TIC 454140642: A Compact, Coplanar, Quadruple-lined Quadruple Star System Consisting of Two Eclipsing Binaries
我们报告了从TESS数据中发现的一个紧凑的，共面的，四重线的，食四重星系统，TIC 454140642，也被称为TYC 0074-01254-1。首先在全帧图像中以30分钟的节奏在扇区5中检测到目标，然后以2分钟的节奏在扇区32中观察到目标。光变曲线显示了两组主日食和次日食，其周期分别为PA = 13.624天（双星A）和PB = 10.393天（双星B）。对存档和后续数据的分析显示出明显的食时变化和径向速度的发散，表明两个双星之间的动力学相互作用，并证实它们形成了一个引力约束的四重系统，具有2+2层次。Aa+Ab双星、Ba+Bb双星和A-B双星系统的轨道倾角分别为0.25度（A对B）、0.37度（A对A-B）和0.47度（B对A-B）。A-B系统的轨道周期为432天，是已确认的四重系统中第二短的，轨道离心率为0.3。
2021-05-26 astro-ph.SR
The quadruple-lined, doubly-eclipsing system V482 Persei
本文报道了对A型双星V482 Per的分光和微分光度观测，发现它是一个罕见的包含两个食双星的分级四双星系统。其中一颗的轨道周期为2.4天，轨道为圆形;另一颗的轨道周期为6天，轨道稍偏心（e = 0.11），日食深度仅为2.3%。这两颗双星围绕着它们共同的质心在一个高度拉长的轨道（e = 0.85）上旋转，周期为16.67年。径向速度测量的所有组件从我们的四线光谱，并结合光变曲线和测量的时间最小的光为2.4天的二进制解决的元素的内部和外部轨道同时。这三个轨道的视线倾角是相似的，这表明它们可能接近于共面。现有的观测似乎表明，6天双星经历了显著的逆行拱点运动，大约每世纪60度。我们得到了这四颗恒星的绝对质量优于1.5%，半径的形式误差为1.1%和3.5%的2.4天的双星和约9%的6天的双星。将这些和其他物理性质与当前的恒星演化模型进行比较，得出金属丰度为[Fe/H] = -0.15，年龄为3.6亿年。
2017-08-16 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
TIC 114936199: A Quadruple Star System with a 12-day Outer Orbit Eclipse
我们报道了用TESS发现的一个2+1+1构型的四星系统。这个系统有两个独特的特徴：（i）内食双星（Aa和Ab星）食最外层轨道的恒星（C星），（ii）这些外第四体食持续了$\sim$ 12天，是已知此类系统中最长的。三个轨道周期分别为$\sim$ 3.3天、$\sim$ 51天和$\sim$ 2100天。外食持续时间极长是因为恒星B相对于恒星C在天空中减慢了双星A的速度。我们结合TESS光度数据，地面光度观测，日食定时点，径向速度测量，合成光谱能量分布，恒星等时线在光谱光动力学分析推导出所有的四颗恒星的基本属性（质量，半径，$T_{\rm eff}$，和年龄），以及所有三个轨道的轨道参数。四种质量分别为$M_{\rm Aa} =0.382$ M $_\odot$、$M_{\rm Ab} =0.300$ M $_\odot$、$M_{\rm B} =0.540$ M $_\odot$和$M_{\rm C} =0.615$ M $_\odot$，典型不确定度为0.015 M $_\odot$。
2022-08-11 astro-ph.SR
TIC 219006972: A Compact, Coplanar Quadruple Star System Consisting of Two Eclipsing Binaries with an Outer Period of 168 days
发现由两颗食双星组成、外周期仅168天的极紧凑共面四星系统 TIC 219006972，其强烈的非线性食变时序证实了双星间的动力学相互作用与紧凑四星构型。
2023-03-24 astro-ph.SR
TYC 3340-2437-1: A Quadruple System with A Massive Star
该研究通过光变曲线和Gaia数据发现了一个包含大质量恒星的四合星系统TYC 3340-2437-1，其内轨道不共面，推测外轨道周期为数年，可能通过盘碎裂机制形成，外偏心率解释了星云弧状特征。
2024-03-19 astro-ph.SR
BU CMi as a quadruple doubly eclipsing system
我们发现，已知的光谱变星BU~CMi = HD 65241（$V$ =6.4- 6.7mag，Sp~=~A0~V）是一个四重双食2+2系统。这两个食双星都是在偏心轨道上运行的分离系统：对“A”的周期为$P_A$ ~=~ $2^{d}.94$（$e$ =0.20），对“B”的周期为$P_B$ ~=~ $3^{d}.26$（$e$ =0.22）。在$M$ ~=~3.1- 3.4 M $_\odot$和$A0$光谱范围内，所有四种组分具有几乎相等的尺寸、温度和质量。我们推导出两对绕系统重心的相互轨道，周期为6.54年，偏心率$e$ = 0.71。我们在“A”和“B”对中分别探测到周期为$U_A$ ~=~25.0年和$U_B$ ~=~25.2年的快速拱点运动。每对轨道在近星点经度上都表现出类似章动的小振荡。该系统的年龄估计为2亿。年从所找到的参数计算的光度视差与$GAIA~DR2$ $π$ = $0.00407"\pm0.00006"$完全一致。
2021-07-19 astro-ph.SR
Resonant capture in quadruple stellar systems
