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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Increasing supercycle lengths of active SU UMa-type dwarf novae
我们目前的观测证据表明，在过去的几十年中，最活跃的SU UMa型恒星的超周期长度正在增加。我们分析了大量的光度测量，从现有的档案，发现这种效果是通用的这类恒星，独立于他们的演化状态。这一发现与之前的预测和Patterson等人（2012）对BK Lyn的最新研究一致。
2013-06-21 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
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
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
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
Photometry of Three Superoutbursts of the SU UMa-type Dwarf Nova, SW Ursae Majoris
我们研究了超峰的演变，分析光学光度观测的2000年2月至3月，2002年11月至11月，和2006年9月的西南乌玛超爆发。超级驼峰在2000年和2002年的超级爆发中出现后，也以同样的方式演化，可能在2006年的超级爆发中也是如此。这表明超峰的演化可能受不变的二元参数控制。在2000年的超级爆发结束后，我们在光变曲线中发现了一个周期性，但没有相移，这似乎是超级驼峰的残余。我们发现QPOs在2000年和2002年的超级爆发的结束阶段，但未能找到非常大的振幅QPOs称为“超级QPOs”，以前已观察到在西南UMa。
2009-05-04 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
Photometric study of an Eclipsing Binary in Praesepe
我们目前的食双星的方向上的疏散星团Praesepe使用2米望远镜IUCAA Girawali天文台，印度的CCD光度观测。虽然这个系统被Pepper等人归类为食双星。（2008年），缺乏详细的调查。用Wilson-Devinney程序得到的光度解表明它是一个W型的W UMa系统，有趣的是，系统参数与另一个接触双星系统SW Lac相似。
2013-05-24 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
Light curve solutions of six eclipsing binaries at the lower limit of periods of the W UMa stars
本文给出了六个食双星在W UMa星轨道周期下限的V和I波段光度观测结果。其中三个是新发现的食系统。光变曲线解表明，所有的短周期目标都是接触或过接触双星，并在短周期系统家族中增加了6个新的双星。四个双星的大小相等，质量比接近1。所有目标的V-I颜色的相位变化可以通过其背表面的温度低于其侧表面的温度来解释。有5个系统表现出O 'Connell效应，这种效应是由其主要部件侧面的冷斑再现的。V1067 Her在2011年和2012年的光变曲线由直径相反的斑点拟合。将WUMa星细分到我们的目标的标准导致了模糊的结果。
2015-02-03 astro-ph.SR
TYC 2675-663-1: A newly discovered W UMa system in an active state
最近发现的食双星系统TYC 2675-663-1是一个X射线源，其光学性质与W UMa系统相似，但与其他接触双星系统相比有些不寻常。这项工作的目标是通过详细的光度和光谱观测来表征其性质并研究其性质。我们用INTEGRAL卫星进行了广泛的V波段光度测量，同时进行了地面多波段光度观测，以及高分辨率光谱监测，从中我们测量了各部件的径向速度。这些数据已被分析，以确定恒星的属性，包括绝对质量和半径。获得额外的低分辨率光谱以研究光谱特征。根据测得的日食时间，我们确定了双星的轨道周期P=0.4223576+-0.0000009天。光变曲线和光谱分析表明，观测结果可以很好地用一个由主序星F5和G7组成的过接触系统模型来表示（温差接近1000 K），可能存在第三颗恒星。低分辨率光谱学揭示了复杂的H α发射，以及其他尚未了解的特征。q=0.81+-0.05的异常大的质量比使其处于W UMa系统的罕见的“H”（高质量比）子类中，这可能是在合并的过程中。
2010-01-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
BSN: The First Multiband Light Curve Analysis of the W UMa-type Contact Binary System EM Tucanae
University of Qom（库姆大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Raderon AI Lab.（雷登人工智能实验室）
本研究通过多波段光变曲线分析，确定了EM Tucanae型接触双星系统的轨道周期变化率及质量转移速率，并得出其质量比和绝对质量。
