔戈尔双星，探讨了质量转移对短周期双星演化及δ Scuti脉动的影响。
2025-02-28 astro-ph.SR
Cepheids in Eclipsing Binaries. What and How We Can Learn About Them
具有脉动成分的双星系统为精确测量脉动恒星的最重要参数、研究它们的演化和检验脉动理论提供了独特的可能性。我将展示我们可以从分析这类系统中了解到什么，以及我们如何去做，并将特别注意质量、半径、p因子和距离的确定。虽然该方法的核心是基于双线食分光双星的观测，但借助于脉动理论，也可以测量单线食分光双星的绝对参数。
2018-05-22 astro-ph.SR
Rotational Doppler beaming in eclipsing binaries
在食双星中，当食入和食出时，两个分量的恒星旋转将导致旋转多普勒波束，只有部分食入分量被覆盖。对于具有快速旋转组件的食双星，这种光度类似于著名的光谱Rossiter-McLaughlin效应，可以超过轨道效应的强度。光变曲线的例子显示了一个分离的双白矮星双星，一个大质量的O型双星和一个过境的系外行星的情况下，类似于WASP-33 b。包含在食系统中的旋转多普勒波束是从拟合高质量的光度光变曲线导出正确的恒星参数的先决条件，并且可以用于确定恒星的质量以及例如在那些可能被期望完全同步的系统中的旋转速度的独立测量。
2011-09-26 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
Light Curve Solutions of Eclipsing Binaries in SMC
我们提出了一个小麦哲伦云食双星的光变曲线的解决方案，其中光度数据已获得的OGLE项目的框架，以及确定全球恒星参数的基础上获得的解决方案，一些经验关系，以及到SMC的距离的方式。有几个例子说明了这一程序。
2010-11-09 astro-ph.SR
Measuring the Number of M-Dwarfs per M-Dwarf Using Kepler Eclipsing Binaries
我们测量了开普勒场中轨道周期在1-90天范围内的分离M矮星的双星度。开普勒的测光精度和几乎连续的监测恒星目标的时间基线从3个月到4年，使其检测效率几乎完成了这一时期的范围和所有半径比的食双星。我们的调查采用了一个统计框架，类似于用于推断行星过境行星发生率。显而易见的是，食双星的探测效率大大提高，这主要是由它们发生食的几何概率所限制的。对于开普勒任务观测到的M矮星样本，食双星的发生率意味着每个明显的M矮星都有$0.11 ^{+0.02} _{-0.04}$近伴星。我们测得的二进制是高于以前的推论，通过径向速度技术的发生率接近双星，在大约2 $σ$水平。这项研究代表了第一次使用日食二进制检测从一个高质量的过境行星任务，以推断二进制统计。应用这个统计框架的食双星发现未来的过境调查将建立更好的限制短周期M $+$ M二进制率，以及其他光谱类型的恒星的二进制测量。
2015-09-14 astro-ph.SR
Double riches: asteroseismology in eclipsing binaries
食双星的研究是我们测量正常恒星性质的主要来源，通过分析食系统的光和径向速度曲线来实现。振荡和脉动的研究对于确定单个恒星的性质和研究其内部活跃的物理现象越来越重要。结合这两种方法，有希望建立严格的测试恒星演化理论，校准模型依赖的asteroseismology与经验测量的恒星属性。我回顾了最近的进展，并概述了未来的工作。
2015-09-11 astro-ph.SR
A new mechanism of long-term period variations for W UMa-type contact binaries
WUMa型接触双星属于密近双星系统，其组成部分恰好溢出它们的洛希瓣，并共享一个共同的对流包络（CCE）。在过去的20年里，它们的轨道周期的长期变化被认为取决于几种机制。现在，我们提出了一种新的机制：CCE主导机制。根据我们的数值计算结果，发现了CCE主导的机制，特别是在高质量比，接触双星的轨道周期（P）的变化非常大，其填充因子（f）。因为f被视为CCE厚度的量度，所以P变化的物理原因是CCE与组分之间的质量传递。此外，f主导的简化模型，这种机制的介绍。根据这一理论，P可能以与热调制相似的时间尺度以长期振荡的方式变化，而q则缓慢下降，直到两个分量合并。它也可以用来解释极短周期、高质量比和深接触双星的存在。此外，由于质量传递和质量损失都通过CCE发生，CCE主导的机制应该总是起作用。因此，以前可能低估了CCE对轨道周期变化的影响。
2017-12-13 astro-ph.SR
Radial Velocities of 41 Kepler Eclipsing Binaries
双星系统对于直接确定恒星参数而不依赖于模型或标度关系是至关重要的。光谱导出的参数的分离和半分离的双星，使我们能够确定组件的质量，可以告知恒星和二进制演化的理论。在这里，我们提出了中等分辨率的地面光谱的恒星在密切的二进制系统，没有（检测到）第三同伴观察美国宇航局的开普勒任务和分析日食的时间变化。我们获得了5个单线和35个双线系统的视向速度和光谱轨道，并证实了一个假阳性食双星。对于双线分光双星，我们还确定了单个组分的质量，并研究了质量比M_2/M_1的分布，这主要是由具有相似质量对的双星和经历了质量转移的半分离的经典大陵五系统决定的。最后，我们约束的质量的第三个组成部分为五个双线二进制与以前检测到的同伴。
