A photometric study of two contact binaries: CRTS J025408.1+265957 and CRTS J012111.1+272933
我们对两个接触双星进行了新的光度观测（即，CRTS J025408.1 + 265957和CRTS J012111.1 + 272933）。从我们的光变曲线和一些调查数据，我们得出了几套光度解决方案。我们发现CRTS J025408.1 + 265957和CRTS J012111.1 + 272933分别为A型和W型WUMa。结果表明，在两个接触双星中，黑子发生了迁移或消失，这两个双星是由LAMOST光谱中的色球活动发射（如H α发射）确定的。从O-C曲线可以看出，两个接触双星的轨道周期可能是增加的，这是由质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移解释的。在质量转移的作用下，两个接触双星可以从接触构型演化为半探测构型，这与热弛豫振荡理论的预言一致。
2022-07-13 astro-ph.SR
The first photometric investigation of the contact binary OQ Cam
本文首次给出了短周期接触双星OQ Cam在B、V、R ${_c}$和I ${_c}$波段的电荷耦合器件测光光变曲线。利用Wilson-Devinney光变曲线程序分析发现，OQ Cam是一颗W型浅接触双星，接触度f = 20.2%. O-C分析表明，轨道周期呈长期增长，增长率为$dP/dt=4.40\times10{^{-7}} day \cdot year{^{-1}}$。轨道周期的增加可以用质量从质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。随着轨道周期的增加，OQ凸轮将从目前的浅接触状态向无接触状态发展。因此，它可能是证实热弛豫振荡理论的一个潜在候选者。
2020-05-28 astro-ph.SR
Photometric study and absolute parameters estimation of six totally eclipsing contact binaries
介绍并分析了六颗全食接触联星的高精度CCD观测结果。发现只有一个目标是A型接触双星（V429凸轮），而其他都是W型接触双星。通过分析光极小期的出现时间，发现其中两个光极小期的长周期增大，三个光极小期的长周期减小。对于V1033 Her，发现了叠加在长期增加上的周期变化。通过对173个双星的Gaia距离与绝对参数的比较，发现Gaia距离可以用来估计绝大多数双星的绝对参数。我们的六个目标的绝对参数是通过使用它们的盖亚距离来估计的。研究了接触双星的演化状况，发现A-和W-亚型接触双星可能有不同的形成通道。给出了101颗接触双星的分光光度质量比之间的关系。发现几乎所有的日全食系统的光度质量比与光谱质量比都符合得很好，这与Pribulla等人和Terrell & Wilson的结果相一致。
2021-06-03 astro-ph.SR
The First Photometric Study of the Short-period Shallow Contact System LO Comae
本文给出了食双星LO Com在B、V和R通带的第一组完整的光度光变曲线，并利用Wilson和Devinney程序对这些光变曲线进行分析，导出了LO Com的光度解。由光度解可知，LO Com为W型W UMa二元系，其质量比q={m}2/{m}1=2.478，接触度f=（3.2 ± 0.25）%。通过将这两个新的最小时间与文献中先前发表的最小时间相结合，我们发现（O-C）曲线显示出向下的抛物线变化，对应于轨道周期的长期减小，其速率为{d}P/{d}t=-1.18*{10}-7天yr-1。这种轨道周期的长期减少可能是由质量较大的组分向质量较小的组分的质量转移引起的。
2017-08-02 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the near contact binary IR Cas
基于新观察到的BVRI光变曲线进行IR Cas的第一光度分析。对称的光变曲线和几乎平坦的次极小值表明可以确定非常精确的光度测量结果。我们发现IR Cas是一颗近接触双星，其主成分充满了Roche瓣。根据所有可获得的最小光照时间对O-C图进行分析，发现存在周期性变化的证据，其半振幅为0.0153天，周期为39.7年，叠加在以dp/dt=-1.28（\pm 0.09）\times 10^{-7} d yr^{-1}的长期下降率上。对这种周期性变化最合理的解释是第三个物体产生的光时间旅行效应。周期的减小可能是由于从初级部件到次级部件的质量传递引起的。随着时间的推移，IR Cas最终将演变为接触系统。
2014-09-24 astro-ph.SR
A photometric study of the high-mass-ratio contact binary AV Puppis
利用2013年版Wilson-Devinney（W-D）程序计算了接触双星船尾座AV（AV Pup）在$VR_cI_c$带通区的多色光度光变曲线.结果表明，AV Pup是一个具有高质量比（$q=m_2/m_1= 0.896$）和填充因子（$f=10\%$）的A亚型W UMa接触双星。结合我们新确定的最小时刻和文献中的最小时刻，研究了该系统的轨道周期变化。$O-C$分析表明，AV Pup的轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t=4.83 \times 10^{-7} \ \mathrm{days \ yr^{-1}}$的速率增加，这可以用质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。