2025-11-28 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
Detailed TESS-Based Light Curve Modeling and Fundamental Parameter Estimation of 27 W UMa-Type Contact Binaries
LUX, Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学）；Astronomy Department of the Raderon AI Lab.（拉德罗恩人工智能实验室天文学系）；Yazd Branch of the National Organization for Development of Exceptional Talents (SAMPAD)（伊朗特殊天赋人才开发组织亚兹德分校）；Yazd Desert Night Sky Astronomy Institute（亚兹德沙漠夜空天文研究所）
本文通过TESS数据对27个未分析的W UMa型接触双星进行光曲线建模，确定其基本参数并区分A型与W型系统。
2026-02-04 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
NSVS 2569022: a peculiar binary among the W UMa stars with extremely small mass ratios
本文介绍了W UMa双星NSVS 2569022的测光观测结果。光变曲线解表明，两个组分都是F光谱型（温度$T_1$ = $T_2$ = 6100 K）。NSVS 254037经历了W亚型的全食，质量比得到了很好的确定。其唯一的小值仅为0.077，这意味着目标可能走向不稳定和可能的合并。这个数值使NSVS 2569022在质量比最小的双星中排名第六。根据低质量比双星周期-总质量的经验关系，我们估算了NSVS 2569022的整体参数：质量$M_1$ = 1.17 M $_{\odot}$和$M_2$ = 0.09 M $_{\odot}$，半径$R_1$ = 1.19 R $_{\odot}$和$R_2$ = 0.38 R $_{\odot}$;光度$L_1$ = 1.73 L $_{\odot}$和$L_2$ = 0.17 L $_{\odot}$。分析了极低质量比双星的特征。NSVS 2569022在W UMa星中是一颗特殊的双星，它的质量比非常小，因为它的填充因子非常小，只有0.014（稍微过接触的配置）。
2018-06-06 astro-ph.SR
BM UMa: a middle shallow contact binary at pre-transition stage of evolution from W-type to A-type
在这项研究中，所有未公布的时间序列测光数据的BM UMa（$q \sim$ 2.0，P = 0.2712\，d）从现有的档案重新调查与新的数据从TNT-2.4米的泰国国家天文台（TNO）。根据周期分析，存在叠加在长期周期下降上的短期变化。周期变化的趋势可以用向下的抛物线拟合，该抛物线指示周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t = -3.36(\pm 0.02)\times10^{-8}$ d $\textrm{yr}^{-1}$的速率减小。这种长期降低可以通过从质量较大的组分（$M_2 \sim 0.79 M_{\odot}$）向质量较小的组分（$M_1 \sim 0.39 M_{\odot}$）的质量转移以及AML来解释。测光结果表明，该双星由K 0，V型星组成，处于中浅接触相，填充因子从2007年的8.8，%演化到2020年的23.2，%.这些结果表明，该双星处于W型向A型演化的前过渡阶段，与W型接触双星的统计研究结果一致。$M_2$的质量将降低至接近或低于$M_1$，质量比将降低（$q < 1.0$）。这样，随着周期的增加，双星将演化为A型，成为一个更深的正常过接触系统。最后，当质量比达到临界值（$q < 0.094$）时，双星将以合并或快速旋转的单星形式结束，并产生一颗红色新星。
2021-08-31 astro-ph.SR
Exploring Contact Binaries: Observational Analysis of four W Uma Binaries Using Photometry and Spectroscopy
本文利用DFOT、TESS测光和LAMOST光谱对四颗大熊座W型相接双星进行多波段观测分析，更新历元并测定轨道周期变化率、质量转移率及绝对参数，揭示其A次型特征和Hα、Hβ超额发射。
2025-05-06 astro-ph.SR
Photometric analysis of the eclipsing binary 2MASS 19090585+4911585
我们报告的食二进制2 MASS 19090585+4911585与耶拿大学天文台的25厘米辅助望远镜的观测。我们发现附近的一颗较亮的恒星（2 MASS 19090783+4912085）以前被错误地归类为食双星，并发现2 MASS 19090585+4911585是变化的真正来源。我们提出了VRI光变曲线的光度分析。该系统是一颗W UMa型的过接触双星，轨道周期为（0.288374 +/- 0.000010）d。