一些等级2+2构型的四恒星系统在两个紧密双星之间表现出轨道-轨道共振。我们发现，最重要的共振发生在1：1，3：2和2：1的周期比。我们描述了捕获所需的条件，并表明，他们可以满足在3：2和2：1的共振在二进制迁移显着的半长轴后，圆化，可能是通过磁制动或引力辐射。
2020-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Discovery of Two Quadruple Star Systems with the Second and Third Shortest Outer Periods
本研究发现两个由受束缚食双星组成的四合星系统TIC 285853156和TIC 392229331，其外层轨道周期为已知第三和第二短，通过光动力学模型证实其动力学稳定性，补充了可检测动力学相互作用的四合星样本。
2025-04-16 astro-ph.SR
EPIC 220204960: A Quadruple Star System Containing Two Strongly Interacting Eclipsing Binaries
我们提出了一个与K2靶EPIC 220204960相关的强相互作用四重系统。K2目标本身是一颗Kp = 12.7等的恒星，Teff约为6100 K，我们将其命名为“B-N”（蓝色偏北图像）。然而，四星系统的宿主是一颗Kp = 17等的恒星，它有一个合成的M星光谱，我们将其命名为“R-S”（红色的南方图像）。在3.2”的间距和相似的径向速度和光度距离下，'B-N'可能与'R-S'物理上相关，使其成为一个五重系统，但这是附带的，我们主要主张在'R-S'中存在强相互作用的四重系统。这两颗双星的轨道周期分别为13.27 d和14.41 d，倾角均大于89度。从我们对径向速度测量的分析和光度曲线的分析，我们得出结论，所有四颗恒星都非常相似，质量接近0.4 Msun。这两个双星都表现出显着的ETV，在80天的观测过程中，主日食和次日食的ETV“偏离”了0.05天。通过对由两个相互作用的双星组成的四重系统的一组系统的数值模拟，我们得出结论，外轨道周期很可能在300和500天之间。如果有足够的时间专门用于对这一微弱目标进行RV研究，则应可在一年内测量外层轨道。
2017-01-19 astro-ph.SR
CzeV1731: The unique doubly eclipsing quadruple system
我们报道了相对明亮的（V = 10.5等），双食2+2四重星系CzeV 1731的发现。这是第三个已知的系统，其中所有四颗恒星的质量都被确定，内外轨道都被表征。内食双星是在圆轨道上运行的分离系统：A对的周期PA = 4.10843 d，B对的周期PB = 4.67552 d。内部双星包含非常相似的成分（q = 1.0），使整个系统成为所谓的双孪星。在B对中的恒星有稍微大一点的光度和质量，而A对则显示出更深的食。这四颗恒星都是F/G光谱型的主序星。这两对双星绕系统重心的相互轨道周期约为34年，偏心率约为0.38。然而，还需要进一步的观测来揭示整个系统的总体结构，包括所有轨道的相互倾斜。这是一个很有前途的目标，干涉测量检测双约59 mas和dMbol < 1马格。
2020-10-15 astro-ph.SR
Three new 2+2 quadruple systems with changing inclination
本研究首次发现三个2+2四星系统，其内双星轨道进动导致倾角变化和食深变化，为研究四星动力学和恒星形成理论提供了独特样本。
2025-04-24 astro-ph.SR
A photometric study of NSVS 7453183: a probable quadruple system with long-term surface activity
作为研究轨道周期和表面活动较短的低质量食双星长期观测计划的一部分，我们定期测量了食双星NSVS 7453183的$VRC$光变曲线。根据TESS光变曲线解，在Phoebe中得到了分离组态，其中主成分的温度根据SED近似取为$T_1$ = 4300 K。它为次级分量提供了$T_2 =$ 4080 $\pm$ 100 K。主要组分的光谱类型估计为K6，光度质量比推导为$q = 0.86$。我们确认存在的第三个机构在这个系统中，一个恒星伴星的最小质量为0.33 M $_{\rm Sun}$轨道的食对与一个短的周期约425天，并提出了下一个，第四个机构与一个较长的轨道周期约12年，可能是一个褐矮星的最小质量为50 M $_{\rm Jup}$。假设该四元系统的层次结构为（（1+1）+1）+1。估计了主分量表面暗区的特征和时间变化。在2020-2022年期间，平均迁移速度约为10度/月。
2023-01-13 astro-ph.SR
The quadruple pre-main sequence system LkCa3: Implications for stellar evolution models
我们发现金牛座-御夫座恒星形成区的前主序天体LkCa 3是一个M星的等级四重系统。它以前被认为是一个近距离（约0.5弧秒）的视双星，其中一个是一个中等偏心的12.94天单线光谱双星。对档案光学光谱的重新分析补充了新的近红外光谱，显示两个视觉组件是双线的，第二个具有4.06天的周期和圆形轨道。除了轨道要素，我们确定的光学和近红外线通量比，有效温度，并预计所有四颗恒星的旋转速度。使用现有的光度监测观测的系统，以前揭示了旋转周期的主要在较长的周期的二进制，我们也检测到旋转信号的主要在4.06天的二进制，这是同步的轨道运动。只有假设的coevality，比较所有这些限制与当前的恒星演化模型从达特茅斯系列点的年龄为140万年和距离为133 pc，与以前的估计该地区，并建议该系统是在金牛座复杂的近侧。LkCa 3和著名的四重前主序系统GG Tau的性质与里昂系列中广泛使用的模型的混合长度参数α_ML = 1.0的类似比较强烈支持达特茅斯模型。
