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 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 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
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
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
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
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
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 W-subtype active contact binary PZ UMa with a possible more massive tertiary component
用泰国国家天文台的2.4米望远镜和云南天文台的1米望远镜分别观测了PZ Uma的两组多色光变曲线。用Wilson-Devinney程序对两组光变曲线进行了分析，得到了一致的结果，表明PZ UMa是一个W亚型的极质量比（$M_{1}/M_{2} = 0.18)$ .测定了PZ UMa的基本物理参数为$M_{2} = 0.77(2)M_\odot$、$M_{1} = 0.14(1)M_\odot$、$R_{2} = 0.92(1)R_\odot$、$R_{1} = 0.43(1)R_\odot$、$L_{2} = 0.46(2)L_\odot$和$L_{1} = 0.15(3)L_\odot$。对UMa双星PZ的轨道周期分析表明，其轨道周期为13.22年，这意味着可能有第三颗恒星围绕该双星系统运行。如果第三部分的轨道与中心双星系统共面，则其质量和轨道半径分别为$M_{3} = 0.88 M_\odot$和$a_{3} = 3.67 AU$。有趣的是，第三颗星的最小质量被计算为$M_{3min} = 0.84 M_\odot$，这意味着第三颗星的质量甚至比伴星和伴星还要大。PZ Uma是一颗具有恒星活动的晚型接触双星。O 'Connell效应在2016年4月被观察到时出现在其光变曲线上。然而，当2016年12月再次观察到该目标时，奥康奈尔效应发生了逆转。O 'Connell效应在如此短的…
2019-09-16 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
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
Comparative study of the W UMa type binaries S Ant and Epsilon CrA
本文利用TESS和Gaia数据结合Russell范式研究了S Ant和Eps CrA两颗相接双星的物理性质，发现两者均存在质量转移且O'Connell效应存在不规则变化，并预测S Ant将演化为R CMa型Algol双星，而Eps CrA未来可能发生并合。
2024-09-25 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
Optical-Mid-Infrared Period-Luminosity Relations for W UMa-type Contact Binaries Based on Gaia DR 1: 8% Distance Accuracy
大熊座W（W UMa）型的接触双星系统（CB）是有用的统计距离指标，因为它们的数量庞大。在这里，我们建立（轨道）的周期光度关系（PLR）在12个光学到中红外波段（GBV RIJHKsW 1 W2 W3 W 4）的基础上，附近的183个W UMA型CB准确的Tycho-Gaia周期松弛。PLR的1σ色散从光学到近红外和中红外波长减小。最小散射为0.16等，这意味着WUMa型CB可用于恢复7%精度的距离。将我们新确定的PLR应用于19个含有W UMa型CB的疏散星团，结果表明PLR和疏散星团CB距离尺度的一致性在1%以内。采用我们的PLR作为二级距离指标，我们编制了一个包含55，603个CB候选者的目录，其中80%的距离估计基于光学，近红外和中红外测光的组合。使用傅立叶分解，选择了27，318个高概率的W UMa型CB。由此产生的8%的距离精度意味着，我们的样本包括最大数量的对象与准确的距离内的一个局部体积与半径为3千秒差距可到目前为止。银河系中W UMA型CB的分布表明，在不同的环境中，CB光度函数可能不同：在较年轻的环境中发现了大量较亮（较长周期）的W UMA型CB。
2018-04-13 astro-ph.GA 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
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
