Coaxing the Eclipsing Binary V367 Cygni Out of Its Shell
本文给出了巨蛇座W星系V367 Cygni的光谱，光谱分辨率约为17000，覆盖范围为0.63 - 0.69 μ m。吸收线的Fe II和Si II的形成在一个circumsystem壳是突出的特点，这些深度是稳定的，随着时间的推移，这表明壳是平稳分布和良好的混合。均匀性的进一步证据来自于在壳线最深处测得的适度径向速度变化。有人建议，以前归因于旋转的外壳的运动，而不是文物的污染，从捐助者的恒星光谱。一个捐助者的恒星光谱提取是一致的，早期到中期的A巨星。施主光谱中金属线的深度随着轨道相位的变化而变化，这表明斑点活动覆盖了该恒星表面的很大一部分。光谱的吸积盘，围绕第二颗星也提取，并指出与赫比格Ae/Be星的发射光谱的相似之处。除了轨道相位的变化，H $α$在不超过两个轨道的时间尺度上随时间变化。初步探测到HeI 6678的发射是在初级极小值附近，但在其他阶段没有。最后，来自V367 Cyg内部和周围的热尘埃的发射或多或少是对称的，并且在系统的距离上延伸超过28弧秒，或0.09 pc- V367 Cyg因此将物质排入周围空间的大体积中。
2022-09-21 astro-ph.SR
Absolute dimensions of the eccentric eclipsing binary V541 Cygni
我们报告了新的光谱和光度观测的主序星，分离，偏心，双线食双星V541天鹅座（P = 15.34天，e = 0.468）。使用这些观测结果和现有的测量结果，我们可以确定组件的质量和半径，精度优于1%：M1 = 2.335 +0.017/-0.013 MSun，M2 = 2.260 +0.016/-0.013 MSun，R1 = 1.859 +0.012/-0.009 RSun，R2 = 1.808 +0.015/-0.013 RSun。几乎相同的B9.5恒星估计温度为10650 +/-200 K和10350 +/-200 K。将这些性质与当前的恒星演化模型进行比较，发现在年龄约为1.9亿年和[Fe/H]约为-0.18时，它们非常吻合。这两个组件被发现是在伪同步速率旋转。该系统显示出一个缓慢的近星点推进，由广义相对论（GR）主导，并且先前被认为比理论预测的要慢。我们的新测量结果dw/dt = 0.859 + 0.042/-0.017 deg/century，GR的贡献率为88%，与不确定性范围内的预期速率一致。我们还澄清了使用的重力暗化系数的光变曲线拟合程序EBOP，其中的一个版本，我们在这里使用。
2016-12-23 astro-ph.SR
Chemical evolution of high-mass stars in close binaries. II. The evolved component of the eclipsing binary V380 Cygni
食双线分光双星V380 Cyg是研究恒星演化的重要探测器，其主要成分是一颗即将脱离主序星的大质量恒星，而次要成分则是处于主序星寿命早期的恒星。我们提出了广泛的高分辨率中阶梯光栅和光栅光谱从Ondrejov，卡拉尔阿尔托，维多利亚和拉帕尔马。我们应用光谱解纠缠来揭示这两颗恒星的光谱，并获得新的光谱元素。第二颗恒星只贡献了总光的6%，这仍然是测量系统特性的主要限制。我们确定了改进的物理性质，发现质量13.1 +/- 0.3和7.8 +/- 0.1 M_sun，半径16.2 +/- 0.3和4.06 +/- 0.08 R_sun，有效温度21750 +/- 280和21600 +/- 550 K，分别为初级和次级组件。我们进行了详细的丰度分析，通过拟合非LTE理论线轮廓的演化的主星的解纠缠光谱，并揭示了元素丰度模式，让人想起一个典型的附近的B星。与最近的旋转混合理论演化模型的预测相反，没有检测到由于CNO循环的丰度修改的痕迹。在这些模型的预测和主星的性质之间找不到匹配：存在1.5 M_sun的质量差异，并且仍然无法解释。
2009-08-03 astro-ph.SR
Absolute dimensions of the F-type eclipsing binary V2154 Cygni
本文报道了2.63天分离的F型主序星食双星V2154 Cyg的光谱观测结果。我们使用我们的观察与现有的$uvby$光度测量，以获得准确的绝对质量和半径的恒星好到优于1.5%。我们得到质量M1 = 1.269 +/- 0.017 M（太阳）和M2 = 0.7542 +/- 0.0059 M（太阳），半径R1 = 1.477 +/- 0.012 R（太阳）和R2 = 0.7232 +/- 0.0091 R（太阳），主星和副星的有效温度分别为6770 +/- 150 K和5020 +/- 150 K。这两个组件似乎有他们的旋转同步的运动在圆形轨道。将原始模型的性质与当前的恒星演化模型进行比较，得到的金属丰度为[Fe/H] =-0.17，与光度估计值一致，年龄约为2.2 Gyr。另一方面，K2次级比预测的质量大约4%。其他冷恒星也存在类似的差异，通常归因于恒星活动。该系统实际上是一个X射线源，我们认为活动的主要场所是次要恒星。间接估计该恒星表面磁场的强度约为1千吉。一个先前已知的接近V2154 Cyg的视觉伴侣被显示为物理绑定，使系统成为一个分层的三重。
2017-10-06 astro-ph.SR
V456 Ophiuchi and V490 Cygni: Systems with the shortest apsidal-motion periods
我们的主要目标是对两颗食双星V456 Oph和V490 Cyg进行首次详细分析。系统V456 Oph已经通过分析INTEGRAL/OMC观察到的光变曲线和所有可用的最小值时间的周期分析进行了光度学研究。V490 Cyg仅通过周期分析进行了研究。许多新的时间为这两个系统的最小值最近已被观察和推导。这使我们第一次能够详细研究影响这两个二进制文件的过程。主要结果是发现两个系统都有偏心轨道。对于V456 Oph，我们处理的是已知轨道周期最短（约1.016天）的偏心食双星系统，而拱点运动周期约为23年。天鹅座V490代表了拱点运动周期最短的食系统（大约只有18.8年）。V456 Oph的两个成分可能是F型光谱。我们比较和讨论了V456 Oph的光变曲线和周期分析结果，但需要更详细的光谱学来更精确地确定组件的物理参数。