2013-07-04 astro-ph.SR
Discovery of a double eclipsing binary with periods near a 3:2 ratio
多恒星系统的演化可以由Kozai循环和潮汐摩擦（KCTF）驱动，它们使内部双星的轨道收缩。有一个有趣的可能性，两个在共同的长周期轨道上的近距离双星经历相互诱导的KCTF。我们发现了一个可能的新的由两个尚未解决的食双星（EBs）组成的四双星系统CzeV 343（V~13.5等）。我们获得了CzeV 343的光度观测，完全覆盖了两个轨道周期，我们成功地将光变曲线建模为两个分离的EB的总和。我们提供了模型参数的置信区间和最小值的时间，我们的数据的自举rescovery。其中一个EB显示出明显的偏心轨道，总偏心率约为0.18。两个轨道周期，1.20937和0.80693天，在3：2的比例的0.1%以内。我们推测，这可能是KCTF驱动的四重系统的演变的结果，我们讨论了这一假设的背景下，由两个EB组成的其他四重系统。我们公开了我们的双EB拟合代码，以提供长期监测此类系统中相互轨道的工具。
2012-06-18 astro-ph.SR
Young and eccentric: the quadruple system HD 86588
高解析度光谱学和斑点干涉术显示年轻恒星HD 86588是一个有三层结构的四重系统。0.3”分辨的双星A，B估计周期约为300年，包含8年对Aa，Abc（也可能是可分辨的），其中Ab，Ac是一个具有相等分量的双线双星，我们计算了它的光谱轨道。尽管周期很短，只有2.4058天，但Ab，Ac的轨道是偏心的（e=0.086+-0.003）。它有一个很大的倾角，但没有日食;只有一个4.4 mmag的光调制，显然是由这个双星组件上的恒星斑点引起的。假设A_V = 0.5等，视差为5.2等的中等消光，我们发现这些恒星位于或接近主序星（年龄> 1000万年），它们的质量从1个太阳到1.3个太阳。我们测量了可见次级B中锂线的强度，加上旋转，表明该系统的年龄小于1.5亿年。这个对象是位于后面的Chamaeleon我黑暗的云（这解释了灭绝和星际钠吸收）的扩展，但显然不属于it. We提出了一个方案，内轨道最近获得了高偏心率通过动力学相互作用与外部两个组件，它现在正在经历快速的潮汐循环的时间尺度上~1万年。可替代地，偏心率可以由外部分量Aa准静止地激励。
2018-07-25 astro-ph.SR
Quadruple system HD 135160 in a unique 2+2 configuration
本研究通过分析多源观测数据，确认HD 135160为独特2+2构型的四合星系统，测定了其子双星轨道参数与互绕周期，纠正了其Be星的错误分类。
2025-11-19 astro-ph.SR
On the rates of type Ia supernovae originating from white dwarf collisions in quadruple star systems
我们认为恒星等级四星系统的演化在2+2（两个双星轨道彼此的重心）和3+1（三重轨道的第四颗星）的配置。在我们的模拟中，我们考虑到长期的动力学演化，恒星演化，潮汐演化和遇到通过恒星的影响。我们主要研究由碳氧白矮星碰撞驱动的Ia型超新星。这样的碰撞可以从几个渠道产生：（1）碰撞由于长期演化引起的极高的偏心率，（2）碰撞后的系统的动力学不稳定性，和（3）碰撞驱动的半分子演化。这里考虑的系统最初有广泛的内轨道，与初始semilatus recti大于12 AU，这意味着没有相互作用，如果轨道是孤立的。然而，考虑到动力学演化，我们发现2+2（3+1）系统的$\approx 0.4$（$\approx 0.6$）相互作用。特别是，罗氏瓣溢出可能被触发在高偏心轨道，动力学不稳定性可以随之而来，由于质量损失驱动的轨道膨胀或长期的演变，或半分子制度可以进入。我们计算的延迟时间分布（DTDs）的碰撞引起的超新星Ia，并发现它们是平坦的观察到的DTDs相比。此外，我们的2+2和3+1系统的组合SNe Ia率分别为$(3.7\pm0.7) \times 10^{-6} \,\mathrm{M}_\odot^{-1}$和$(1.3\pm0.2) \times 10^{-6} \,\mathrm{M}_\odot^{-1}$，与观察到的率相比低三个数量级，为$10^{-3} \, \mathrm{M}_\od…
2018-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The quadruple system HIP 45734
HIP 45734是一个2+2结构的四重系统，位于距离太阳68 pc处。外9”系统A、B的周期约为10^4年。双星对Aa，Ab是一个周期为20.1年，离心率为0.78的目视双星。它在2019.1年的近星点被光谱观测到，产生质量（1.10+-0.04和0.98+-0.03 M_sun）和轨道视差，14.90+-0.37 mas。质量、光度和颜色与主序星的演化模型基本一致。组分Aa具有可检测的锂线，而在Ab中不存在。对Ba，Bb是一个单线光谱双星，周期为0.55552天，轨道倾角为~45度，通过模拟旋转加宽的“平底”线轮廓获得。Bb的质量约为0.4 M太阳。恒星B是色球活动的（一个X射线源）;它的通量除了偶尔的耀斑外，还受到恒星黑子的轨道周期调制。该系统的年龄可能超过6亿年;它不属于任何已知的移动群。
2020-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