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
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
Model computations of blue stragglers and W UMa-type stars in globular clusters
最近的研究表明，接触双星只出现在球状星团（GC）的关闭点之下和蓝离散星（BS）的区域。此外，观察表明，至少有一个显着的分数BS在这些集群中形成的二元传质机制。我们目前的调查的目的是获得和分析一套冷，低金属丰度，这是GC特征的近距离分离双星的演化模型。我们计算了975个模型的初始分离，冷密双星不同的初始参数的演变。该模型包括组件之间的质量交换以及质量和角动量的损失，由于磁化风的非常低的金属丰度双星Z = 0.001。该模型被解释的背景下，现有的数据接触二进制和蓝色离散成员的GC。模型参数与GC接触双星在Hertzsprung-Russell图上的观测位置吻合得很好。在星团主序星的下部没有接触双星，因为没有初始轨道周期短于1.5 d的双星。接触二进制结束其演变为合并出现在BS区域。二进制形成的BS填充整个观察到的BS区域中的GC，但差距是可见的低质量合并，集中沿零年龄的主序列和二进制BS占据红色部分的BS区域。预计只有极少数的二元并合会快速旋转和/或具有由CNO核反应处理的层暴露而产生的化学特性。所有其他的二元并合与碰撞形成的并合是无法区分的。结果表明，二元形成的BS可以构成GC中所有BS的至少相当大的部分。
2015-03-26 astro-ph.SR
First photometric analyses and classification for the W UMa type binary systems GSC 2362-2866 and GSC 107-596
本文用Wilson-Devinney程序分析了WUMa型双星GSC 2362-2866和GSC 107-596的CCD观测资料，确定了它们的光度轨道和物理参数。结果表明，这两个系统都属于W-UMa食双星的A亚型。GSC 2362-2866的质量比为q = 0.73，过接触度为f = 0.122%。GSC 107-596体系的V带过接触度为0.166%，q = 0.70，R带过接触度为0.111
2014-02-12 astro-ph.SR
Statistical analysis of eclipsing binaries with monotonic orbital-period variations: A-type W UMa contact systems
Faculty of Liberal Arts and Sciences, Chukyo University（中京大学文理学院）
本研究针对具有单调轨道周期变化的A型相接双星系统，通过分析周期变化率计算MT、ML和AML速率，结合偏最小二乘分析与偏回归图发现参数相关性及幂律关系，揭示不同周期变化系统中各速率与双星参数的关联。
2025-11-17 astro-ph.SR
Lessons from the high-resolution spectroscopy of AW UMa and Epsilon CrA: Is the Lucy model valid?
本研究通过高分辨率光谱观测W UMa型双星，发现测光法质量比系统性低于光谱法，质疑Lucy模型的准确性，并用Stepien模型解释偏差及相关谱线扰动现象。
2024-12-13 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
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
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
The Critical Mass Ratio for W UMa-type Contact Binary Systems
本文综述 W UMa 型相接双星的潮汐 Darwin 不稳定性与临界质量比判据，并说明如何据此识别潜在恒星并合候选体。
2024-04-04 astro-ph.SR
Absolute Magnitude Calibration for W UMa-Type Systems Based on Gaia Data
利用Tycho-Gaia天体测量解（TGAS）的视差数据，计算了318颗W~ UMa型（EW）接触双星的绝对星等$M_V$。一个非常陡峭的（斜率$\simeq -9$），单参数（$\log{P}$），线性校准可以用来预测$M_V$约0.1 - 0.3等，在整个范围内的可达轨道周期，$0.22\!<\!P\!<\!0.88$天。对具有$0.275\!<\!P\!<\!0.575$天的大多数普通系统进行类似的校准，预测$M_V$值约为0.06 - 0.16等。对于比中心范围短和长的轨道周期值，周期依赖性分别较陡和较浅，即二进制在$M_V$中比由全范围线性定律所预测的更暗。短周期系统的关系的陡峭性意味着重要的后果，最微弱的二进制定义的周期分布的短周期截止的可探测性。尽管线性$\log{P}$拟合周围的散射相当大（0.2 - 0.4 mag），但当前数据不支持在校准中包含$B\!-\!V$颜色项。