2011-01-27 astro-ph.SR
V1898 Cygni: An interacting eclipsing binary in the vicinity of North America nebula
本文报道了双线早型食双星V1898、Cyg的光谱观测结果。径向速度是通过互相关技术获得的。通过对BV光变曲线和RV的分析，确定了V1898、Cyg组成部分的基本恒星参数。我们利用观测到的中食时间推导出了新的食对星历表。分析了观测到的和计算得到的日食时刻之间的残差，并得到了周期变化率$\dot{P}/P= 6.68 \times 10^{-7}\,yr^{-1}$。在过去的24年中，由于质量较小的次级星向质量较大的主星的质量转移，轨道周期增加了约0.38 s，假设保守情况下，每年有$1.88\times10^{-7}\,$ \Msun的质量转移。结合光、径向速度曲线的分析结果，揭示了各部件的物理参数。恒星的绝对参数推导为：M $_1$ =6.054 $\pm$ 0.037 M $_{\odot}$，M $_2$ =1.162 $\pm$ 0.011 M $_{\odot}$，R $_1$ =3.526 $\pm$ 0.009 R $_{\odot}$，R $_2$ =2.640 $\pm$ 0.010 R $_{\odot}$，T $_{eff_1}$ = 18\，000 $\pm$ 600 K，T $_{eff_2}$ = 6.200 $\pm$ 200 K。利用主星的红外JHK星等和辐射热改正，计算了V1898，Cyg系统的距离为501 $\pm$ 5 pc。质量较大的恒星位于主…
2011-06-10 astro-ph.SR
Is KR Cygni a Triple Star System?
2005年获得了食双星天鹅座KR的新的多色UBVR光变曲线。使用Wilson- Devinney方法推导出光度计解决方案。结果表明，KR Cyg是一个近接触的二元系统，各组分之间的有效温差很大，约为5230 K。收集了所有最小光照时间，并与我们在2010年和2011年获得的观测结果相结合。分析了所有的中食时间，我们首次发现了一个可能的周期振荡，振幅为0.001天，周期约为76年。周期振荡可以用第三分量引起的光-时间效应来解释。
2012-06-26 astro-ph.SR
Gamma-ray sources like V407 Cygni in Symbiotic Stars
利用一个简单的加速模型，并假设$γ$ -射线起源于$π^0$模型的$p-p$碰撞，我们研究了共生星中类似天鹅座V407的$γ$ -射线源.它们在银河系中出现的概率上限在0.5 - 5年$^{-1}$之间，表明它们可能是高能$γ$射线的重要来源。加速质子的最大能量主要分布在$10^{11}$ eV附近，几乎没有达到$10^{15}$ eV。发生在D型超新星中的新星，具有一个波长和长的轨道周期，是$γ$射线源的良好候选者。由于轨道周期短，加速持续时间短，共生星RS Oph的新星不能产生天鹅座V407那样的$γ$射线辐射。
2011-01-31 astro-ph.SR
Transient accretion disc-like envelope in the symbiotic binary BF Cygni during its 2006 - 2015 optical outburst
在2006年后的最后一次爆发中，共生双星BF Cygni的可见光显示了轨道变化，因为爆发的紧凑物体的日食。第一个轨道最小值比下面的轨道最小值深。此外，该系统的巴耳末剖面获得了额外的卫星分量，表明在第一和第二轨道最小值之间的同一时间有双极准直流出。这种行为的框架内的准直恒星风的爆发对象的模型进行解释。假设在第一和第二极小值之间的时期，形成一个覆盖致密天体吸积盘并准直其星风的扩展盘状包层。这个包层的未被食部分是轨道最小值深度减少的原因。计算的这一未被遮挡部分的$UBVR_{C}I_{C}$通量与观测到的第一和第二轨道极小值深度的残差一致。包络的参数要求它是线H $α$的主要发射区域，但是H $α$轮廓很少由其旋转确定，并且主要由其他机制确定。结果表明，包层是一个短暂的星云区，它的破坏决定了轨道极小值深度随可见光衰减的增加。
2015-08-25 astro-ph.SR
The First Photometric and Spectroscopic Study of Contact Binary V2840 Cygni
首次对被忽略的短周期食双星V2840 Cygni的光度、光谱和周期变化进行了研究。高质量比接触双星，特别是弱接触双星，是利用恒星参数探讨CBs演化模型的重要组成部分。光度的解决方案揭示了V2840天鹅座与高质量比（$\sim1.36$）的弱接触性质，激励我们调查这样的二进制文件的性质。天鹅座V2840的周期变化研究跨越了15年，表明长期周期以$\sim5.5\times10^{-7}$ d/yr的速率减少，表明组件之间的质量转移。叠加的周期性变化提供了对可能的第三体（P $_3$ $\sim8$ yr，m $_3$ $\sim0.51$ M $_\odot$）的基本理解。在此基础上，基于热弛豫振荡（TRO）模型讨论了系统的演化。发现V2840 Cygni属于HMRCB的特殊类别，验证了TRO。为了验证HMRCBs的性质，已编制了59个具有高质量比的CB的目录以及来自文献的参数。对于研究中的所有HMRCB，讨论了它们的接触配置和观察到的相对对数\emph{J$_{rel}$}的周期变化之间可能的相关性。天鹅座V2840的光谱研究提供了系统中存在磁活动和存在持续质量转移的证据，这是从周期变化研究中推断出来的。收集了17个HMRCB的LAMOST光谱，以解释此类系统中的恒星磁活动。
2023-03-06 astro-ph.SR
Asiago eclipsing binaries program. IV. SZ Camelopardalis, a beta Cephei pulsator in a quadruple, eclipsing system