2019-06-06 astro-ph.SR
New Photometric Study of A Southern Contact Binary System: HI Puppis
本文给出了接触双星系统\astrobj{HI Pup}的新的测光观测结果以及该系统的径向速度曲线。时间序列多色测光是在南非天文台使用1米卡塞格伦望远镜获得的。我们应用了一个同时解决方案的$BVRI$光和径向速度曲线，以确定系统的物理参数。通过分析新的多色数据，发现物理参数为$M_1=1.22M_{\odot}$、$M_2=0.23M_{\odot}$、$R_1=1.44R_{\odot}$、$R_2=0.67R_{\odot}$、$L_1=3.3L_{\odot}$、$L_2=0.7L_{\odot}$。我们的解证实了HI Pup具有典型的A型W UMa二元系统特性。
2014-02-24 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
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
Photometric study of contact binary star MW And
利用塔尔顿天文台的0.8米望远镜和CCD光度计对短周期食双星MW And进行了1298次观测。在Johnson的BVR过滤器中获得观察结果。光变曲线显示MW And是一颗食双星，周期为0.26376886天。进一步的分析表明，MW和的周期以0.17秒/年的速率变化。使用2015年版本的Wilson-Devinney模型获得光度解决方案。结果表明，MW And是一颗W Uma型食双星。我们的分析表明，该系统具有W-亚型接触系统的光变曲线。根据其颜色估计，其光谱类型为K 0/K1，将其置于周期谱图的零年龄接触区。溶液的光度表明它是一个双谱线光谱系统，因此，建议进行光谱观测以作进一步的详细研究。
2018-08-20 astro-ph.SR
Photometric analysis of two extreme low mass ratio contact binary systems
本文介绍了两个新发现的接触双星TYC 6995-813-1和NSVS 13602901的多波段光度学和光变曲线分析。两者的质量比都很低，分别为0.11和0.17。这两个系统的次级成分显示出相当大的演化证据，密度升高，光度和半径远高于它们的主要序列对应物。即使在没有显著的黑子活动的情况下，至少有一个系统TYC 6995-813-1显示出磁场和色球层活动的特征。TYC 6995-813-1也被确定为潜在的合并候选者，其当前分离接近理论不稳定分离。
2021-05-27 astro-ph.SR
First photometric study of ultrashort-period contact binary 1SWASP J140533.33+114639.1
利用2013年版的Wilson-Devinney（W-D）程序，给出并分析了短周期食双星1 SWASP J140533.33+114639.1（以下简称J1405）在$BVR$波段的CCD测光光变曲线。发现J1405是一颗W型浅接触双星，接触度为$f$ = 7.9 $\pm$ 0.5\%，质量比为$q$ = 1.55 $\pm$ 0.02。为了解释系统的非对称光变曲线，在质量较大的部分上采用了冷星斑。这颗浅接触食双星可能是由一个短周期的分离系统由于角动量损失而导致轨道收缩而形成的。基于$(O-C)$方法，利用所有的最小光照时间，研究了轨道周期的变化。$(O-C)$图显示周期以$dP/dt=+2.09\times{10^{-7}}$天/年$^{-1}$的速率持续增加，这可以用质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。
2017-12-26 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of Two Low Mass Ratio Contact Binary Systems: CRTS J225828.7-121122 and CRTS J030053.5+230139
本研究对两个新近确认的小质量比相接双星开展测光与光谱观测，推导其绝对参数，证实二者轨道稳定、不易并合，且次星比主序星更大更亮、密度远高于主星。
2023-08-23 astro-ph.SR
Photometric study of three ultrashort-period contact binaries
我们对三颗食超短周期接触双星（USPCBs）进行了高精度测光观测。通过Wilson-Devinney代码将理论模型拟合到光变曲线。解表明，三个目标已经发展到接触阶段。光度测定结果如下：a）1 SWASP J030749.87-365201.7，q=0.439 \pm 0.003，f=0.0 \pm 3.6%; b）1 SWASP J213252.93-441822.6，q=0.560 \pm 0.003，f=14.2 \pm 1.9%; c）1SWASP J200059.78+054408.9，q=0.436 \pm 0.008，f=58.4 \pm 1.8%。光变曲线显示了O 'Connell效应，这可以通过假设的冷点来模拟。1 SWASP J030749.87-365201.7 I波段光变曲线的夜间变化强烈支持冷点模型。为了进行比较研究，我们收集了一整套28个研究良好的USPCB，P < 0.24天。因此，我们发现其中大多数（28个中的17个）处于浅接触（即填充因子f<20%）。只有4种USPCB具有深度填充系数（即f>50%）。一般来说，具有深度填充因素的接触二进制文件将会合并，但据信USPCB刚刚发展到接触阶段。因此，深USPCB 1 SWASP J200059.78+054408.9似乎是一个矛盾，使其非常有趣。特别地，1 SWASP J030749.87-365201.…