2017-08-03 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
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
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
BSN-IV: The First Multiband Light Curve Study of Five W UMa-type Contact Binary Systems
Observatoire de Paris（巴黎天文台）；University of Tehran（德黑兰大学）；Çanakkale Onsekiz Mart University（恰纳卡莱18三月大学）
本文利用南北半球多波段测光和BSN 1.0建模研究五个W UMa型相接双星，分析周期变化、黑子、P-a关系、热平衡、低质量比稳定性及演化参数。
2025-10-20 astro-ph.SR
Spectroscopic metallicity determinations for W~UMa-type binary stars
本研究试图利用光谱学方法测定WUMa型双星的金属丰度。大卫·邓拉普天文台收集的约4，500个光谱经过同样的展宽函数处理，以确定以MgI三重态（5080- 5285 A）为中心的光谱窗口中的组合谱线强度。对各个积分BF进行相位平均，以得出单个线强度指标。该样本仅限于90个EW二元体，具有严格的颜色相位恒定性，并且没有同伴的光谱污染。最佳定义的结果是由52颗星组成的F型子样本（0.32<（B-V）0<0.62）获得的，其BF强度可以在模型预测中内插。F-型子样本的金属丰度[M/H]显示与太阳[M/H]大致相似的丰度，但具有较大的散射，这部分是由于随机误差和系统误差的组合。由于在我们的方法的限制，导致颜色的趋势，我们设置的金属丰度的规模，以对应于从斯特龙格伦测光F型双星的m_1指数。趋势调整后的[M/H]1分布在-0.65<[M/H]1<+0.50范围内，这种分布反映了恒星之间真正的金属丰度差异。一半的F子样本双星的[M/H]1在-0.37<[M/H]1 +0.10范围内，中位数为-0.04，平均值为-0.10，尾部朝向低金属丰度，可能偏向于非常高的金属丰度。利用最近获得的78颗完整样本恒星的自行和径向速度数据对运动学数据进行的平行研究表明，F-型子样本双星具有与太阳邻域相似的运动学性质，年龄约为3 - 5.5 Gyr的薄盘矮星。F型双星似乎比其他双星更老，它们的质量比往往比同时期的大多…
2013-08-01 astro-ph.SR
Investigation of the Orbital Period and Mass Relations for W UMa-type Contact Systems
本文给出了大熊座W型系统的轨道周期与某些参数之间的新关系。为了研究这些关系，我们计算了118个系统样本的绝对参数。为此，我们使用从盖亚早期数据发布3（盖亚EDR 3）星表获得的视差值进行更精确的计算。其他所需的参数，包括光变曲线解和轨道周期，是从以前的研究中得出的。对于某些关系，我们从另一项研究中添加了86个轨道周期小于0.6天的系统到我们的样本中，使我们能够将系统数量增加到204个。因此，重新计算了这些接触系统的每个组件的质量（M）值以及所有其他绝对参数。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法来获得每个组分的新的轨道周期-质量关系（P-M），并将温度（T）加入到过程中来获得新的轨道周期-温度关系（P-T1）。我们提出了轨道周期行为的log（g）的新关系，为每个组件。利用人工神经网络（ANN）方法建立了轨道周期、主成分质量和温度（P-M1-T1）之间的关系模型。此外，我们提出了一个模型的轨道周期和质量比（P-q）之间的关系，通过拟合多层感知器（MLP）回归模型从文献中收集的数据的样本。
2021-12-25 astro-ph.SR
Variability in the Milky Way: Contact binaries as diagnostic tools
利用中国科学院紫金山天文台青海德令哈站的50 cm双筒望远镜对老疏散星团NGC 188进行了$V$和$R$波段的同步观测。我们的目标是寻找变星的星群。我们导出了6个大熊座W食双星系统的光变曲线解，并估算了它们的轨道参数。所得到的到WUM的距离与主机集群的物理特性无关。接下来，我们确定了目前接触双星（CB;散射$σ< 0.10$等）的最佳周期-光度关系。我们的结论是，CBs可以用作距离示踪剂，具有优于5%的不确定度。我们应用我们的新关系的102个CB在大麦云，这产生了距离模$(m-M_V)_0=18.41\pm0.20$马格。
2016-11-25 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
Physical parameter study of eight W Ursae Majoris-type contact binaries in NGC 188