本文对复系统早型食双星SZCam（O 9 IV + B0.5V）进行了分光光度分析，它由一对轨道周期为P=2.7天的食星SB 2绕一对轨道周期为P =2.8天的非食星SB 1长轨道运行（约55年）组成。我们已经重建的光谱的各个组成部分的SZ凸轮从所观察到的复合光谱使用光谱解纠缠技术。我们使用它们与广泛和准确的BVI CCD测光，以获得轨道的解决方案。我们的测光揭示了在SZ Cam分级系统中存在一个β Cep变量，可能位于非食SB 1对内。脉动周期为0.33265+/-0.00005天，在B波段观测到的总振幅为0.0105 +/-0.0005 mag. NLTE分析的解纠缠光谱提供了所有三个组成部分的大气参数，与来自轨道解的参数一致。
2012-02-01 astro-ph.SR
The Eclipsing Cataclysmic Variables PHL 1445 and GALEX J003535.7+462353
PHL 1445是一颗轨道周期为76.3分钟的激变变星。GALEX J003535.7+462353是一颗新的食矮星新星，轨道周期为4.13小时。这两个天体都显示出振幅超过两个星等的深食。
2011-03-30 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
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IX. NTT photometry of eight eclipsing and three magnetic systems
我们报告了日食的发现和四个激变变星的第一次轨道周期测量，以及一个已知日食和两个磁系统的第一次轨道周期测量。SDSS J093537.46+161950.8具有1等深食，周期为92.245分钟。SDSS J105754.25+275947.5具有短而深的食，轨道周期为90.44分钟。它的光变曲线没有亮点的痕迹，光谱由白矮星成分主导，这意味着低质量吸积率和非常低质量和冷的次级恒星。CSS J132536+210037显示了1等深食，每一次相隔89.821分钟。SDSS J075653.11+085831.8显示了2等深食，周期为197.154分钟。CSS J112634-100210是卡特琳娜实时凌日调查中发现的食矮星新星，SDSS J092122.84+203857.1是一个轨道周期为84.240分钟的磁系统;它的光变曲线是回旋加速器光束的教科书范例。发现暗磁系统SDSS J132411.57+032050.4的周期为158.72 min，其轨道光变类似于AM Her，并对三个已知的SDSS激变变星给出了改进的轨道周期测量。我们调查的轨道周期分布和部分的SDSS样本内的食系统和所有灾难性的变量与一个已知的轨道周期，与发现的部分已知的CV食是不是强烈依赖于轨道周期。
2014-11-10 astro-ph.SR
The orbital period of the eclipsing dwarf nova SDSS J081610.84+453010.2
本文介绍激变变星SDSS J081610.84+453010.2的时间分辨测光，并首次确定它是一颗食矮新星。我们观察到一个爆发的系统，持续了约11天，并有一个3.4级以上的平均平静的振幅。通过对爆发期间最小食时的分析，我们确定其轨道周期为Porb = 0.2096（4）d或5.030（10）h。在矮新星的轨道周期分布中，它的轨道周期位于周期间隙之上。日食的持续时间短（平均半高宽= 10.7分钟或轨道周期的0.036）和浅（爆发时平均0.4等，平静时平均0.6等），表明是一种掠食。
2011-04-01 astro-ph.SR
A beta Cephei pulsator and a changing orbital inclination in the high-mass eclipsing binary system VV Orionis
我们提出了一个分析的高质量食双星系统VV猎户座测光的基础上从TESS卫星。主星（B1V，9.5 Msun）显示出仙王座β的脉动，而副星（B7V，3.8 Msun）可能是一颗缓慢脉动的B星。我们检测到51个显着的振荡频率，其中包括两个多重带的分离等于轨道频率，表明脉动潮汐扰动。我们分析TESS光变曲线和公布的径向速度，以确定系统的物理性质。这两颗恒星都是它们脉动类型中的第二颗，具有精确测量的质量。轨道倾角目前也在减小，可能是由于与第三个天体的引力相互作用。
2020-12-07 astro-ph.SR
A Study of the Orbital Periods of Deeply Eclipsing SW Sextantis Stars
结果提出了一个为期五年的项目，研究轨道周期的18个深蚀novalike激变变量，统称为SW Sextantis明星，结合新的测量日食时间与出版的测量，在某些情况下可以追溯到五十年。虽然这些双星系统中的许多系统的行为与恒定的轨道周期相一致，但很明显，在某些情况下这是不正确的。虽然这些观测的时间跨度相对较短，但有证据表明，其中一些恒星的轨道周期显示出周期性变化，周期在10 - 40年之间。轨道周期最长的两颗恒星，V363 Aur和BT Mon，也显示出长期周期减少的速率，分别为-6.6 \times 10 ^{-8}天/年和-3.3 \times 10 ^{-8}天/年。新的星历表提供了所有18颗恒星，以方便观测未来的日食。
2012-10-26 astro-ph.SR
Light Curves of Galactic Eclipsing Double Periodic Variables
我们提出的双周期变量（DPVs）的性质的调查结果。我们已经选择了一个样本的银河日食DPVs的多波长光度研究，旨在揭示其性质。短轨道周期性和循环可变性解耦，分别进行了研究。轨道光变曲线与半分离双星一致。在较红的带通中，长周期的振幅总是较大的。
2009-10-22 astro-ph.SR