2017-12-13 astro-ph.SR
Extremely low mass ratio contact binaries -- I. the first photometric and spectroscopic investigations of ten systems
首次报道了10颗接触双星的光度和光谱研究结果。发现这10个目标的质量比都小于0.15，是极低质量比的接触双星。其中7颗为深接触双星，2颗为中接触双星，只有1颗为浅接触双星。其中5个组分表现出O 'Connell效应，其中一个组分上的暗斑可以导致非对称光变曲线的良好拟合。对这10颗双星的轨道周期的研究表明，它们都表现出长期的周期变化，其中6颗的周期在增加，而其他的则在缩小。LAMOST光谱进行了分析，光谱相减法，和所有的十个目标表现出过量的H $_α$线的发射，表明色球活动。研究了这10颗双星的两个组成部分的演化状态，发现它们的演化状态与其它接触双星的演化状态一致。通过对这10个系统的轨道角动量与总质量关系的研究，发现它们可能处于接触双星演化的晚期。得到了这两个组分的初始质量和年龄。通过对不稳定性参数的计算，发现这10颗双星目前都是相对稳定的。
2022-09-08 astro-ph.SR
Optical Flares Detected on a Contact Binary: The First Photometric and Spectroscopic Analysis of a Long-period Low Mass Ratio Contact Binary HAT 307-0007476
首次对长周期低质量比相接双星HAT 307-0007476进行测光与光谱分析，探测到两次超级耀斑，并发现轨道周期长期增加，表明系统处于稳定状态。
2025-01-18 astro-ph.SR
A CCD photometric study of the newly discovered contact binary ASAS 134738+0410.1
利用印度$IUCAA$ Girawali天文台（IGO）2米望远镜获得的V波段观测数据，我们对ASAS ID 134738 + 0410.1的恒星进行了CCD测光研究。这颗恒星是从全天空自动巡天（ASAS）的$δ$ Scuti数据库中选出的（Pojmanski 2002）。我们的分析表明，该恒星不是一个$δ$盾牌变星，而是一个轨道周期为0.2853067天的W UMa型接触双星。从观测数据中确定了两个新的主极小值和次极小值的时间。使用威尔逊-德文尼光变曲线模型技术获得的初步解表明，该恒星更可能是一颗部分食的W UMa型接触双星。然而，单靠光度测定是不可能确定这对双星的实际亚型的，因为所观察到的光变曲线可以同时适用于A型和W型两种溶液。这种双星的确切分类需要从高分辨率光谱学中确定。
2010-05-21 astro-ph.SR
The first photometric and spectroscopic analysis of the extremely low mass ratio contact binary NSVS 5029961
我们首次对NSVS 5029961进行了光度和光谱研究。用山东大学威海天文台1.0米望远镜获得了新的BV（RI）$_c$波段光变曲线。利用Wilson-Devinney程序计算发现，NSVS 5029961是一颗A型浅接触双星，质量比极低（q = 0.1515，f = 19.1%）。LAMOST观测到了6条光谱，在光谱中探测到了多条色球活动发射线指示，表明该目标具有较强的色球活动性。利用光度解和盖亚距离计算了双星的绝对参数，并估算了双星的初始质量和年龄。利用质量-半径图和质光图讨论了其演化状态。结果表明，主成分是一颗小演化星，次成分已经远离主序演化。NSVS 5029661的形成和演化研究表明，它可能是由一颗短周期、低质量比的分离双星通过磁制动和A类质量转移的角动量损失演化而来，目前处于稳定接触阶段。
2021-06-29 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the totally eclipsing contact binary V811 Cep
对V811 Cep进行了首次光度分析。给出了V、R和I带的第一条完整的光变曲线。用Wilson-Devinney（W-D）程序对V811 Cep进行了分析，结果表明V811 Cep是一个质量比为0.285的中接触双星（$f=33.9(\pm4.9)\%$）。它是一个W-亚型接触双星，即质量较小的组分比质量较大的组分更热，并且光变曲线是不对称的（O 'Connell效应），这可以用质量较小的组分上存在热点来解释。轨道倾角为$i=88.3^{\circ}$，表明它是一颗全蚀双星，因此获得的参数是可靠的。通过O-C分析发现，轨道周期以$\dot{P}=-3.90(\pm0.06)\times 10^{-7}d \cdot yr^{-1}$的速率减小，说明质量从大质量组分向小质量组分发生了质量转移。
2021-03-23 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
Photometric and H-alpha studies of two extreme mass-ratio short period contact binaries in the direction of open cluster Praesepe