BU Canis Minoris -- the Most Compact Known Flat Doubly Eclipsing Quadruple System
本文发现BU CMi是已知最致密的2+2四重星系统，外层周期仅121天，通过食时刻变化和光谱建模确定其轨道构型，并修正了此前6.6年的误判。
2023-07-04 astro-ph.SR
Spectroscopic Orbits of Subsystems in Multiple Stars. XI
本文基于视向速度巡天，确定了四个层级系统的光谱轨道，并检验了七个低质量矮星的Gaia轨道（确认五个，否定两个），凸显了Gaia数据的优势与局限及补充观测的必要性。
2025-07-09 astro-ph.SR
52 Eclipsing Quadruple Star Candidates Discovered in TESS Full Frame Images
通过机器学习与公民科学家在TESS全帧图像中发现52个2+2层级构型的食四星系统候选体，经光中心测量验证并排除了近邻场星，提供了星历与统计特性。
2025-10-31 astro-ph.SR
Six new doubly eclipsing quadruples in a 2+2 architecture
Charles University, Faculty of Mathematics and Physics, Astronomical Institute（查理大学数学物理学院天文研究所）；Hvězdárna Jaroslava Trnky ve Slaném（斯拉尼扬罗斯拉夫·特恩基天文台）；Variable Star and Exoplanet Section, Czech Astronomical Society（捷克天文学会变星与系外行星学部）；FZU - Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Research Centre for Theoretical Physics and Astrophysics, Institute of Physics, Silesian University in Opava（奥帕瓦西里西亚大学物理研究所理论物理与天体物理研究中心）；Observatory Mladá Boleslav（姆拉达博莱斯拉夫天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校物理与天文学系）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Astronomical Institute, Academy of Sciences（科学院天文研究所）
本研究确认6个罕见的2+2构型双食四合星系统，利用TESS测光、巡天数据及100余夜观测推导其轨道，使已确认的此类系统轨道总数达64个。
2026-08-25 astro-ph.SR
KIC 7177553: a quadruple system of two close binaries
开普勒卫星观测到KIC 7177553是一个食偏心联星系统，轨道周期为18天。最近，一项对开普勒双星的日食计时研究揭示了这个天体的日食计时变化，振幅约为100秒，外部周期为529天。第三个天体的质量相当于超级木星，但低于棕矮星的质量。因此，我们开始对这颗双星进行径向速度研究，以确定其系统配置，并检查它拥有一颗巨行星的假设。从径向速度的测量结果中，很明显，同一个开普勒目标包含另一个偏心双星，这个双星的轨道周期为16.5天。使用自适应光学直接成像显示，这两个双星相隔0.4弧秒（约167天文单位），并且具有几乎相同的星等（在2%以内）。这两颗双星的角度非常接近，而且伽马速度非常相似，强烈暗示KIC 7177553是罕见的SB4系统之一，它由两颗偏心双星组成，其中至少有一个系统正在食。这两个系统都是由缓慢旋转的、未演化的、类似太阳的恒星组成，它们的质量相当。从轨道分离和伽马速度的微小差异，我们推断外轨道的周期最有可能在1000到3000年之间。未来几年拍摄的新图像，以及盖亚卫星任务的高精度天体测量，将使我们能够对系统几何形状设置更窄的限制。最后，我们注意到开普勒数据中观测到的日食时间变化不能由第二个双星产生。需要在更长的时间尺度上进行进一步的光谱观测，以证明这颗大质量行星的存在。
2016-01-12 astro-ph.SR
A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar Type Ia supernovae
双星作为Ia型超新星（SNIa）爆炸的可能祖先受到了广泛的关注，但在紧密的三重或四重系统中的长期引力效应也可能在产生SNIa中发挥关键作用。在这里，我们报告的性质，光谱四（SB 4）内发现一个星团：2+2分级系统HD 74438。它是疏散星团IC 2391的成员，这使它成为迄今为止发现的最年轻的（43 My）SB 4，也是外轨道周期最短的四重星系之一。6 y外周期的偏心率为0.46，两个内轨道，周期为20.5 d和4.4 d，偏心率为0.36和0.15，不共面。使用创新的地面高分辨率光谱和盖亚/依巴谷天体测量相结合，我们表明，这个系统正在经历长期的相互作用，可能泵的偏心率的内部轨道之一高于预期的光谱类型的组件。我们计算了HD 74438的未来演化，并通过白矮星（WD）的合并表明，该系统是一个很好的候选祖先sub-Bracrasekhar SNIa。考虑到这种特殊类型的SNIa的贡献，比只考虑近克拉塞卡质量的SNIa更好地解释了银河系中铁峰元素的化学演化。
2022-05-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Orbits of Twelve Multiple Stars