Orbital and stellar parameters for 2M06464003+0109157: a double-lined eclipsing binary of spotted, sub-solar twins
我们计算了2 M06464003 +0109157的物理和轨道性质，这是一颗1.06天食双线光谱联星。我们模拟了系统的ASAS-SN和TESS光变曲线，测量了系统的倾角和每个组件的半径。从6个SDSS/APOGEE光谱中提取每个组分的径向速度，我们测量了系统的质量比，并进行了全轨道拟合。我们的分析表明，2 M 06464003 +0109157的组分质量几乎相等（$m_1/m_2 =0.99 \pm 0.01$ ; $M_1{_,}{_2} = 0.57 \pm 0.015$ M $_\odot$），半径相当（$R_1 = 0.66 \pm 0.05$ R $_\odot$，$R_2 = 0.57 \pm 0.06$ R $_\odot$）。这个解决方案需要两个星点来结合在光变曲线中看到的食外变化。我们报告我们的充分表征这个系统，并使用调查数据来测量精确的物理和轨道特性的EB类似的分析前景。
2021-03-18 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue -- XI. CHIRON investigation of long-period binaries
本文介绍了利用CHIRON摄谱仪对长轨道周期（P = 20 - 75 d）食双星进行的光谱观测结果。七个系统的物理和轨道解来自V波段，和I波段ASAS，WASP，和TESS测光，而径向速度计算从高质量的光谱，使用二维互相关技术。从分离的光谱中确定了恒星的大气参数。我们的大多数目标都是由演化的恒星（亚巨星或红巨星）组成的，但有两个系统显示了不同演化阶段的组成部分和一个可能的合并。对四颗双星的质量和半径的测量精度优于3%。这些天体为恒星演化提供了非常有价值的信息。
2020-11-30 astro-ph.SR
First Orbital Solution and Evolutionary State for the Newly Discovered Eclipsing Binaries USNO-B1.0 1091-0130715 and GSC-03449-0680
对新发现的系统USNO-B1.0 1091-0130715和GSC-03449-0680进行了首次光度学研究，采用的是基于Kurucz（1993）的模式大气的Wilson和Devinney代码的最新窗口接口版本。公认的模型揭示了两个系统的一些绝对参数，这些参数用于采用系统组件的光谱类型并遵循其演化状态。到每个系统的距离和物理性质的估计。计算的物理参数与恒星模型的比较进行了讨论。
2014-06-06 astro-ph.SR
The spectroscopic binaries RV Tauri and DF Cygni
目的：本文的重点是两个著名的，但仍然知之甚少的金牛座RV星：RV Tau和DF Cyg。我们的目标是确认他们怀疑的二元性质，并推导出它们的轨道要素，以调查它们的轨道对这些系统的演化的影响。这项研究被嵌入到一个更广泛的努力，研究低质量和中等质量恒星的双星演化。方法：从径向速度数据中清除高振幅脉动，以更好地约束轨道运动。我们使用盖亚DR 2的视差与SED相结合来计算它们的光度，并与使用周期-光度-颜色关系计算的光度进行了补充。利用星周红外辐射通量与光球辐射通量的比值估算了各系统的轨道倾角。结果：DF Cyg和RV Tau是双星，光谱轨道周期分别为784 $\pm$ 16天和1198 $\pm$ 17天。这些轨道周期被发现是类似的长期的光度时间序列的周期性变化，表明双星确实解释了长期的光度变化。这两个系统都被一个环双星盘包围着，我们的视线掠过它。因此，恒星光度通量随轨道周期周期性地衰减。我们推导出的轨道倾角使我们能够获得DF Cyg和RV Tau的精确伴星质量。对天鹅座DF的开普勒测光的分析揭示了一个在基本脉动频率附近有旁瓣的功率谱。这种调制对应于光谱轨道周期，因此对应于长期光度周期。最后，我们报告的证据有关的H $_α$配置文件在这两个对象的高速吸收功能，表明从周围推出的同伴流出。
2019-06-25 astro-ph.SR
Differential Rotation in Convective Envelopes: Constraints from Eclipsing Binaries
随着时间的推移，潮汐使双星系统中恒星的自转周期与轨道周期同步。然而，如果恒星表现出差速自转，那么只有一部分可以以轨道周期自转，所以表面的自转周期可能与轨道周期不匹配。因此，自转周期和轨道周期之间的差异可以用来推断自转差异的程度。我们使用一个简单的参数化的差分旋转的恒星对流信封在圆形轨道上预测的表面旋转周期和轨道周期之间的差异。比较这个参数化观测到的食双星系统，我们发现，在表面对流区的恒星在短周期的双星有很小的径向差异旋转，与$|r\partial_r \ln Ω| < 0.02$。这甚至适用于更长的轨道周期，虽然很难说哪些系统在长周期内是同步的，并且较大的差分旋转与异步旋转退化。
2019-11-11 astro-ph.SR
Orbital period changes and the higher-order multiplicity fraction amongst SuperWASP eclipsing binaries
双星的轨道周期变化可能是由于系统中第三个大质量天体的存在而引起的。在这里，我们搜索了广角行星搜索（SuperWASP）项目的档案，以寻找13927个食双星候选者的周期变化的证据。正弦周期的变化，强烈暗示第三体，检测到2%的情况下，然而，线性周期的变化，观察到在进一步的22%的系统。我们认为，分布的理由，这些明显的线性变化中的大多数可能反映长期的正弦周期变化所造成的第三机构，从而估计一个高阶的多重性分数为24%的SuperWASP双星，在良好的协议与其他最近的数字之间的双星三重系统的分数一般。
2015-05-05 astro-ph.SR
Orbital solution and evolutionary state for the eclipsing binary 1SWASP J080150.03+471433.8