对两个极端质量比短周期接触双星ASAS J 082243 +1927.0（V1）和ASAS J 085710 +1856.8（V2）进行了V波段高岁差测光和H-α线附近的光谱研究。研究中的变星都是指向疏散星团Praesepe的。光变曲线分析表明，V1为A型低质量比过接触双星，质量比q为0.121，填充因子f为72%; V2为W型低质量比接触双星，质量比q为1.29，填充因子f为11%（边缘接触）。对这两个变星的H-α吸收线轮廓的研究表明，等效宽度（EW）随轨道相位的变化。对于V1和V2，H-α线的平均EW分别为1.6+或-0.13 A和1.18+或-0.12 A。H-α吸收相对于相位的变化被解释为是由于色球活动在V1中，从O Connell效应和由于色球耀斑，风或光球源在V2中明显。这两个二进制的参数也研究了关于大样本的充分研究的接触双星和可能的机制合并在接触双星的低和高质量比的强调。
2016-06-15 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
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
Photometric Investigation of the K-type Extreme-Shallow Contact Binary V1799 Orion
利用W-D程序计算和分析了V1799 Ori的新的多色光变曲线。光度解表明，该系统是一个W型浅接触双星，质量比为$q=1.335(\pm0.005)$，接触度约为$f = 3.5(\pm1.1)\%$ .总体而言，结果与Samec报告的结果吻合良好。用双星表面的星斑很好地解释了光变曲线中显著的O 'Connell效应，证实了该系统目前是活跃的。获得了几个新的光极小值。收集所有可用的光最小值时间，以及重新计算和新获得的时间。应用最小二乘法对所构造的O-C图进行处理，得到了V1799 Ori卫星的新星历。发现轨道周期以$1.8(\pm0.6)\times10^{-8}$天$\cdot$年$^{-1}$的速率连续微弱增加。极浅的接触，加上周期的增加，表明该二进制可能是在一个关键阶段预测的TRO理论。\keywords {双星：接近--双星：食--恒星：个体（猎户座V1799）
2014-03-31 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
Photometric and Spectroscopic Studies of Four Low Mass-ratio Contact Binaries with Period Longer than 0.7 days
对四个长周期低质量比相接双星进行光度和光谱研究，确定其类型、轨道周期变化及磁活动性，并比较长短周期系统的质光与质径关系。
2025-10-25 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic studies of the long period low mass ratio deep contact binary KN Per
对长周期低质量比深接触双星KN Per进行了光度分析和光谱研究。BV（RI）$_c$波段的光变曲线来自宁波教育局和新疆天文台星明天文台望远镜（NEXT）。通过Wilson-Devinney（W-D）程序的分析，发现KN Per是一颗A型低质量比深接触双星（q=0.236，f= 53.4%）。引入冷斑技术解释了光变曲线的极大值不相等现象。根据O-C分析，我们发现轨道周期增加的速率为：$\dot{P}$ = 5.12 $\pm$（0.30）$\times$ 10 $^{-7}$ d/yr，这意味着物质从次级组分向初级组分转移。通过对光谱数据的分析，检测到了与光变曲线分析相对应的色球活动发射线指标。收集了71个长期（P $>$ 0.5天）接触二进制文件，包括我们的目标。通过质量-半径、质量-光度和log M $_{T}$ - log J $_{o}$的图解，研究了所有恒星的演化状态。确定了一些物理参数之间的关系。用KNPer的不稳定性参数确定了它目前是一个稳定的接触双星系统。
2022-10-18 astro-ph.SR
Photometric Investigation of Contact Binary DY Cet Based on TESS Data
本文对双星DY Cet的TESS光变曲线及其轨道周期变化进行了光度分析。使用Wilson-Devinney程序进行光变曲线和已发表的径向速度数据分析。通过对光变曲线和径向速度数据的同时分析，确定了系统各组分的质量和半径分别为M1=1.55（2）Ms，M2=0.55（1）Ms和R1=1.51（2）Rs，R2=0.95（2）Rs。测得该体系的接触度（f）为23%，质量比（q）为0.355（12）。本研究首次对DY Cet进行了轨道周期分析。观测到轨道周期随抛物线的减小呈正弦变化。为了解释轨道周期的变化，在质量守恒的假设下，提出了组分间的质量转移，并计算了质量转移速率为dM/dt= 1.1 × 10 ^（-7）Ms/yr。一个可能的第三个组成部分被建议解释的正弦变化，和看不见的组件的质量被确定为0.13 Ms。DY Cet系统的年龄估计为3.77 Gyr。
2022-03-20 astro-ph.SR
Extremely Low Mass Ratio Contact Binaries. III. Photometric and Spectroscopic Investigations of Eleven Systems
Shandong University（山东大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）
本文对11个质量比低于0.15的极低质量比相接双星开展测光与光谱研究，利用PHysics Of Eclipsing BinariEs模型等分析，揭示其轨道周期变化等特性并探讨形成机制。
2026-08-31 astro-ph.SR