我们使用中国科学院紫金山天文台青海站新投入使用的50 cm双筒望远镜（50 BiN）对老的疏散星团NGC 188进行了V和R波段的观测，作为寻找可变天体的一部分。我们的时间序列数据总共跨越36天。径向速度和自行选择产生了532个真正的集群成员的样本。等时线拟合得到（m-M）0 V = 11.35 \pm 0.10 mag和总前景红化E（V-R）= 0.062 \pm 0.002 mag。使用后者的参数，我们估计的距离，这是独立的主机集群的物理特性的WUMAS。基于对六个WUmas（EP Cep、EQ Cep、ES Cep、V369 Cep和首次使用的V370 Cep和V782 Cep）的组合拟合，我们获得了平均距离模量（m-M）0 V = 11.31 \pm 0.08 mag，这与我们的等时线拟合结果相当。这6个WUMA具有明显的周期光度关系。我们推导出更精确的物理参数的WUMA系统，并讨论了它们的初始质量和年龄。前者表明，这些W UMa系统可能经历了角动量的对流信封内的演变（W型演变）。WUMa系统的年龄与星团的年龄吻合得很好。
2016-07-20 astro-ph.GA 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
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 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
Two-dimensional Parameter Relationships for W UMa-type Systems Revisited
本文基于Gaia DR3视差数据，利用MCMC和机器学习方法重新审视并更新了118个短周期W UMa型相接双星的六个二维参数关系，验证了其可靠性。
2023-10-29 astro-ph.SR
The short-period limit of contact binaries
当初始分离双星的主星充满它们的洛希叶时，质量转移的稳定性在从分离双星形成接触双星的过程中是重要的。利用Eggleton的恒星演化程序，考虑质量传递不稳定性的影响，研究了接触双星的形成和短周期极限。发现初始质量从0.89 M $_{\rm \odot}$减小到0.63 M $_{\rm \odot}$时，对于经历稳定质量转移并演化为接触的分离双星，初始质量比的范围减小。当初始质量小于0.63 M $_{\rm \odot}$时，当分离双星的初始质量充满洛希瓣时，分离双星将经历动力学不稳定的质量转移。这些系统将演变成一个共同的信封的情况下，然后可能在一个相当短的时间尺度上的两个组成部分的完全合并。这就导致了接触双星的初始质量下限为0.63 M $_{\rm \odot}$，这可能是接触双星的周期分布只有0.22天的主要原因。通过对理论周期分布与实际观测资料的比较，发现观测到的双星都在双星初始质量下限以上，没有观测到低于这一下限的双星。这表明，接触双星的短周期限制可以解释的不稳定性的质量转移时发生的初步脱离双星填充他们的洛希叶。
2011-12-02 astro-ph.SR
The detached-binary channel for the formation of contact binaries
离体双星通道是形成接触双星的重要通道，离体双星可能通过组分的演化膨胀或磁制动作用导致角动量损失而演化为接触双星。我们对该通道进行了详细的双星布居合成（BPS）研究，得到了分离双星演化为接触双星的参数区域。结合$\emph{Kepler}$卫星的观测和我们的结果，我们发现接触双星的祖先的出生率比接触双星的出生率大于1.2。这表明，对于分离双星通道，祖先可以足够产生观察到的接触双星。在这个通道中，我们发现接触双星的轨道周期分布在0.25天左右有一个峰值，并有一个向更长周期延伸的尾部，接触双星的形成时标范围很大，从$\sim1$ \，Myr到15\，Gyr。这些结果表明，分离双星通道能满意地解释接触双星的主要观测特征，特别是$\emph{Kepler}$观测所显示的轨道周期分布和非常年轻的接触双星的存在。
2013-11-24 astro-ph.SR
Ultra-short period contact binaries: restricting the parameters of the primary using Gaia parallax
通过选择轨道周期小于0.22天的W UMa型变星，研究了可能的M型接触双星。将Gaia测光与Gaia和2 MASS测光结合起来，获得了VSX数据库中674颗被编目为接触双星的红变星的G和J波段绝对星等。主序冷矮星的绝对星等随光谱类型而变化很大，这被用来创建一个选择的218个系统，其光谱类型可能是M0-M3。单独检查了具有最低近红外光度的46个系统的光变曲线，以在可能的情况下确认或拒绝W UMa分类。消光极限和振幅与计算出的绝对星等相结合，以确定主要成分质量的上限。这是通过考虑主星的光度不低于相同质量的主序星来实现的。对于26个可能的接触双星，主恒星的质量被限制在0.5太阳质量以下，有些系统的主恒星质量上限低至0.35太阳质量。这些罕见的系统是更详细观测的有趣目标，因为它们位于接触双星分布的低质量端，它们的形成和演化仍然不清楚。