利用新的VRI波段CCD观测资料，对新发现的1 SWASP J080150.03+471433.8系统进行了轨道解研究。2013年2月25日，我们使用埃及NRIAG的Kottamia光学望远镜进行了观测。估计了12个新的最小值时间，并使用Wilson-Devinney代码分析了观察到的光变曲线。公认的轨道解表明，主分量的质量和温度都比次分量高出约280 K。该系统是一个过接触系统，填充率约为29%，位于195 Pc的距离。利用恒星模型和实验数据研究了系统的演化状态。
2016-06-24 astro-ph.SR
Period Analysis of Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
本研究利用TESS数据对七个食激变变星系统进行轨道周期分析，通过O-C图限制周期变化，并开发适用于本科教学的时间序列分析技术。
2025-01-21 astro-ph.SR
HT Cas - eclipsing dwarf nova during its superoutburst in 2010
我们目前的食矮新星- HT Cas在其超爆发在2010年11月的全球观测活动的结果。使用收集的数据，我们能够进行分析的光变曲线，我们计算$O-C$图。CCD测光观测使我们能够推导出超级驼峰周期，并与日食的时间计算出轨道周期。基于超峰和轨道周期的估计，得到了系统的周期过剩和质量比。
2013-12-17 astro-ph.SR
FUV Detection of the Suspected Subdwarf Companion to the Be Star 59 Cygni
我们报告的检测热亚矮星的组成部分，在Be双星系统，59天鹅座。光谱特征是在光球模型光谱与国际紫外探测卫星获得的远紫外光谱的交叉关联函数中发现的，并且我们使用来自交叉关联函数的径向速度来确定双线光谱轨道。使用多普勒层析成像算法提取的二进制组件的各个光谱。该系统的通量主要由快速旋转的Be星控制。然而，次矮星贡献了大约4%的紫外线通量，它的光谱与热sdO恒星BD +75 325的光谱非常相似。根据紫外光谱和轨道要素的外观，我们提出了恒星质量，半径和温度的估计。热伴星的存在会导致Be盘面向伴星的外部产生过量辐射。我们提出了一组红色的光谱，显示的轨道相位变化的He I 6678发射形成的加热区域的磁盘，这可能发生在磁盘的外边界附近。天鹅座59、大犬座FY和英仙座phi组成了已知的Be双星系统，它们有着被探测到的热演化伴星，这些伴星是物质转移的残留物。它们的性质表明，一部分Be星是通过洛希瓣溢出的角动量转移而自旋上升的。
2013-01-02 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VII. Four new eclipsing systems
我们提出了九个激变变星由斯隆数字巡天，旨在测量这些系统的轨道周期测光。其中四个天体显示了深蚀，我们可以从中测量它们的轨道周期。还使用LCURVE代码分析了三个食系统的光变曲线，并确定了它们的质量比和轨道倾角。SDSS J075059.97+141150.1的轨道周期为134.1564 +/- 0.0008分，使其成为研究激变变星演化过程的有用天体。SDSS J092444.48+080150.9的周期为131.2432 +/- 0.0014 min，可能是磁性的。白矮星的进入和退出阶段非常深和短，没有明确的证据表明这个物体有吸积盘。SDSS J115207.00+404947.8和SDSS J152419.33+220920.1几乎是同卵双生子，周期分别为97.5 +/- 0.4和93.6 +/- 0.5 min，质量比分别为0.14 +/- 0.03和0.17 +/- 0.03。它们的日食有明确的白矮星和亮点的入口和出口特征，使它们成为详细研究的绝佳候选者。所有四个轨道周期都比在已知的激变变星群体中观察到的2-3小时周期间隔短。
2009-12-01 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue - V. Investigation of subgiants and giants: the case of ASAS J010538-8003.7, ASAS J182510-2435.5, and V1980 Sgr
我们提出了绝对的物理和轨道参数的三个双线分离食双星系统从全天空自动巡天（ASAS）目录与亚巨星和巨星组件。这些参数来自存档的V波段ASAS测光和新的径向速度。径向速度的计算，从高品质的光谱，我们获得了8.2米斯巴鲁/HDS，ESO 3.6米/HARPS，1.9米拉德克利夫/GIRAFFE，CTIO 1.5米/CHIRON，和1.2米欧拉/CORALIE使用二维互相关技术（TODCOR）和合成模板光谱分别为每个系统作为参考。用PHOEBE和JKTEBOP程序计算了系统的物理参数和轨道参数。我们用几组等时线检查了系统的演化状态，并确定了每个系统的距离。ASAS J 010538 -8003.7、ASAS J182510-2435.5和V1980 Sgr组件的单个质量的推导不确定度在0.7%至3.6%之间变化，而半径在1%至24%范围内。对于所有的调查系统，这样一个详细的轨道和物理分析是第一次。
2013-06-20 astro-ph.SR
R-mode oscillations in eclipsing binaries
r模式振荡（全球模式的Rossby波与浮力耦合）在食双星的存在下被确认为频率组中的频率振幅图从开普勒光变曲线数据的傅立叶分析。在r模频率群的上界处的频率接近于恒星的旋转频率。分析了大约800个食双星的开普勒光变曲线，发现大约700个例子显示出r模式的特征。有时会发现两组频率群，这表明两颗恒星的旋转频率略有不同。绘制由此获得的旋转频率相对于轨道频率，我们发现，旋转是大致同步的轨道频率，如果后者是大于约1 c/d，而一些恒星旋转超同步的系统与较长的轨道周期。
2019-12-02 astro-ph.SR
Gaia22ayj: outburst from a deeply eclipsing 9.36-min binary?