Photometric Investigation of the Total-Eclipsing Contact Binary V12 in the Intermediate-age Open Cluster NGC 7789
NGC 7789是一个中等年龄的疏散星团，其年龄与接触双星的平均年龄相似。V12是一颗明亮的UMa型双星，轨道周期为0.397天。用W-D（Wilson和Devinney）方法分析了V_（12）在V、R和I波段的第一条完整的光变曲线。结果表明，V12是一颗质量比为3.848的中间接触双星（f = 43%），是一颗W型接触双星，质量较小的组分比质量较大的组分温度略高。光变曲线的不对称性可以用质量更大的组分上存在的黑点来解释。由轨道倾角（i = 83.6o）确定它是一颗食全食双星，说明所确定的参数是可靠的。轨道周期可能会以P = +2.48 x 10-6天/年的速率长期增加，这表明质量从质量较小的组分迅速转移到质量较大的组分。然而，需要更多的观察来证实这一结论。在中等年龄的疏散星团中存在中等接触双星可能意味着某些接触双星在接触前的时间尺度非常短。第三天体或/和恒星碰撞的存在可能有助于缩短接触前的演化。
2014-02-20 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Investigations of Three Large Amplitude Contact Binaries
针对三颗光变振幅超0.7星等的大振幅相接双星，通过Wilson-Devinney代码分析光变曲线并结合LAMOST光谱研究，明确其类型、物理参数及演化状态，还揭示了H型相接双星能量转移效率较低的规律。
2024-11-30 astro-ph.SR
A Photometric Study of Four Recently Discovered Contact Binaries: 1SWASP J064501.21+342154.9, 1SWASP J155822.10-025604.8, 1SWASP J212808.86+151622.0 and UCAC4 436-062932
我们对最近发现的四个接触双星进行了新的高质量的观测：1SWASP J064501.21+342154.9、1SWASP J155822.10-025604.8、1SWASP J212808.86+151622.0和UCAC 4 436-062932，利用G.久拉舍维奇在没有光谱观测的情况下，较亮组分的有效温度由颜色指数估计，质量比由q-搜索法确定。分析表明，所有四个系统都是W UMa型双星在浅接触配置，包括晚型主序的初级和演化的次级与活跃的表面区域（暗或亮点）所造成的磁活动或正在进行的传输组件之间的热能。我们比较推导出的轨道和恒星参数，这四个变量与以前分析的W UMa星的大样本，发现我们的结果很好地拟合。
2016-08-23 astro-ph.SR
Extremely Low Mass Ratio Contact Binaries. II. The First Photometric and Spectroscopic Investigations of Six Systems with Orbital Periods Longer than 0.5 days
本文首次对六颗轨道周期长于0.5天的极低质量比相接双星开展测光与光谱研究，揭示其无周期变化或长期增减、无色球活动，并结合218颗样本分析能量转移、相接度与质量比关系，预测截止质量比为0.021。
2025-05-07 astro-ph.SR
The contact system V566 Ophiuchi revisited
对食双星V566 Oph进行了新的CCD测光观测。用Wilson-Devinney码分析了光变曲线，导出了新的几何和光度元素。本文提出了一种新的O-C分析方法，并讨论了系统中可能存在的光时效应对视周期的影响。
2009-12-18 astro-ph.SR
The contact system DF Hya revisited
对接触系统DF Hya进行了新的BVRI CCD测光观测。用Wilson-Devinney码分析了光变曲线，导出了新的几何和光度元素。此外，光变曲线的解，在假设系统中有第三束光的情况下，揭示了食对周围存在第三分量。目前的结果进行了比较与其他最近的研究。
2014-04-10 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic analysis of eight totally eclipsing contact binaries with small mass ratios
本研究针对8个小质量比全食相接双星，结合两种MCMC初始值计算方法开展测光与光谱分析，明确了其相接类型、周期变化规律及成因，并计算了相关物理参数与分布特征。
2024-09-15 astro-ph.SR
Contact binaries at the short period cut-off I. statistics and the first photometric investigations of ten totally eclipsing systems
接触双星的周期分布在0.22天处有一个非常尖锐的短周期截止。为了提供有价值的信息，这个短周期的限制，我们观察到10个全蚀接触双星的轨道周期接近这个截止。通过W-D程序的详细分析，我们确定其中两个系统为A亚型接触双星，另两个系统为W亚型接触双星，并且所有目标都表现为浅接触构型。一半的目标显示出恒星黑子活动，其中四个有第三光。对已有研究的USPCBs进行了统计分析，得到了55种USPCBs的物理参数。得到了这些系统的一些共同性质。通过对USPCBs的周期-颜色图的研究，我们发现USPCBs的周期-颜色关系不同于其它的W UMa型接触双星，USPCBs是贫金属的老星。此外，通过色密度图的绘制，讨论了系统的演化状态。我们推导出的USPCBs的两个组件的演化状态显示出相同的特征，其他接触双星，尽管较小的质量造成的较慢的演化状态。我们认为Rucinski（1992）提出的完全对流极限和Stepien（2006）提出的AML理论都能产生短周期截止，并且在一定条件下，通过去除主食双星的角动量，第三伴星在短周期接触双星的形成过程中是非常重要的。