2009-05-12 astro-ph.SR
Photometric data analysis of the eclipsing binary system AH Tauri
用最新版本的Wilson-Devinney程序对金牛座AH系统的两组测光观测进行了分析。结果表明，金牛AH可归属于A型W-UMa食双星。获得了质量比q = 0.81，过接触度f = 0.095，以及两个部件之间的微小温差。它的光变曲线的不对称性是由大质量部件上的黑点解释的。的物理，几何和绝对参数已被导出，并与以前的工作进行比较。
2014-02-12 astro-ph.SR
Modern Comprehensive study of the W UMa System TY Boo
2006年2月至5月的五个晚上，使用匈牙利巴哈天文台的50-cm F/8.4 Ritchey Chretien望远镜（Ba 50）和512*512远地点AP-7 CCD相机，在BVR带通中对TY Boo的新CCD三色光变曲线进行了测量。用Willson-Devinney程序求得了这些光变曲线的光度解。结果表明，低质量组分的温度高于高质量组分和冷组分，组分间的温差Δ T = 249 K。对系统周期性行为的长期研究表明，系统的周期性行为表现为两个阶段，即增长阶段和相似的下降阶段。一个新的轻元素产生一个新的周期（p= 0.3171506天），并显示出周期以dP/dE = 5.858*10^（-12）天/周期或6.742*10^（-9）天/年或0.1秒/世纪的速率减小。讨论了系统的演化状态。
2014-06-06 astro-ph.SR
XMM-Newton and TESS observations of the highly variable polar V496 UMa
我们的目标是研究的时间和光谱行为的\vum从光学的X射线制度。我们使用2017年和2019年获得的存档\xmmn和\tes观测数据对高度可变的极地进行了光谱和时序分析。两颗卫星TESS和XMM-牛顿的光变曲线显示出以$91.058467 \pm 0.00001$分钟为周期调制的双峰图案。V496 UMa在高吸积态呈现两极吸积几何。这两个地区的X射线光谱组成的热等离子体辐射和软黑体组件几乎相同的温度和总吸积率$\dot{M}=1.4(8)\times10^{-11}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。对于主峰和第二峰，峰的X射线中心分别示出在光度相位零附近的-18度和4度以及-172度和-186度大小的纵向移位。长期的ZTF光变曲线揭示了高和低吸积状态。低态ZTF和SDSS光度数据与$0.8$ M $_{\odot}$白矮星在10000 K和主序星施主星的光谱类型M5.0在\gai确定的距离为758 pc。V496 Uma在高态时在X射线中是一个非常明亮的极。由于其不寻常的几何结构，质量吸积到第二吸积极偶尔中断。这种不连续的行为在时间上并不遵循一定的模式，到目前为止只在高态下观察到。X射线光变曲线显示了$ϕ=$ 0.81光度相吸积流的明确证据，这在光学光变曲线中没有显示。使用TESS和XMM-牛顿数据的组合推导出了准确的周期，与已发表的结果相差3.8 $σ$。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic analysis of four contact binaries
本文报道了四个W Uma双星J015829.5+260333（以下简称J 0158）、J030505.1+293443（以下简称J 0305）、J102211.7+310022（以下简称J1022）和KW Psc的光度和光谱分析结果。VRcIc波段的光度观测是用1.3米的毁灭快速光学望远镜进行的。对于低分辨率光谱，我们使用2米喜马拉雅钱德拉望远镜以及4米LAMOST调查的档案数据。J 0158和J 0305系统的周期增长率分别为5.26（+/-1.72 x10 ^-7天/年和1.78（+/-1.52 x10 ^-6天/年。发现J1022的周期以4.22（+/-1.67 x10 ^-6天/年）的速率递减。KW Psc之期间分析显示其期间并无变动。光变曲线的建模采用PHOEBE软件包，基本参数的计算采用GAIA视差法。光变曲线的不对称性解释与冷点在特定位置上的系统的组件之一的假设。根据温度、质量比、填充因子和周期，J1022系统被确定为W亚型系统，而其他系统则表现出一些混合性质。为了探测这些WUMa双星的色球活动，将它们的光谱与已知的不活动恒星的光谱进行了比较。比较显示Hα、Hβ和Ca II的发射。为了了解这些系统的演化状态，我们将这些组成部分绘制在质量-半径和质量-光度平面上，并与其他特征良好的双星系统一起绘制。所有系统的次要成分都远离ZAMS，这表明次要成分比主要成分更进化。
2021-02-26 astro-ph.SR
The period-gap cataclysmic variable CzeV404 Her: A link between SW Sex and SU UMa systems