Gaia 22 ayj（= ZTF 19 aagmvuk）于2022年3月3日被盖亚卫星和ZTF（Zwicky Transient Facility）探测到。我分析了过去公开的ZTF数据，发现Gaia 22 ayj表现出相干的大振幅双波变化，周期为0.00649910257（13）d = 9.36 min。周期可以来自白矮星的自旋周期，也可以来自双星的轨道周期。我认为后一种可能性更有可能，因为光曲线类似于食双星，而且轮廓的稳定性也很好。持续至少~1 d的爆发的存在表明该系统有一个吸积盘。如果Gaia 22 ayj确实是一个周期为9.36分钟的食双星，这是食吸积双星中测量到的最短轨道周期，也是矮新星型爆发系统的最短记录。爆发的存在是不寻常的一个AM CVn系统与此轨道周期，这个对象可能是在打开阶段的质量转移。如果Gaia 22 ayj的超短轨道周期得到确认，该天体将成为探测几年内周期变化的理想目标，以确认其演化状态并确定未来的演化结果。
2022-03-26 astro-ph.SR
CzeV404 - an eclipsing dwarf nova in the period gap during its July 2014 superoutburst
显示了CzeV 404 Her的CCD观测结果。在2014年6月至8月期间，我们探测到了该恒星的一次爆发和一次超级爆发。观察到明显的超峰，其周期为Psh =0.10472（2）天。超峰期随着P_dot=-2.43（8）× 10^（-4）的高值而减小。计算了17次食的轨道周期P_orb=0.0980203（6）天，表明CzeV 404 Her属于周期隙天体，是食SU UMa星的最长轨道周期。根据超峰和轨道周期的测定，得到系统的周期超出6.8% ± 0.02%，质量比q ~ 0.32。
2014-12-31 astro-ph.SR
Double eclipsing binary system KIC 3832716
本文分析了开普勒K1任务期间观测到的KIC~3832716天体的光变曲线。我们证明了这个已知的食双星实际上是一个四重系统，在一个长周期轨道上的双食双星配置与食双星$0.7 \pm 0.3$的质量比。该系统由轨道周期为$P_A \sim 1.1419$ \，d的食双星A组成。双星A在主序后演化阶段含有较大但亮度较低的次级组分，这与“大陵五悖论”一致，该悖论可以通过次级组分离开主序后的质量转移来解释组分的参数。对食双星A的光变曲线和食时变化的观测还表明，在活动周期为$57$ \，d的二次子星表面存在黑子，可能是由黑子的自转运动引起的。轨道周期为$P_B \sim 2.1703$ \，d的第二个食双星B含有光度低于0.09\的非常暗的次级分量$L_{\odot}$。
2018-12-11 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the ASAS catalogue - VIII. The totally-eclipsing double-giant system HD 187669
我们提出了HD 187669的第一个完整的轨道和物理分析，被全天自动巡天（ASAS）识别为食双星ASAS J195222-3233.7。我们将来自ASAS和SuperWASP公共档案馆的多波段测光和0.41米PROMPT机器人望远镜与来自HARPS摄谱仪的高精度径向速度相结合。两种不同的方法用于分析：1）同时使用WD代码拟合所有数据，以及2）分别分析每个光变曲线（使用JKTEBOP）和RV，并在最后合并部分结果。这个系统也显示了一个总的主要（更深）日食，持续约6天。在这次日食期间获得的光谱被用来进行大气分析与MOOG和SME代码，以约束的物理参数的二次。我们发现ASAS J 195222 -3233.7是一个双线光谱双星，由两颗演化的晚型巨星组成，质量分别为$M_1 = 1.504\pm0.004$和$M_2=1.505\pm0.004$ M $_\odot$，半径分别为$R_1 = 11.33\pm0.28$和$R_2=22.62\pm0.50$ R $_\odot$，在$P=88.39$ d轨道上，金属丰度略低于太阳。它的性质很好地再现了2.38 Gyr等时线，并感谢金属丰度估计从总体光谱和质量的高精度，有可能限制年龄下降到0.1 Gyr。它是第一个如此演化的星系食双星，测量精度如此之高，因此是研究恒星演化后期的独特基准。
2014-12-15 astro-ph.SR
Four New Eclipsing Binary Systems in the TESS field: CD-34 13220, HD 295082, TYC 6484-426-1 and TYC 6527-2310-1
我们提出了第一个证据的二进制的四个目标在TESS领域。温度估计的SED分析和轨道周期的确定。分析了系统的TESS光变曲线，导出了轨道参数和绝对参数。的目标也进行了比较，充分研究的二元系统具有相同的形态类型和它们的进化状态进行了讨论。结果表明，这两颗恒星属于食离双星系统。
2021-09-17 astro-ph.SR
First photometric study of the eclipsing binary PS Persei
2009年连续两天获得了食双星英仙座PS（PS Per）的CCD光度观测。采用2003年版Wilson-Devinney程序分析了$V$和$R$谱带的第一条完整光变曲线。结果表明，PS Per是一颗短周期的大陵型双星，质量较小的部分准确地充满了它的内临界洛希瓣。得到了$q=0.518$的质量比和$i=89.^{\circ}86$的轨道倾角。另一方面，根据所有可用的原始光极小期时间，包括两个新的，轨道周期已被改善。
2010-08-18 astro-ph.SR
Light Curves Analysis and Period Study of Two Eclipsing Binaries UZ Lyr and BR Cyg
UZ Lyr和BR Cyg是两个食双星系统，它们的次级成分充满了Roche瓣。虽然这些系统的径向速度和光变曲线已经被单独研究，径向速度和光变曲线同时进行分析，在本研究中的第一次。此外，这些系统的轨道周期的变化进行了研究。结果表明，组分间的质量传递对体系轨道周期变化的影响很小，但两个光时效应是导致UZ Lyr O-C曲线周期性行为的原因。虽然我们不能观测到更多的关于BR Cyg轨道周期变化的信息，但我们发现了一个新的轨道周期，通过径向速度和光变曲线分析，我们发现BR Cyg的次级分量上有一个冷点。得到了这两个系统新的几何和物理参数，并证明了它们在H-R图上的位置。
2021-11-30 astro-ph.SR
Low-amplitude and long-period radial velocity variations in giants HD 3574, 63 Cygni, and HD 216946 (Research Note)
目标。我们使用精确的径向速度测量来研究演化恒星的低振幅和长周期变化。方法. 2004年9月至2014年5月期间，高分辨率光纤馈入的博贤山天文台Echelle摄谱仪（BOES）被用作博贤山光学天文台（BOAO）系外行星搜索计划的一部分。结果我们报告的低振幅和长周期的轨道径向速度变化的检测在三个演化的恒星，HD 3574，63天鹅座，和HD 216946。它们的周期分别为1061、982和1382天，半振幅分别为376、742和699米/秒。
2014-05-23 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the All-Sky Automated Survey catalogue - VI. AK Fornacis - a rare, bright K-type eclipsing binary
我们提出了一个明亮的（V=9.14），附近（d=31秒差距），晚型分离食二进制AK天炉座的光度和光谱分析相结合的结果。这个P=3.981 d的系统以前没有被认为是双线光谱双星，这是这个独特目标的第一个完整的物理模型。利用FEROS、CORALIE和HARPS摄谱仪，我们收集了一些高分辨率的光谱，以计算双星两个组成部分的径向速度。测量是用我们自己的解缠程序和TODCOR技术完成的，后来又与ASAS和SuperWASP档案中的光度法相结合。我们还使用Spectroscopy Made Easy（SME）软件包对组分光谱进行了大气分析。我们的分析表明，AK For由两个活跃的冷矮星组成，质量分别为$M_1=0.6958 \pm 0.0010$和$M_2=0.6355 \pm 0.0007$ M $_\odot$，半径分别为$R_1=0.687 \pm 0.020$和$R_2=0.609 \pm 0.016$ R $_\odot$，金属丰度略低于太阳。两个组件的参数都很好地再现了模型。AK For是已知的K型或M型食双星中最亮的系统。它的轨道周期是最长的之一，旋转速度是最低的之一，这使我们能够获得非常精确的径向速度测量。物理参数的精度，我们得到的地方AK的二进制文件中最好的质量测量在文献中。它还填补了我们对0.5-0.8 M $_\odot$范围内的恒星以及短周期和长周期系统的知识空白。所…
2014-05-12 astro-ph.SR
Did the ancient egyptians record the period of the eclipsing binary Algol - the Raging one?