Cerro Tololo Inter-American Observatory, NSF's NOIRLab（塞罗托洛洛美洲际天文台，NSF的NOIRLab）
研究利用高分辨率成像和径向速度确定十二个多重星系的轨道，发现其中一些系统的轨道特征和伴星信息，为恒星分层结构研究提供新数据。
2025-12-16 astro-ph.SR
CZ Aqr: an oscillating eclipsing Algol-type system composed of a $δ$ Sct primary star and a subgiant star in a quadruple system
本研究基于TESS数据确定CZ Aqr的绝对参数，揭示其轨道周期长期减小及88.2年周期性变化，并识别出主星的脉动频率，表明其为含δ Sct主星和次巨星的四重系统。
2024-11-11 astro-ph.SR
101 Eclipsing Quadruple Star Candidates Discovered in TESS Full Frame Images
本文利用TESS全帧图像数据和机器学习结合公民科学目视检查，发现并发布了101个四合星候选体，通过光心运动测试验证食现象来源，并揭示了其中的动力学相互作用及特殊层级构型。
2023-09-25 astro-ph.SR
Dynamics of Quadruple Systems Composed of Two Binaries: Stars, White Dwarfs, and Implications for Ia Supernovae
[摘要]我们研究了由两个四极和八极双星组成的四重系统在扰动哈密顿量下的长期动力学和Lidov-Kozai（LK）偏心率振荡。我们发现，在更广泛的参数空间范围内，相对于三重系统，系统达到高偏心率的分数得到增强。我们表明，这部分增长随着时间的推移，不像三重系统在四极顺序。这从根本上是因为它们的额外的自由度，四极系统没有一个最大的一组运动的交换常数，即使在四极阶的长期理论。我们讨论这些结果的背景下，恒星和白矮星-白矮星（WD）的双星，重点是WD WD合并和碰撞有关的Ia型超新星的问题。对于恒星-恒星系统，我们发现超过30%的系统在哈勃时间内达到高偏心率，可能通过恒星合并或近距离双星形成三重系统。对于WD-WD系统，考虑到广义相对论和潮汐的岁差和耗散，我们表明，合并率在四重系统中相对于三重系统增强了3.5 - 10倍，并且四重系统的长期演化导致合并和碰撞的延迟时间分布~1/t。在GW驱动的合并紧凑的对象，我们分类的合并，其在相空间中的演化模式，并确定了一个制度，在约8%的轨道收缩合并，偏心振荡发生在广义相对论进动时标，而不是更长的LK时标。最后，我们推广以前的治疗振荡的内二进制偏心偏心的相互轨道。我们评估的合并率在四重和三重系统和它们的生存能力的影响，恒星合并和超新星Ia的祖先。
2018-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Period and period change measurements for 143 SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit and discovery of a doubly eclipsing quadruple system
在以前工作的基础上，对SuperWASP档案进行了新的搜索，以确定短周期极限附近的食双星系统。探测到143个候选天体，轨道周期在16000 - 20000 s之间，其中97个是新发现的。在这些对象中，74个检测到1 σ或以上的周期变化显著，38个检测到3 σ或以上的变化显著。观察到的显著周期变化遵循近似正态分布，半峰半宽约为0.1 s/yr。周期长度与周期变化的幅度或方向之间没有明显的关系。在几个有趣的研究对象中，1 SWASP J093010.78+533859.5是一个新的双食四双星系统，由一个周期为19674.575 s的接触双星和一个周期为112799.109 s的大陵型双星组成，相隔66.1 AU，是第六个已知的这种类型的系统。
2012-11-21 astro-ph.SR
Dissecting the Quadruple Binary Hyad vA 351 -- Masses for three M Dwarfs and a White Dwarf
我们扩展了Franz等人（1998）首次宣布的结果，该结果将毕宿星团中的vA 351 = H346确定为包含一颗白矮星的多星系统。利用哈勃空间望远镜精细制导传感器条纹跟踪和扫描，以及最近的斑点观测，所有这些都跨越了20.7年，我们建立了两个组件的视差，相对轨道和质量分数，周期为$P=2.70$ y，总质量为2.1 Msun。利用McDonald天文台Otto Struve 2.1米望远镜Sandiford摄谱仪和天体物理中心数字测速仪的37年地面视向速度，我们发现B分量由BC组成，这是两颗M矮星，它们的轨道周期很短（P_ BC=0.749天），质量比M_C/M_B=0.95。我们确认，系统的总质量只能通过包括一个较暗的，更高质量的组件与距离和组件测光调和。四重系统由三颗M矮星（A、B、C）和一颗白矮星（D）组成。我们确定了M矮星的质量M_A=0.53+/-0.10 Msun，M_B=0.43+/-0.04 Msun，M_C=0.41+/-0.04 Msun。WD的质量为0.54+/-0.04 Msun，来自冷却模型，假设毕宿星的年龄为670 My，与所有先前和衍生的天体测量、光度测量和RV结果一致。从H-α和He I发射线的速度证实了来自吸收线的BC周期，具有类似的（He I）和更高的（H-α）速度振幅。我们将更大的H-阿尔法振幅归因于每个组件与另一个组件的阴影区域的发射，具体取决…
2021-04-06 astro-ph.SR