背景：我们提出了一个新的研究日食激变变量CzeV404 Her（Porb = 0.098 d），位于周期间隙。目的：确定天体的起源和系统参数，探讨系统的吸积流结构。研究方法：我们对CzeV 404 Her进行了同步的时间分辨光度和光谱观测，应用光变曲线模拟技术和多普勒层析成像方法确定了系统参数，分析了吸积盘的结构。结果如下：我们发现该系统有一个质量较大的白矮星，M_WD = 1.00（2）M_sun，质量比q = 0.16，以及一个相对较热的次级，有效温度T_2 = 4100（50）K。系统倾角为i = 78.8°。吸积盘扩展到潮汐极限半径，并有一个扩展的热点或线区域。在静止或中间状态下，热点或线比盘的其余外部部分更热，但在（超级）爆发中并不完全突出于盘通量。结论：我们认为这个天体代表了SU UMa型和SW Sex型激变变星两个不同类别之间的联系。吸积流结构在磁盘中对应的SW性别系统，但磁盘内的物理条件适合的行为SU UMa型对象。
2021-07-06 astro-ph.SR
NY Serpentis: SU UMa-Type Nova in the Period Gap with Diversity of Normal Outbursts
我们目前的光度研究NY Ser，在间隙SU UMa型新星，在2002年和2013年。超爆发持续时间为18 d，平均超峰周期为0.10458 d。我们在2013年检测到，纽约Ser显示出两种被超级爆发分开的不同状态。一个状态，而不频繁的正常爆发持续至少44天前的超级爆发和频繁爆发的状态开始后立即超级爆发，并持续至少34天。与典型的爆发持续时间呈双峰分布的SU UMa星不同，NY Ser显示出正常爆发的多样性。在不频繁爆发的状态下，我们发现了一个宽~12 d的爆发，伴随着0.098 d的轨道调制，但没有建立在NY系列的超级驼峰，我们将其归类为“宽正常爆发”。轨道周期占主导地位，在平静和正常爆发期间，在这种状态。在最频繁的正常爆发状态下，0.10465 d的正超峰占主导地位，并与轨道调制共存。在2002年，我们发现了正常的爆发“中间”5-6天的持续时间，也伴随着轨道调制。
2014-08-19 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
BSN-VI: Multiband Light Curve Modeling of Four W UMa-Type Contact Binaries I. Revisiting Energy Transfer Mechanisms and Luminosity Behavior
BSN Project（BSN项目）；Independent researcher（独立研究者）；LUX, Observatoire de Paris, CNRS, PSL（巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学）；Department of Astronomy, Raderon AI Lab（天文学系，拉德伦人工智能实验室）；Instituto de Astronomía, UNAM（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Astronomy and Space Science, Faculty of Science, Erciyes University（埃尔吉耶斯大学理学院天文学与空间科学系）；Erciyes University, Astronomy and Space Science Observatory Application and Research Center（埃尔吉耶斯大学天文与空间科学观测应用与研究中心）；Department of Physics, Faculty of Arts and Sciences, Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学文理学院物理系）；Astrophysics Research Center and Observatory, Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学天体物理学研究中心和天文台）；Variable Stars South (VSS), Congarinni Observatory（南变星组织（VSS），康加里尼天文台）
本研究通过高精度光度分析，重新审视了四个W UMa型接触双星的能量传输机制和光度行为，利用PHOEBE和BSN工具进行建模，揭示了不同演化阶段的能量传输特征。
2026-02-13 astro-ph.SR
Physical parameters of components in close binary systems: V
本文给出了10个密近双星系统CN And、V776 Cas、FU Dra、UV Lyn、BB Peg、V592 Per、V592 Ser、EQ Tau、HN Uma和HT Vir的光谱和光度轨道解。测光数据包括新的光变曲线，而光谱学最近已获得的径向速度计划在大卫邓拉普天文台（DDO）。导出了这些二元系统各组分的绝对参数。我们的结果证实CN And不是一个接触系统。它的结构是半分离的，次级成分充满其罗氏叶。其他九个系统的配置是联系。3个系统（V776 Cas、V592 Per和V592 Ser）的填充因子较高（44-77%），6个系统（FU Dra、UV Lyn、BB Peg、EQ Tau、HN UMa和HT Vir）的填充因子较低或中等（8-32%）。导出了绝对物理参数。
2009-03-07 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
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
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