2019-03-12 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the W-subtype contact binary UCAC4 436-062932 with O'Connell effect
利用Wilson-Devinney（W-D）程序计算和分析了一个新发现的双星系统UCAC 4 436-062932的两组$V$ $R_c$ $I_c$谱带的光变曲线。两组光变曲线得到几乎一致的结果。测定的质量比约为$q = 2.7$，质量较小的组分比质量较大的组分热近$250K$。结果表明，UCAC 4 436-062932是W型浅接触（接触度为$f = 20\,\%$）二元体系。由于O 'Connell效应出现在一组光变曲线上，因此讨论了解释该效应的理论。我们认为，对于UCAC 4436 -062932的非对称光变曲线上出现的O 'Connell效应，斑点模型可能是更合理的模型。因此，我们在质量较大的恒星（有效温度较低的组分）表面增加一个冷点，得到了比较满意的光变曲线拟合结果。这将为斑点模型在解释O 'Connell效应机制中的应用提供证据。
2016-08-03 astro-ph.SR
Comprehensive Photometric Investigation of an Active Early K-type Contact System -- IL Cnc
对早期K型接触双星IL Cnc进行了全面的光度学研究。从地面望远镜和开普勒太空望远镜获得（或下载）一些光变曲线，然后进行详细分析。它们大多数是不对称的，甚至在Kepler K2的光变曲线中存在连续变化的O 'Connell效应，表明该系统是高度活跃的。使用Wilson-Devinney代码（2013年版本）推导出光度解决方案，然后进行比较。发现质量比的计算容易受到光点设置的影响。结合从LAMOST中值分辨率光谱数据确定的径向速度，发现二元组分的质量比为$M_2/M_1 = 1.76\pm 0.05$。这些组件处于浅接触（$f\sim 9\%$）状态，温度差约为$T_2 - T_1 = -280\pm 20$ K。该系统被证明是W-亚型，这可能是K-型接触双星的一个共同特征。二元组分的质量估计为$M_1\sim 0.51$ M $_{sun}$和$M_2\sim 0.90$ M $_{sun}$。计算结果与从盖亚的视差数据中得到的结果吻合得很好。结果表明，与零主序相比，主序的亮度较低。发现主要组分的H $α$谱线是独特的。结合最新测定的最小光时和文献中收集到的最小光时，研究了IL Cnc的轨道周期。结果表明，主极小值的（O $-$ C）s呈正弦变化，而次极小值的（O $-$ C）s不呈正弦变化.这种振荡更可能是由星点活动引起的。然而，这一假设需要更多的数据来支持。
2020-06-23 astro-ph.SR
Photometric Investigation of the Contact Binary GU Ori with High Metallicity
2005年，云南天文台用1米望远镜观测到了GU Ori。为了确定其物理性质，使用Wilson-Devinney程序。结果表明，GU Ori是一个W型浅接触双星，有一颗质量更大但温度更低的恒星2。它的两颗恒星的质量估计为$M_1 = 0.45M_\odot$、$M_2 = 1.05M_\odot$。据报道，2005年观察到的光变曲线上的奥康奈尔效应是负的。然而，在2011年至2012年观察到的光变曲线上，它变为正值。由两组光变曲线确定的恒星2（$T_2$）的平均表面温度不同，这可能是恒星活动的结果。O - C图显示GU Ori的周期以$dP/dt=-6.24\times{10^{-8}}day\cdot year^{-1}$的速率递减，这可能是由以$\frac{dM_{2}}{dt}= - 2.98\times{10^{-8}}M_\odot/year$的速率从星2到星1的质量转移引起的。GU Ori是一颗金属丰度相当高的接触双星。
2018-12-24 astro-ph.SR
New Photometric Investigation of the Low-Mass-Ratio Contact Binary Star V1853 Orionis
本文给出了全食双星V1853 Ori在$B$、$V$、$Rc$和$Ic$波段的四色CCD光变曲线。通过与前人发表的光变曲线进行比较，发现光变曲线上的O 'Connell效应消失了。利用Wilson-Devinney程序（W-D程序）分析了V1853的多色光变曲线，发现它是一颗A型中间接触双星，接触度为$f=33.3\%(3.7\%)$，质量比为$q=0.1896(0.0013)$。结合我们新测定的10个光极小时刻和文献中发表的其它时刻，研究了系统的周期变化。我们发现，一般的趋势，预测计算的$(O-C)$曲线显示了一个向下的抛物线变化，对应于长期减少的轨道周期的速率为$dP/dt=-1.96(0.46)\times{10^{-7}}$ d年$^{-1}$。长期周期的减少可以解释为质量从更大的组件到质量较小的组件的质量转移。通过结合我们的光度解决方案与盖亚DR 2的数据，绝对参数导出为$M_{1}$ = 1.20 M $_{\odot}$，$M_{2}$ = 0.23 M $_{\odot}$，$R_{1}$ = 1.36 R $_{\odot}$，和$R_{2}$ = 0.66 R $_{\odot}$。周期的长期减小和中间接触的结构表明，V1853 Ori将演变成一个高填充的过接触双星。