The low-mass interacting binary system OO Aql revisited: a new quadruple system
在这项研究中，我们提出了光度和光谱变化分析和轨道周期的低质量相互作用系统OO Aql的研究。同时解出了主星和伴星的光速和视向速度曲线，从而确定了主星和伴星的一组新的恒星物理参数：M $_{1}$ = 1.05（2）M $_{\odot}$，M $_{2}$ = 0.89（2）M $_{\odot}$，R $_{1}$ = 1.38（2）R $_{\odot}$，R $_{2}$ = 1.28（2）R $_{\odot}$，测定了$\log{(L_1/L_{\odot})} = 0.258$和$\log{(L_2/L_{\odot})} = 0.117$以及组分的分离a = 3.333（16）R $_{\odot}$。新获得的参数产生的系统的距离为136（8）pc。对日食中期时间的分析表明，周期增加了$\frac{P}{\dot{P}}=4\times 10^{7}$年，这可以用质量转移$\frac{dM}{dt}=5\times 10^{-8}$ M $_{\odot}$ /年来解释，从质量较小的组件到质量较大的组件。我们的新解决方案证实了OO Aql是一个AB + C + D形式的多系统。用非保守恒星演化模型（EV-TWIN）计算了该系统的初始天体物理参数，得到其年龄为8.6 Gyr。
2013-02-27 astro-ph.SR
Detection of seven 2+2 doubly eclipsing quadruple systems
本研究首次探测并分析了七个罕见的2+2结构双食四星系统，通过食时变化确定其外轨道周期，并发现早型高温恒星存在接近3:2平动共振的过剩现象。
2023-06-19 astro-ph.SR
The complex dynamical past and future of double eclipsing binary CzeV343: misaligned orbits and period resonance
CzeV 343（=V849 Aur）先前被确认为候选的双食双星（2+2四重），其中两个食双星的轨道周期（$P_A \approx 1.2$天和$P_B \approx 0.8$天）非常接近3：2共振。在这里，我们分析了11年的地基测光，TESS 2分钟和全帧测光的4个部门，以及两个光谱。我们构造了一个包含双星A拱点运动和相互外轨道的光走时效应（LTTE）的整体测光模型，并用马尔可夫链蒙特卡罗方法探索了参数空间。我们估计了二元A（$1.8+1.3 M_\odot$）和二元B（$1.4+1.2 M_\odot$）的组分质量。在TESS测光中，我们识别了双星A的伪同步旋转信号。我们检测到的拱点运动的周期约为33年，这是完全解释的潮汐和旋转的贡献的恒星对准的轨道。共同轨道的周期约为1450天，离心率约为0.7。LTTE振幅很小，这表明外轨道的倾角很小，与内轨道的失准程度很高。我们发现，当考虑拱点运动和互轨时，轨道周期共振精确到$10^{-5}$周/天之内。CzeV 343的许多性质与共面轨道的3：2共振俘获理论的要求不相容。CzeV 343的未来演化可能会导致合并、三重共包络、双白矮星双星或Ia型超新星。更复杂的演化路径可能会出现动力学不稳定性所造成的轨道膨胀时，任何一个双星进行质量转移。这种不稳定性迄今为止还没有在2+2四元组中探索过。
2022-08-12 astro-ph.SR
Towards early-type eclipsing binaries as extragalactic milestones: III. Physical properties of the O-type eclipsing binary OGLE LMC-ECL-21568 in a quadruple system
本研究测定四重系统中O型食双星OGLE LMC-ECL-21568的质量、半径、温度及外层轨道，并推导距离、红化和伴星质量限制，以服务早型星表面亮度—颜色关系校准。
2024-04-03 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. IV. Double-lined pairs
计算了9个多重系统（HIP 19639、60845、75663、76816、78163、78416、80448、84789和HD 105080）的内双星和一个简单的HIP 61840双星的光谱轨道。所有子系统都是双线的，周期在2.27 - 30.4天之间。五颗分光双星是质量相等的双胞胎。每个层次系统单独讨论，提供外部周期，质量，轨道倾角和轴向旋转的估计。对于具有三个分辨视觉组件（HIP 60845和80448）的系统，确定了外部和内部视觉轨道，补充了其架构的描述。发现HIP 75663 A、76816 B和78163 B的径向速度具有长周期变化，这意味着它们是2+2的四倍结构。讨论了分光系统的周期偏心率关系。
2018-08-29 astro-ph.SR
CW Cas: A solar-type contact binary system with an unseen third companion in a hierarchical quadruple system
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Ulugh Beg Astronomical Institute, Uzbekistan Academy of Sciences（乌兹别克斯坦科学院乌鲁格别克天体物理研究所）
研究对G型双星CW Cas进行多波段研究，结合光谱和光度数据确定其参数，发现光变曲线不对称及暗斑活动周期变化，通过轨道周期分析发现第三体，推测其为致密天体，还发现目视伴星，表明其是层级四重系统，为相关研究提供了有价值的实验室。