双星的食提供了轨道周期变化的精确信息。古德里克在1783年发现了大陵五日食的2.867天周期。这个已知最长的食双星的不规则轨道周期变化继续困扰着天文学家。双星系统中两个成员之间的质量转移应该会导致轨道周期的长期增加，但两个世纪以来的观测并未证实这一效应。在这里，我们提出的证据表明，大陵五期间是2.850天三千年前。出于宗教原因，古埃及人将这一时期记录在开罗日历中，该日历描述了愤怒的重复变化。《开罗历》可能是发现变星的最古老的历史文献。
2013-05-24 astro-ph.SR
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
Are there really some eccentric eclipsing binaries having orbital periods below 1 d?
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（查理大学数学物理学院天体物理研究所）
本研究对超过140个声称周期短于1天的食双星进行系统分析，发现超过98%实为圆轨道，仅两个偏心轨道，其中TIC 1190662偏心率高达0.21，揭示了自动流水线导致的误判问题。
2026-09-23 astro-ph.SR
Orbital and physical parameters of eclipsing binaries from the All-Sky Automated Survey catalogue - VII. V1200 Centauri: a bright triple in the Hyades moving group
通过对\textit{All Sky Automated Survey}（ASAS）和SuperWASP数据库的光谱观测和光变曲线的分析，给出了V1200~Centauri（ASAS~J135218-3837.3）的轨道和物理参数。利用互相关技术\textsc{todcor}，从OUC 50厘米望远镜和PUCHEROS摄谱仪以及1.2米欧拉望远镜和CORALIE摄谱仪获得的高分辨率光谱中计算了径向速度。我们发现系统的绝对参数为$M_1= 1.394\pm 0.030$ M $_\odot$，$M_2= 0.866\pm 0.015$ M $_\odot$，$R_1= 1.39\pm 0.15$ R $_\odot$，$R_2= 1.10\pm 0.25$ R $_\odot$ .我们研究了双星的演化状态和运动学，我们的结果表明V1200~Centauri可能是毕宿星移动群的成员，但大部分膨胀的次级半径可能表明该系统可能更年轻，大约3000万年。我们还发现，食对是由另一个恒星质量的物体在351天的轨道上运行的，这对于等级三元组来说是不寻常的短。这使得V1200 Cen成为测试多颗恒星形成模型的潜在目标。
2015-01-05 astro-ph.SR
Modeling the Asymmetric Wind of Massive LBV Binary MWC 314
在过去的两年里，水星-HERMES的光谱监测显示MWC 314是一个大质量的双星系统，由一颗早期B型主LBV星和一颗亮度较低的超巨星伴星组成。我们确定的轨道周期Porb为60.85 d从光学的S II和Ne I的吸收线观察到在这个单线光谱二进制。我们发现轨道偏心率为e=0.26，径向速度曲线的振幅为80.6 km/s。在我们的光谱监测过程中，ASAS V光曲线显示了两个亮度最小值（ΔV~0.1 mag.）在轨道周期内，由于轨道倾角约为70度的日偏食。我们发现一个明确的轨道相位之间的相关性和详细的形状的光学和近红外P Cygni型线配置文件的He I，Si II，和双峰或三峰固定核心突出的Fe II发射线。初步的3-D辐射转移模式计算与Wind 3D表明，周期性的天鹅座P线廓线变化的结果从一个不对称的共同包络风增强密度（或线不透明度）在附近的LBV主要。由于轨道运动，LBV内部风区的方向变化，在轨道相位θ = 0.65至0.85之间产生了变化的天鹅座P线剖面（风速约为200公里/秒），而在θ = 0.15至0.35之间的半个轨道周期后，观察到了弱的天鹅座P线剖面。我们没有观察到光学或近红外He II，C III和Si III线，这表明LBV的光谱类型晚于B 0。对大质量双星MWC 314的不对称风特性的详细建模提供了关于最明亮的热（双星）恒星（如Eta Carinae）的重要新物理信…
2011-12-27 astro-ph.SR
Detection of white dwarf spin period variability in the intermediate polar V2306 Cygni
磁激变变星是由一个致密的物体--一颗白矮星--和一颗充满其洛希叶的红矮星组成的密近双星。这种系统是物理实验室，能够研究磁场对物质流动的影响。它们经常表现出白矮星的自旋上升或下降，而一些系统则表现出更复杂的自旋周期变化行为。我们观测了密近双星系统中白矮星自转周期的变化，以研究磁场的相互作用和吸积过程以及中间极的演化。在我们的中间极地监测计划的框架内，我们在几个观测站获得了测光CCD观测。两个周期的三角多项式拟合用于确定极值时间。进行了（O-C）分析，以研究系统的轨道和自旋周期的变化。利用对天鹅座V2306（以前称为1 WGA J1958.2+3232）的9年观测数据，我们探测到了自旋周期的变化，它显示了白矮星的自旋上升，特征时间为$(53\pm5)\cdot10^4$年。旋转周期的值为$733.33976$秒，形式精度为$0.00015$秒。我们导出了一个改进的系统的轨道周期值为$4.371523\pm0.000009$小时。
2019-07-24 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
Early-type Eclipsing Binaries with Intermediate Orbital Periods