2022-01-25 astro-ph.SR
Time sequence spectroscopy of AW UMa. The 518 nm Mg I triplet region analyzed with Broadening Functions
AW UMa的高分辨率光谱观测，获得了连续三个晚上的中位数时间分辨率为2.1分钟，已被分析使用的展宽函数方法的频谱窗口多普勒图像的系统揭示了存在的激烈的质量运动的二元系统内，他们的存在提出了问题的接触二元模型的固体旋转假设。AW UMa看起来是一个非常紧密的半分离双星，质量从质量较大的部分转移到质量较小的部分。主星是一颗快速旋转的恒星，V sin i = 181.4+ 2.5 km s^-1，它被不均匀性所覆盖：非常缓慢地漂移的斑点和密集的涟漪网络更紧密地参与了它的旋转。主星的谱线显示出一个额外的增宽成分（称为“基座”），它要么起源于比恒星其他部分快约50 km/s的赤道区，要么起源于外部盘状结构。二次分量似乎比接触模型预测的要小。次级周围的径向速度场主要由从初级组件转移（并可能部分返回）的物质的吸积所控制。二进制的参数是：A sin i = 2.73 +/- 0.11 R_odot和M_1 sin^3 i = 1.29 +/- 0.15 M_odot，M_2 sin^3 i = 0.128 +/- 0.016 M_odot。质量比q_rmsp = M_2/M_1 = 0.099 +/- 0.003，虽然仍然是光谱元素中最不确定的，但与以前基于接触模型的众多相互一致的光度学研究有很大不同。应该研究为什么测光和光谱给出如此非常不一致的结果，以及AW UMa是否是一个不寻常的对象，或者…
2014-11-05 astro-ph.SR
Circumbinary Components of Contact Binaries
由食极小定时分析得到的接触双星的周期变化大多是混沌的。然而，它们可以通过叠加在长期变化上的一些周期性变化来表示。这种周期性的变化很可能是由围绕着接触双星的第三个组成部分引起的。本文给出了一些典型的接触双星周期变化的例子。
2014-11-25 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
The observed temperature distribution of contact binaries derived from SDSS photometry
从VSX，SDSS DR 12和盖亚DR 2目录的数据相结合，以探索已知的接触双星的观测温度分布。应用色-温关系计算了近20000颗双星的有效温度，并利用计算结果建立了温度分布，精度优于160 K。随着观测对象距离的增加，温度分布向高温方向移动。该分布包含先前在6000-7000 K范围内检测到的凸点。它示出，这第二个最大值是由遥远的和高度变红的对象，系统比接触双星在这个温度范围内更明亮。我们认为，这些对象是其他变量，可能是半分离的二进制文件，被错误地归类为接触二进制文件和接触二进制文件的实际温度分布不包含这样的峰值。
2019-02-27 astro-ph.SR
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
Physical parameters of close binaries QX Andromedae, RW Comae Berenices, MR Delphini, and BD +07{\circ} 3142
目标。我们分析了最近公布的密近双星QX And、RW Com、MR Del和BD +07 { \circ } 3142的最新光变曲线和径向速度曲线，以确定其组成部分的物理参数。方法.光变曲线的分析使用一个基于罗氏几何的双星模型，以适应光度观测。光谱参数，如质量比和光谱类型，是从最近的光谱研究的系统问题。结果我们的研究结果提供了一致和可靠的恒星参数的四个研究的二元系统。特别令人感兴趣的是BD +07 { \circ } 3142系统，因为这是对其光变曲线的首次分析。我们发现它是一个W UMa型和W亚型的过接触双星，并且每个组件在极区都有一个大的冷点。QX And是A亚型，RW Com是W亚型W UMa双星，在这两个系统中，我们都在组件之间的颈部区域发现了一个亮点。MR Del是一个分离的双星，具有复杂的光变曲线，我们可以在较热的部分上用两个冷点来建模。
2010-11-16 astro-ph.SR
Near-Contact Binaries on the Path to Contact Binaries
Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）
研究揭示了接近接触双星向接触双星演化过程中质量交换对系统命运的影响，指出高质量系统快速合并形成巨星，而低质量系统可稳定存在数亿年，但面临达尔文不稳定性挑战。
2026-01-02 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 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
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