2026-07-22 astro-ph.SR
Dynamics of Four Triple Systems
本文研究了斑点干涉术发现的四个分层恒星系统的轨道运动，分析了其内、外轨道特征及质量比，探讨了动力学衰变、吸积或双星合并等形成机制。
2023-04-04 astro-ph.SR
Relative orbit orientation in several resolved multiple systems
这项工作扩展了已知相对轨道方向的多颗恒星的数量。精确的天体测量和径向速度被联合用于计算或更新三个邻近的三重系统HIP 101955中的外轨道和内轨道（轨道周期38.68年和2.51年），HIP 103987 HIP 111805（30.13年和1.50年）和HIP 2643（70.3年，4.85年和0.276年），都由太阳型恒星组成。质量由绝对星等估算，并使用轨道进行检查。外内周期比（14 ~ 20）和外轨道偏心率适中。这些系统是动态稳定的，但离稳定极限不远。在这三个系统中，所有的轨道都近似共面，并且有很小的偏心率，而在HIP 101955中，e=0.6的内轨道是高度倾斜的。
2017-02-25 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. VIII
等级恒星系统中的周期、偏心率和质量告诉我们这些迷人物体的形成和早期演化。为了补充邻近太阳型恒星的多重性统计，根据几年来收集的高分辨率阶梯光谱，在15个层次（10个三重和5个四重）中确定了19个新的内子系统的光谱轨道。虽然本系列的前几篇论文大多包含短周期轨道，但这里大多数周期都是一年左右。这些层次结构的主要组成部分是HIP 7852、9148、12548、21079、24320、27970、34212、56282、57860、76400、76816、81394、96284、100420和HD 108938。值得注意的系统是HIP 12548和24230（2+2结构的低质量光谱二级结构），HIP 56282（行星型3+1结构）和HIP 27970（周期为15和1049天的紧凑三重结构）。
2022-02-08 astro-ph.SR
A 2+1+1 quadruple star system containing the most eccentric, low-mass, short-period, eclipsing binary known
我们提出了一个新发现的2+1+1四重星系的分析与TESS包含一个未解决的食双星（EB）的一部分，TIC 121088960和近邻TIC 121088959。EB由两颗质量非常低的M矮星组成，它们位于一个高偏心率（$e$ = 0.709）的短周期（$P$ = 3.04358 d）轨道上。考虑到TESS的大像素尺寸和TIC 121088959和TIC 121088960之间的小间隔（3.9 $"$），我们使用了食内和食外数据之间差异图像的光质心分析来表明EB可能驻留在TIC 121088960中，但仅贡献了其光的$\sim$ 10%。径向速度数据是用美国宇航局红外设施的iSHELL和麦克唐纳2.7米望远镜的科德${é}$摄谱仪获得的。对于这两张图像，测量的RV在11天观察基线内没有显示任何变化，两张图像之间的RV差异为$8 \pm 0.3$ km s $^{-1}$。这两幅图像相似的距离和自行表明TIC 121088959和TIC 121088960是一对引力束缚的天体。盖亚对TIC 121088960的大RUWE和astrometric_excess_noise参数进一步表明，这张图像可能是未解决的EB的宿主，本身就是一颗三星。我们进行了SED分析和计算的恒星质量的四颗恒星，所有这些都是在M矮制度：0.19 M $_\odot$和0.14 M $_\odot$的EB星和0.43 M …
2021-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Solar-type Stellar Companion to a Deep Contact Binary in a Quadruple System
采用Wilson-Devinney（W-D）方法对V776 Cas的四色（$B$ $V$ $R_c$ $I_c$）光变曲线进行了分析。发现V776 Cas是一颗早期F型（F2 V）过接触双星，具有极高的接触度（$ f=64.6\,\%$）和极低的质量比（$q=0.130$），表明它正处于冷短周期双星演化的最后阶段。主星和副星的质量计算为$M_1 = 1.55(\pm0.04)M_\odot$、$M_2 = 0.20(\pm0.01)M_\odot$。V776 Cas被认为是由一个最初分离的双星系统通过磁风造成的角动量损失而形成的。当前一次和二次组件的初始质量计算为$M_{1i} = 0.86(\pm0.10)M_\odot$和$M_{2i} = 2.13(\pm0.04)M_\odot$。计算得到的（$O$ - $C$）曲线呈现周期性变化，这是由于存在周期为23.7年的第三分量所引起的光旅行时间效应（LTTE）。第三个组成部分的质量估计为$M_3 = 1.04(\pm0.03)M_\odot$，第三个组成部分的轨道倾角计算为$i' = 33.1^{\circ}$。计算出二元系到三元系质心的距离为$a'_{12} = 3.45AU$。近区第三分量的存在可能通过吸收中心系统的角动量而在该双星系统的形成和演化中起重要作用。
2016-08-03 astro-ph.SR
Orbits of subsystems in four hierarchical multiple stars