2017-10-10 astro-ph.SR
Analysis of apsidal motion in eclipsing binaries using TESS data II. A test of internal stellar structure}
我们用精确的物理参数测定了27颗双线食双星的拱点运动速率。得到的值，校正其相对论贡献，产生精确的经验参数的内部恒星密度浓度。这些结果与基于新的理论模型的预测的比较显示出非常好的协议。小的偏差，但仍然在观测的不确定性和路径进行了细化比较。
2021-07-22 astro-ph.SR
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
Assessment of evolutionary status of eclipsing binaries using light-curve parameters and spectral classification
我们已经开发了一个程序的食双星的光变参数和光谱类型的分类。该程序在1000多个已知分类的系统上进行了测试，并对我们使用的每种进化状态进行了效率评估。该程序被应用到约4700个双星没有分类，其中绝大多数是成功的分类。在这一过程中发现了相对罕见的进化类系统，以及具有不寻常和/或矛盾参数的系统。此外，为50个以前未分类的集群二进制进化类进行了鉴定。这些恒星可以作为示踪剂的年龄和距离估计其母恒星系统。该程序被证明是快速、灵活和有效的，足以应用于包含数万个食双星的大型地面和空间测量。
2014-09-06 astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Eclipsing Binaries in the Magellanic System
本文根据OGLE巡天资料，介绍了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的食双星。它包含48605个系统，40204属于LMC，8401属于SMC。在所提出的双星总数中，有16374个是新的。我们提出的时间序列测光获得选定的对象在OGLE项目的第四阶段。该目录是使用基于随机森林算法的两步机器学习过程创建的。
2016-12-19 astro-ph.SR
The Value-Added Catalog of ASAS-SN Eclipsing Binaries III: Masses and Radii of Gaia Spectroscopic Binaries
本研究将ASAS-SN食双星建模结果与Gaia DR3双谱光谱轨道结合，筛选并扩充样本，利用emcee与PHOEBE测定122颗恒星的质量和半径。
2022-12-05 astro-ph.SR
On the origin of W UMa type Contact binaries - a new method for computation of initial masses
WUMa型二进制有两个定义特征。它们是（i）两个成分的有效温度非常相似，（ii）次级（目前质量较轻）成分相对于其当前质量而言过于明亮。我们认为后者是一个指示其质量之前的质量转移事件。对于这些恒星，我们定义了一个质量差（$δM$），这个质量差是由光度确定的质量和由拟合双星轨道确定的当前质量之间的差。我们比较了观测值的质量差与恒星模型的质量损失。我们发现观测到的W UMa型双星的初始次级质量范围为1.3-2.6 M $_{\odot}$。我们发现，A-和W-亚型接触双星有不同的范围内的初始次级质量。初始质量高于$1.8 \pm 0.1$ M $_{\odot}$的二元系统成为A-亚型，而初始质量低于此的系统成为W-亚型。只有6%的系统违反了这一行为。我们还使用以下初始质量比的倒数的约束条件获得了原色的初始质量：$0 < 1/q_i < 1$。除了两个系统外，我们发现原色的初始质量范围为0.2-1.5 M $_{\odot}$。最后，在比较我们的模型观察到的系统，我们发现的证据表明，传质过程是不保守的。我们发现，只有34%的质量从次级转移到初级。其余部分从系统中丢失。
2013-02-24 astro-ph.SR
Eclipsing Post Common Envelope Binaries from the Catalina Surveys
我们分析了835个光谱学证实的白矮星加斯隆数字巡天（SDSS）的主序星双星的卡塔利娜实时瞬态巡天光变曲线，g<19，以寻找新的食系统。我们确定了29个日食系统，其中12个是以前未知的。这使得食白矮星加上主序星双星的总数达到49颗。我们的一组新的食系统包含两个周期分别为1.9天和2.3天的食双星，这使它们成为已知周期最长的食白矮星双星。我们还确定了一个系统，显示非常大的椭球调制（几乎0.3的幅度），这意味着该系统是非常接近罗氏瓣溢出和高倾角。然而，我们的后续测光未能坚定地检测到日食，这意味着这个系统要么包含一个冷的白矮星，因此日食非常浅，在我们的红敏测光中无法检测到，或者它是非日食。在我们新发现的三个食系统中，对主序星的径向速度测量表明，它们的白矮星质量低于通过模拟它们的SDSS光谱所推断的质量。另外还发现了13颗非食后共包络双星，它们都是由反射或椭球调制效应产生的。在我们新发现的食系统中的白矮星跨越了广泛的参数，包括：低质量（~0.3Msol），非常热（80，000 K）和DC白矮星。主序星的光谱类型从M2到M6。这使得我们的样品非常适合测试白矮星和低质量恒星的质量-半径关系以及近距离双星的演化。
2012-11-01 astro-ph.SR