2018-11-05 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Study of the Contact Binary BO CVn
本文介绍了接触双星系统BO CVn的研究结果。通过对新的多色光变曲线和光谱质量比的综合分析，得到了各组分的物理参数。这是第一次为该物体确定后者。我们推导出了系统的接触配置，具有约88%的非常高的填充因子。我们能够重现所观察到的光变曲线，即第二个最小值的平底，只有当第三个光被添加到自由参数列表中。由此产生的第三光贡献是显著的，约为20- 24%，而组件的绝对参数为：M1=1.16，M2=0.39，R1=1.62和R2=1.00（太阳能单位）。O-C图显示了一个向上的抛物线，在保守的质量转移假设下，它对应于质量转移速率dM/dt = 6.3 \times 10- 8 M \odot /yr，物质从质量较小的组分转移到质量较大的组分。在O-C图中没有发现周期性的短周期变化（但长期变化仍然是可能的）
2012-04-16 astro-ph.SR
Four Total Eclipsing Contact Binary Systems: The First Photometric Light Curve Solutions Employing TESS and Gaia Surveys
本文利用TESS与Gaia DR3测光数据，通过PHOEBE和MCMC首次求解四个W UMa型全食相接双星的光变曲线，确定其质量比、亚型、绝对参数、年龄及演化状态。
2025-02-19 astro-ph.SR
A Photometric and Spectroscopic investigation of 11 TESS eclipsing contact binaries
Shandong University（山东大学）；Dezhou University（德州学院）
本研究通过光度学和光谱学分析，确定了11个TESS接触双星的物理参数及演化状态，发现其中部分双星存在轨道周期变化趋势，可能与质量转移和角动量损失有关。
2026-02-20 astro-ph.SR
The First Photometric Analysis of Two Low Mass Ratio Contact Binary Systems In TESS Survey
本研究首次对TESS巡天发现的两个低质量比相接双星系统进行光变曲线分析，利用O-C方法和MCMC方法获取其轨道周期与测光解，发现TIC 55007847质量比极低且接近不稳定阈值，未来可能发生恒星合并，而TIC 63597006目前处于相对稳定状态。
2024-05-30 astro-ph.SR
Spectroscopic and Decade-long Photometric Observations of the Contact Binary V2790 Ori: Evidence for a Brown Dwarf Companion and a Solar-like Magnetic Activity Cycle
Shandong University（山东大学）
V2790 Ori的观测揭示了棕矮星伴星和类太阳磁活动周期，通过光变曲线和径向速度分析，发现其轨道周期长期减小及周期性变化。
2025-12-01 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
BSN: The First Photometric Analysis of Contact Binary Systems V1961 Cyg and V0890 Lyr
本研究作为BSN项目的一部分，首次对V1961 Cyg和V0890 Lyr开展测光分析，用PHOEBE代码与MCMC方法求解光变曲线，确认二者为W型相接双星，并给出新星历表、绝对参数及质量比与光度比的新关系。
2024-11-04 astro-ph.SR
The First Photometric Study of AH Mic Contact Binary System
首次对AH Mic双星系统进行了多色光变曲线分析。这个系统在南半球的观测记录很少。基于马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法提取光变曲线的最小时刻，得到新的星历。为了提供现代的光度学光变曲线解决方案，我们使用了物理学双星（Phoebe）软件包和MCMC方法。光变曲线的解得出系统的温度比为0.950，我们根据奥康奈尔效应假设较热的恒星有一个冷的星斑。该分析表明，AH Mic是W亚型W UMa接触系统，填充因子为21.3%，质量比为2.32。使用盖亚早期数据发布3（EDR 3）视差方法估计组件的绝对物理参数为M_h（M_Sun）=0.702（26），M_c（M_Sun）=1.629（104），R_h（R_Sun）=0.852（21），R_c（R_Sun）=1.240（28），L_h（L_Sun）=0.618（3）和L_c（L_Sun）=1.067（7）。AH Mic双星系统的轨道角动量为51.866（35）。该系统的组件的位置绘制在赫兹-罗素（H-R）图。
2022-04-05 astro-ph.SR
Long-term photometric and low-resolution spectroscopic analysis of five contact binaries