给出了邻近太阳型聚星的七个分光轨道。色球活跃星HIP 9642的主星是一个4.8天的双线双星对，其外侧420年的视轨更新，但仍然没有得到很好的约束。HIP 12780是一个四重双星系统，由已分辨的6.7年双星对FIN 379 Aa，Ab和周期为27.8天的单线双星Ba，Bb组成，前者的合并轨道、质量和轨道视差都在这里确定。HIP 28790是一个年轻的五元组系统，由两个周期分别为221天和13天的近距离双星Aa，Ab和Ba，Bb以及一个远距离双星C组成。HIP 64478的子系统Ba，Bb是一个特殊的子系统，光谱质量比为0.89，但星等差约为2.2等。HIP 64478也包含五颗恒星：A-子系统是一对29年的视双星，有一个先前已知的4天双子子系统，而B-子系统是一个周期为5.8小时的接触双星，几乎在极上看到。
2016-04-21 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
Doubly eclipsing systems
目的：我们的目标是增加已知的双重食系统的数量，这样得到的数据集将允许通过统计方法研究它们，并证明它们构成引力束缚的2+2四重系统。方法：我们分析了在LMC领域的OGLE调查提供的食双星的光度数据。我们发现了大量新的双重食系统（我们的发现是以前研究的3倍）。由于双星的典型轨道周期为天，我们在年的时间尺度上寻找日食时间变化（ETV）。在我们能够检测到ETV周期的情况下，四元组系统中内部和外部周期之间的差异足够大。这使我们能够解释ETV主要是光时间效应，从而提供了一个有趣的约束质量的二进制文件。结果：除了显着扩大已知的双重重叠系统的数据库，我们进行了彻底的分析72例。其中28例（占研究病例的39%）的ETV显示出相对运动的证据。我们注意到OGLE BLG-ECL-145467是最有趣的例子;它是明亮的（I=12.6等），由两个分离的双星组成，周期约为3.3 d和4.9 d（使其成为3：2共振系统的候选者），相互周期约为1538 d。2+2四联体双星的轨道周期比P_A/P_B的分布在1和1.5处有统计上显著的过剩。前者很可能是周期在相同范围内的弱相互作用系统的自然统计偏好。后者被认为是在两个双星的3：2平均运动共振捕获的证据。这对这些系统中的进化通道设置了重要的约束。双食系统的总数增加到146个，其中90%以上位于南天的低赤纬。
2019-10-16 astro-ph.SR
The quasi-resonant variability of the massive LMC system BI 108
早期B超巨星LMC星BI 108在光度上是可变的，具有独特的光变曲线;在几乎精确的3：2共振中存在两个强周期。我们在VLT/UVES上收集了光谱数据，在10个历元中对10.733天的超周期进行了采样。我们发现的光谱签名SB 2系统组成的两个大规模的B1超巨星的轨道周期为5.366天。较短的周期类似于食双星的光变曲线，周期为3.578天，但数据中没有检测到。我们讨论了短周期的可能原因，并得出结论，四重系统是更合理的假设。
2012-11-17 astro-ph.SR
A Quadruple or Triple Origin For Tycho B and SN 1572
Kerzendorf等人（2012）最近报道了在第谷超新星遗迹中心附近发现一颗贫金属（[Fe/H]=-1 +/- 0.4）A型恒星的惊人发现。我们提出两种可能的解释。在第一个星系中，第谷B是一颗蓝离散星，由一颗K型或G型的近距离双星系统合并而成，而这颗双星系统之前曾与产生SN 1572的双星组成四重星系。这两个双星可能是由Kozai-Lidov振荡与潮汐摩擦共同作用引起的潮汐接触。类似的祖细胞系统可包括CzeV 343、VW LMi和KIC 4247791。在第二个星系中，Tycho B是一个三重星系中幸存的第三个组成部分，它也可能受到Kozai-Lidov振荡的影响。率进行了简要讨论。每个进化的情况下提出的问题。最后，不排除第谷B和超新星遗迹之间的偶然对齐。
2012-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards a consistent model of the hot quadruple system HD 93206 = QZ Carinæ: II. N-body model
HD 93206是一个早期型大质量恒星系统，由直接成像分辨的组分（Ab，Ad，B，C，D）和一个紧凑的子系统（Aa1，Aa2，Ac1，Ac2）组成。它的几何形状已经在广泛的光度、光谱和干涉观测的基础上确定。然而，基本的绝对参数仍然不够精确。我们使用一个先进的N体模型来解释四个紧密分量之间的所有相互引力扰动，以及所有观测数据类型，包括：天体测量，径向速度，日食时间变化，平方维，闭合相位，三重积，归一化光谱和光谱能量分布（SED）。相应的模型有38个自由参数，即三组轨道要素，组件质量，以及它们的基本辐射特性（$T$，$\log g$，$v_{\rm rot}$）。我们修改了QZ Car的基本参数如下。对于具有标称消光系数$R_V \equiv A_V/E(B-V) = 3.1$的模型，最佳拟合质量为$m_1 = 26.1\,M_{\rm S}$、$m_2 = 32.3\,M_{\rm S}$、$m_3 = 70.3\,M_{\rm S}$、$m_4 = 8.8\,M_{\rm S}$，不确定度为$2\,M_{\rm S}$和系统距离$d = (2800\pm 100)\,{\rm pc}$的量级。在另一个模型中，我们增加了RV和TTV观测值的权重并放松了SED约束，因为$R_V \sim 3.4$的消光可能是异常的，距离较小，$d = (2450\pm 100)\,{\rm pc}$。…
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
