In the past few years, two-planet circumbinary systems (e.g., HW Vir, NN Ser, DP Leo and HU Aqr) have been detected around short-period eclipsing binaries using ground-based telescopes. The existence of these planets has been inferred by interpreting the O-C variations of the mid-eclipse times. We have tested the orbital stability of these systems and propose to use Light Travel Time Effect (LITE) to detect such circumbinary planets from the ground. We generated synthetically the LITE signal of a two-planet circumbinary system with the aim to apply an analytic LITE model to recover the underlying synthetic system. To mimic a degree of realism inherent to ground-based observations, we added to the synthetic LITE data white noise with a Gaussian distribution and sampled the synthetic LITE signal randomly. We successfully recovered the original system demonstrating that two-planet circumbinary systems can be detected using ground-based telescopes, provided the timing measurements of the mid-eclipses are sufficiently accurate and the observing baseline is long enough to ensure a sufficient coverage of all involved periods. We used HU Aqr as a test system and applied our model to its proposed planetary bodies considering near-circular orbits. We present the results of our calculations and discuss the LITE-detectability of a HU Aqr-like system.
RT Per has been known as a close binary of which the orbital period has unpredictably varied so far. Although there are no agreements with the working mechanism for the changes of the period, two interpretations have been suggested and waiting for to be tested: 1) light-time effects due to the unseen 3rd and 4rd bodies (Panchatsaram 1981), 2) Abrupt period-changes, due to internal variations of the system (e.g. mass transfer or mass loss) superimposing to the light-time effect by a 3rd body (Frieboes-Conde & Herczeg 1973). In the point of view that the former interprepation models could predict the behavior of the changes of the orbital period theoretically, we checked whether the recent observed times of minimum lights follow the perdictions by the first model or not. We confirmed that the observed times of minimum lights have followed the variations calculated by the light-times effects due to the 3rd and 4rd bodies suggested by Panchatsatam. In this paper a total of 626 times of minimum lights were reanalyzed in terms of the light-time effects by the 3rd and 4rd bodies. We concluded that the eclipsing pair in SVCam system moves in an elliptic orbit about center of mass of the triple system with a period of about $42.^y2$, while the mass center of the triplet is in light-time orbit about the center of mass of the quadruple system with a period of $120^y$. The mean masses deduced for the 3rd and 4rd bodies were $0.89m_\odot$ and $0.82m_\odot$, respectively.
UV Psc is a typical RS CVn type system undergoing dynamic chromosphere activity. We performed photometric observations of the system in 2015 and secured new BVR light curves showing well-defined photometric waves. In this paper, we analyzed the light curves using Wilson-Devinney binary code and investigated the orbital period of the system. The combination of our light curve synthesis with the spectroscopic solution developed by previous investigators yielded the absolute parameters as: $M_1=1.104{\pm}0.042M_{\odot}$, $R_1=1.165{\pm}0.025R_{\odot}$, and $L_1=1.361{\pm} 0.041L_{\odot}$ for the primary star, and $M_2=0.809{\pm}0.082M_{\odot}$, $R_2=0.858{\pm}0.018R_{\odot}$, and $L_2=0.339 {\pm}0.010L_{\odot}$ for the secondary star. The eclipse timing diagram for accurate CCD and photoelectric timings showed that the orbital period may vary either in a downward parabolic manner or a quasi-sinusoidal pattern. If the latter is adopted as a probable pattern for the period change, a more plausible account for the cyclic variation may be the light time effect caused by a circumbinary object rather than an Applegate-mechanism occurring via variable surface magnetic field strengths.