对5颗大熊座W食双星J015818.6+260247进行了光度和光谱研究（以下简称J0158b）、J073248.4+405538（以下简称J0732）、J101330.8+494846（以下简称J1013）、J132439.8+130747（以下简称J1324）和J152450.7+245943（以下简称J1524）。测光数据是在1.3 m毁灭性快速光学望远镜（DFOT）、1.04 m Sampurnanand望远镜（ST）和TESS空间任务的帮助下收集的。利用4 m大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）的低分辨率光谱进行光谱分析。这些系统的轨道周期的变化是确定使用我们和以前可用的光度数据从不同的调查。J1013和J1524的轨道周期分别以$-2.552(\pm0.249)\times 10^{-7}$天$yr^{-1}$和$-6.792(\pm0.952)\times 10^{-8}$天$yr^{-1}$的速率变化，而其他的轨道周期没有任何变化。J1013和J1524的轨道周期变化对应于这些系统中从初级组分到次级组分的$2.199\times10^{-7} M_{\odot}\,yr^{-1}$和$6.151\times10^{-8}M_{\odot}\,yr^{-1}$的质量转移速率。在J1524的情况下，通过磁制动的角动量损失也可能是观测到的轨道周期变化的原因。除J…
2021-12-23 astro-ph.SR
Photometric investigation on the W-subtype contact binary V1197 Her
用泰国国家天文台的2.4米光学望远镜获得了V1197 Her的多色光变曲线，并用Wilson-Devinney（W-D）程序模拟了观测光变曲线。光度解表明V1197 Her是一个W型浅接触双星系统，质量比为$q = 2.61 $，填充因子为$f = 15.7\,\%$。主星与伴星之间的温度差仅为$140K$，尽管接触程度很低，这意味着V1197 Her不仅处于几何接触构型，而且已经处于热接触状态。V1197 Her的轨道倾角与$i = 82.7^{\circ}$一样高，主星在主星极小值时完全被食。日全食的特征意味着所测定的物理参数具有很高的可靠性。主星（1星）和副星（2星）的质量、半径和光度分别为$M_{1} = 0.30(1)M_\odot$、$M_{2} = 0.77(2)M_\odot$、$R_{1} = 0.54(1)R_\odot$、$R_{2} = 0.83(1)R_\odot$、$L_{1} = 0.18(1)L_\odot$和$L_{2} = 0.38(1)L_\odot$。在H-R图上绘出了两颗恒星的演化状态，表明质量较小但温度较高的主星比次级星演化程度更高。V1197 Her的周期以$dP/dt=-2.58\times{10^{-7}}day\cdot year^{-1}$的速率持续减小，这可以用质量从质量较大的恒星向质量较小的恒星以$\frac{dM_{2}}…
2019-08-02 astro-ph.SR
BSN-VIII: Detailed Photometric Modeling of Ten W UMa Contact Binaries and a Revised Empirical Period-Mass Relationship
Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台）；Raderon AI Lab.（雷顿人工智能实验室）；University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；Shandong University（山东大学）；Société Astronomique de France（法国天文学会）
本研究对10个W UMa型相接双星开展测光分析，结合多台站观测与TESS数据，用BSN建模并修正了短周期相接双星的经验周期-质量关系，揭示了轨道周期变化的成因。
2026-08-31 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic observations of the neglected near-contact binary Cl* Melotte 111 AV 1224
本文对短周期双星Cl ~*~Melotte~111~AV~1224进行了光度学和光谱学研究。在2014年至2017年的三次观测运行中获得的$B$，$V$和$R$通带的测量结果以及2014年获得的中等分辨率光谱，与SuperWASP和LAMOST项目的公共数据一起进行了分析。我们的光变曲线显示出明显的不对称性和可变的O 'Connell效应。SuperWASP测光被用来推导一个平均的0.345225天的双周期。对$(O-C)$图的分析表明，轨道周期以$dP/dt = -3.87 \times 10^{-6}$天/年的速率减小，这可能是由质量较大的组分向质量较小的组分的质量转移引起的。该系统被发现是一个单线光谱二进制与系统速度，$γ= 1 \pm 3$ Km s $^{-1}$，和半振幅，K $_{1}$ = 21 $\pm$ 5 Km s $^{-1}$。初步估计其光谱分类和有效温度分别为K 0 VPDMATHABMU 1和PDMATHABMVK。光度和光谱解表明Cl ~*~Melotte~111~AV~1224是一个低质量比（$q=m_{2}/m_{1} \sim 0.11$）、低倾角（$\sim ~ 38^{\circ}$）的近接触体系。主星和伴星的质量、半径和光度分别估计为$1.02 \pm 0.06\, M_\odot$、$1.23 \pm 0.05\, R_\odot $、…
2018-08-07 astro-ph.SR
BSN: First Photometric Light Curve Analysis of Two W-type Contact Binary Systems OP Boo and V0511 Cam
本研究在BSN项目框架下，结合多源观测数据与MCMC、WD程序等方法，首次完成OP Boo与V0511 Cam的光变曲线分析，确定二者均为次星更重更热的W型相接双星系统。
2024-05-21 astro-ph.SR