我们分析了221食双星（EB）在大麦云B型主序星（MS）的原色（$M_1$ $\approx$ 4 - 14 M $_{\odot}$）和轨道周期$P$ = 20 - 50天，光度监测的光学引力透镜实验。我们利用我们的三阶段自动化流水线来（1）对所有221个EB进行分类，（2）将物理模型拟合到130个分离的定义明确的EB的光变曲线，从中可以确定唯一的参数，以及（3）通过校正选择效应来恢复固有的二进制统计。我们发现了两个随年龄增长的统计学显著趋势。首先，年轻的EB倾向于居住在尘埃环境中，具有较大的光度偏差，这是一种在模拟恒星种群时可以实现的经验关系。其次，年轻的EB通常有很大的偏心率。这表明中等轨道周期的大质量双星具有麦克斯韦“热”轨道速度分布，这表明它们是通过动力学相互作用形成的。此外，年龄偏心率的关系提供了一个直接的约束潮汐演化的高偏心双星包含热MS星与辐射信封。伴星$q$ = $M_2$ / $M_1$ $>$ 0.2，轨道周期$P$ = 20 - 50天的B型MS星的内禀分数为（7 $\pm$ 2）%.我们发现，在$P$ = 20 - 50天的早期型双星的权重显着向小质量比$q$ $\approx$ 0.2 - 0.3，这是从$P$ $<$ 20天的较近的双星从以前的观测结果不同。这表明，早期型双星在稍宽的轨道分离经历了显着较少的共同进化和竞争吸积过程中形成的环双星盘。
2015-07-10 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
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VI. The 4.5-hr period eclipsing system SDSS J100658.40+233724.4
本文介绍了SDSS J100658.40+233724.4的时间分辨光谱学和光度学，我们发现它是一个轨道周期为0.18591324天（267.71507分钟）的食激变变星。观测到的第二颗恒星的速度振幅为276 +/- 7 km/s，辐照修正后降低到258 +/- 12 km/s。红外钙三重态发射线的多普勒断层扫描支持这种测量。我们使用LCURVE代码和马尔可夫链蒙特卡罗模拟对光变曲线进行了建模，发现质量比为0.51 +/- 0.08。从速度振幅和光变曲线分析，我们发现白矮星的质量为0.78 +/- 0.12 Msun，而副星的质量和半径分别为0.40 +/- 0.10 Msun和0.466 +/- 0.036 Rsun。次级成分的密度低于正常的主序星，但它的性质与这个轨道周期的CV的预期值非常一致。通过模拟该系统的光谱能量分布，我们发现距离为676 +/- 40 pc，并估计白矮星的有效温度为16500 +/- 2000 K。
2009-09-15 astro-ph.SR
Accurate orbital solution for the new and metal poor eclipsing binary Tycho~5227-1023-1
利用高分辨率埃歇尔谱学和$V$、$i^\prime$测光方法，对在寻找天琴座RR变星候选成员的过程中发现的双线食双星Tyc 5227-1023-1的轨道和物理参数进行了研究。合成光谱分析的两个组成部分已经完成，产生金属丰度[M/H] = $-0.63 \pm 0.11$的两颗恒星和次级的温度，这是在密切的协议与一个从轨道解决方案，而主要的温度是由光度测定（T $_1 = 6350$ K）。质量和半径（$M_1 = 0.96 \pm 0.02, M_2 = 0.84 \pm 0.01$ M $_{\odot}$，$R_1 = 1.39 \pm 0.01, R_2 = 0.98 \pm 0.01$ R $_{\odot}$）显示这两颗恒星都已经从主序星带略微演化出来，年龄大约为$7$ Gyr，合成光谱分析的结果支持与轨道运动共旋的说法。该系统的径向速度为$-60 \pm 2$ km sec $^{-1}$，而根据轨道参数和导出的红化$E_{B-V}$ = 0.053计算的距离为$496 \pm 35$ pc。尽管Tyc 5227-1023-1最初被认为是宝瓶座星系流的一个可能成员，但这里给出的结果与这个古老结构的报告值不一致，并建议可能是厚盘的成员。
2017-05-16 astro-ph.SR
Infrahumps detected in Kepler light curve of V1504 Cygni
本文对激变变星天鹅座V1504的短步频开普勒观测数据进行了功率谱密度分析。我们确定了三个不同的周期：轨道周期（1.669 \pm 0.005小时），超级驼峰周期（1.733 \pm 0.005小时），和峰下周期（1.628 \pm 0.005小时）。这一结果与用期间盈亏关系预测的结果一致。
2012-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of the eccentricity in the eclipsing binary system AS Camelopardalis
在2002年、2004年和2017年，我们对食双星系统AS~Cam进行了高精度CCD测光观测。通过分析1967年至2017年的光变曲线（我们的数据+文献数据），我们得到了系统的光度要素，并通过$Δe=0.03 \pm 0.01$发现了系统轨道偏心率的变化。这一变化可能表明系统中存在第三个伴星，其轨道相对于中心双星轨道平面的倾斜度很大，其引力影响可能导致AS~Cam拱点运动速率的观测值与理论值之间的差异。
2017-11-16 astro-ph.SR
ASAS-SN Identification of a Detached Eclipsing Binary System with a $\sim7.3$ Year Period
我们报告了一个新的，长周期的分离食双星的全天空超新星自动巡天（ASAS-SN）的识别。结合ASAS-SN，ASAS和KELT的V波段测光，我们构建了2006-2018年的光变曲线。ASASSN-V J192543.72+402619.0是一颗偏心离体食双星，轨道周期为$P\sim7.3$ yr，最小轨道偏心率为$e_{min}\sim0.2$，主食持续时间为$\sim160$ d。我们还探测到一个$\sim 0.6$等较浅的二次日食。多波段测光表明，双星中更明亮的部分是M巨星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2018-07-05 astro-ph.SR