The follow-up BVRI photometric observations of NSVS 1461538, which was discovered as an $Algol/{\beta}$ Lyr eclipsing variable by Hoffman, Harrison & McNamara (2009), were performed for three years from 2011 to 2013 by using the 61-cm telescope and CCD cameras of Sobaeksan Optical Astronomy Observatory (SOAO). New light curves have deep depths both of the primary and secondary eclipses, rounded shapes outside eclipses and a strong O'Connell effect, indicating that NSVS 1461538 is a typical W UMa close binary system rather than an $Algol/{\beta}$ Lyr type binary star. A period study with all the timings shows that the orbital period may vary in a sinusoidal way with a period of about 5.6 yr and a small semi-amplitude of about 0.008 d. The cyclical period variation was interpreted as a light-time effect due to a tertiary body with a minimum mass of $0.66M{\odot}$. The first photometric solution with the Wilson-Devinney binary model shows that the system is a W-subtype contact binary with the mass ratio ($q=m_c/m_h$) of 3.46, orbit inclination of 85.6 deg and fill-out factor of 30%. From the existing empirical relationship between parameters, the absolute dimension was estimated. The masses and radii of the component stars are $0.28M{\odot}$ and $0.71R{\odot}$ for the less massive but hotter primary star, respectively, and $0.96M{\odot}$ and $1.21R{\odot}$ for the more massive secondary, respectively. Possible evolution of the system is discussed in the mass-radius and the mass-luminosity planes.
New CCD photometric observations of GX Aur have been made between 2004 and 2015. Our light curves are the first ever compiled and display the variable O'Connell effect. The light variations are satisfactorily modeled by including time-varying cool-spots on the component stars. Our light curve synthesis indicates that the eclipsing pair is an A-type contact binary with parameters of i = 81.1 deg, ${\Delta}T=36K$, q = 0.950 and f = 46%. Including our 25 timing measurements, a total of 83 times of minimum light spanning about 66 yr were used for a period study. It was found that the orbital period of GX Aur has varied due to two periodic oscillations superposed on an upward-opening parabolic variation. The long-term period increase rate is deduced as $+9.636{\times}10^{-10}d\;yr^{-1}$, which can be produced as a mass transfer from the secondary star to the primary at a rate of $3.136{\times}10^{-6}M_{\odot}\;yr^{-1}$, among the largest rates for contact systems. The periods and semi-amplitudes of the two periodic variations are about $P_3=8.7yr$ and $P_4=21.2yr$, and $K_3=0.011d$ and $K_4=0.017d$, respectively. The most reasonable explanation for both cycles is a pair of light-travel-time effects driven by the possible existence of an unseen third and fourth components with projected masses of $M_3=0.91M_{\odot}$ and $M_4=1.09M_{\odot}$ in eccentric orbits of $e_3=0.13$ and $e_4=0.73$. Because no third light was detected in the light curve synthesis, each circumbinary object could be a compact star or a binary itself.
Kim, Chun-Hwey;Song, Mi-Hwa;Yoon, Joh-Na;Jeong, Jang-Hae;Jeoung, Taek-Soo;Kim, Young-Jae;Kim, Jung-Yeb
Journal of Astronomy and Space Sciences
/
v.27
no.2
/
pp.89-96
/
2010
BVR CCD observations of GW Cep were made on 15 nights in November through December 2008 with a 1-m reflector at the Jincheon station of the Chungbuk National University Observatory. Nineteen new times of minimum lights for GW Cep were determined and added to a collection of all other times of minima available to us. These data were then intensively analyzed, by reference to an O-C diagram, to deduce the general form of period variation for GW Cep. It was found that the O-C diagram could be interpreted as presenting two different forms of period change: an exclusively quasi-sinusoidal change with a period of 32.6 years and an eccentricity of 0.10; and a quasi-sinusoidal change with a period of 46.2 years and an eccentricity of 0.36 superposed on an upward parabola. Although a final conclusion is somewhat premature at present, the latter seems more plausible because late-type contact binaries allow an inter-exchange of both energy and mass between the component stars. The quasi-sinusoidal characteristics were interpreted in terms of a light-time effect due to an unseen tertiary component. The minimum masses of the tertiary component for both cases were calculated to be nearly the same as the $0.23-0.26M\;{\odot}$-ranges which is hardly detectable in a light curve synthesis. The upward parabolic O-C diagram corresponding to a secular period increase of about $4.12{\times}10^{-8}\;d/yr$ was interpreted as mass being transferred from the lesser to more massive component. The transfer rate for a conservative case was calculated to be about $2.66\;{\times}\;10^{-8}\;M_{\odot}/yr$ which is compatible with other W UMa-type contact binaries.
New eight times of minimum light of the near-contact binary EG Cep were presented. All times of minimum light for EG Cep, including ours, were collected and analyzed to study it's orbital period variation. It was found that the orbital period have varied in a cyclical way superposed on an upward parabola. A secular period increase of $3.22{\times}10^{-8}d/y$ was calculated. Under the assumption of a conservative mass transfer, it implied that the stellar gaseous material of about $3.18{\times}10^{-8}M_{\odot}$ /year is transferring from the less massive secondary component to the primary. The cyclical period variation was interpreted as light-time effect due to an unseen third body in the system. The resultant period, semi-amplitude and eccentricity of the light time orbit were calculated to be $38.^y4,\;0.^d0034$ and 0.29, respectively. The mass range of the tertiary proposed in the system is deduced to be quite small as $0.10M_{\odot}{\leq}M_3{\leq}0.21M_{\odot}$ for $i_3{\geq}30^{\circ}$.
Kim, Ho-Il;Lee, Chung-Uk;Lee, Jae-Woo;Sohn, Mi-Rim
Journal of Astronomy and Space Sciences
/
v.22
no.4
/
pp.353-362
/
2005
We performed a new high-resolution spectroscopy of AG Vir for 4 nights from 25 March 2004 using the BOES (Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph) attached to the 1.8-m reflector at Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, and obtained a total of 59 spectra where all orbital phases are covered. To get the radial velocities of the binary system, both method of the CCF (Cross-Co..elation Function)and the BF (Broadening Function) were applied to the analysis of all the observed spectra. From these, the CCF could calculate the radial velocities of the primary star alone, while the BF could determine those of the primary and the secondary components. New absolute dimensions were deduced with the combination of our spectroscopic orbital elements ($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8$) and the photometric solutions of Bell, Rainger, & Hilditch (1990): $A_1,=1.99M_\bigodot,\;M_2=0.62M_\bigodot,\;R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot,\;and\;L_2=3.47L_\bigodot$. Our absolute parameters are larger and brighter than those derived from Bell, Rainger, & Hilditch (1990). We re-analyzed all the previous radial-velocity curves of AG Vir and, as a result, can see that its system velocity scatters largely up to ${\pm}8km/s$. However, we, at present, cannot determine this as the light-time effect due to the third body, which was suggested as a cause of the orbital period changes by Qian (2001).
The BVR CCD photometric observations of W UMa-type eclipsing binary SS Ari were made on ten nights from November 1996 to December 1996. Eight new times of minimum lights were derived. The analysis of times of minima of SS Ari confirms the suggestions of other previous investigators that the orbital period of SS Ari have been suffering from a sinusoidal varition. The amplitude and period for the cyclic period changes were calculated as about $58^{y}$ and $0.^{d}053$, respectively. The period variation has been discussed in terms of two potential mechanisms: 1) the light-time effect due to a hypothetical third body and 2) deformations in the convective envelope of a magnetically active component. In the earlier case, the third body has a mass of $1.3M_{\odot}$, if exist, in the form of a white dwarf or a binary system. It seems that the system velocities from the spectroscopic observations supports this interpretation. Meanwhile in the latter case, the primary component is mainly responsible for the magnetic activity of this system with a theoretical amplitude of $\pm0.^{m}08$. However, we cannot make a conclusion which is reasonable explanation at this point, due to lack of observational data. Moreover, the period variation of SS Ari shows duplication about $14^y$, cyclic period with an amplitude of about $0.^d001$ to the above periodic change. We also cannot make an acceptable conclusion for it at this time.
Kim, Chun-Hwey;Park, Jang-Ho;Lee, Jae-Woo;Jeong, Jang-Hae;Oh, Jun-Young
Journal of Astronomy and Space Sciences
/
v.26
no.2
/
pp.141-156
/
2009
Through the photometric observations of the near-contact binary, XZ CMi, new BV light curves were secured and seven times of minimum light were determined. An intensive period study with all published timings, including ours, confirms that the period of XZ CMi has varied in a cyclic period variation superposed on a secular period decrease over last 70 years. Assuming the cyclic change of period to occur by a light-time effect due to a third-body, the light-time orbit with a semi-amplitude of 0.0056d, a period of 29y and an eccentricity of 0.71 was calculated. The observed secular period decrease of $-5.26{\times}10^{-11}d/P$ was interpreted as a result of simultaneous occurrence of both a period decrease of $-8.20{\times}10^{-11}d/P$ by angular momentum loss (AML) due to a magnetic braking stellar wind and a period increase of $2.94{\times}10^{-11}d/P$ by a mass transfer from the less massive secondary to the primary components in the system. In this line the decreasing rate of period due to AML is about 3 times larger than the increasing one by a mass transfer in their absolute values. The latter implies a mass transfer of $\dot{M}_s=3.21{\times}10^{-8}M_{\odot}y^{-1}$ from the less massive secondary to the primary. The BV light curves with the latest Wilson-Devinney binary code were analyzed for two separate models of 8200K and 7000K as the photospheric temperature of the primary component. Both models confirm that XZ CMi is truly a near-contact binary with a less massive secondary completely filling Roche lobe and a primary inside the inner Roche lobe and there is a third-light corresponding to about 15-17% of the total system light. However, the third-light source can not be the same as the third-body suggested from the period study. At the present, however, we can not determine which one between two models is better fitted to the observations because of a negligible difference of $\sum(O-C)^2$ between them. The diversity of mass ratios, with which previous investigators were in disagreement, still remains to be one of unsolved problems in XZ CMi system. Spectroscopic observations for a radial velocity curve and high-resolution spectra as well as a high-precision photometry are needed to resolve some of remaining problems.
본 웹사이트에 게시된 이메일 주소가 전자우편 수집 프로그램이나
그 밖의 기술적 장치를 이용하여 무단으로 수집되는 것을 거부하며,
이를 위반시 정보통신망법에 의해 형사 처벌됨을 유념하시기 바랍니다.
[게시일 2004년 10월 1일]
이용약관
제 1 장 총칙
제 1 조 (목적)
이 이용약관은 KoreaScience 홈페이지(이하 “당 사이트”)에서 제공하는 인터넷 서비스(이하 '서비스')의 가입조건 및 이용에 관한 제반 사항과 기타 필요한 사항을 구체적으로 규정함을 목적으로 합니다.
제 2 조 (용어의 정의)
① "이용자"라 함은 당 사이트에 접속하여 이 약관에 따라 당 사이트가 제공하는 서비스를 받는 회원 및 비회원을
말합니다.
② "회원"이라 함은 서비스를 이용하기 위하여 당 사이트에 개인정보를 제공하여 아이디(ID)와 비밀번호를 부여
받은 자를 말합니다.
③ "회원 아이디(ID)"라 함은 회원의 식별 및 서비스 이용을 위하여 자신이 선정한 문자 및 숫자의 조합을
말합니다.
④ "비밀번호(패스워드)"라 함은 회원이 자신의 비밀보호를 위하여 선정한 문자 및 숫자의 조합을 말합니다.
제 3 조 (이용약관의 효력 및 변경)
① 이 약관은 당 사이트에 게시하거나 기타의 방법으로 회원에게 공지함으로써 효력이 발생합니다.
② 당 사이트는 이 약관을 개정할 경우에 적용일자 및 개정사유를 명시하여 현행 약관과 함께 당 사이트의
초기화면에 그 적용일자 7일 이전부터 적용일자 전일까지 공지합니다. 다만, 회원에게 불리하게 약관내용을
변경하는 경우에는 최소한 30일 이상의 사전 유예기간을 두고 공지합니다. 이 경우 당 사이트는 개정 전
내용과 개정 후 내용을 명확하게 비교하여 이용자가 알기 쉽도록 표시합니다.
제 4 조(약관 외 준칙)
① 이 약관은 당 사이트가 제공하는 서비스에 관한 이용안내와 함께 적용됩니다.
② 이 약관에 명시되지 아니한 사항은 관계법령의 규정이 적용됩니다.
제 2 장 이용계약의 체결
제 5 조 (이용계약의 성립 등)
① 이용계약은 이용고객이 당 사이트가 정한 약관에 「동의합니다」를 선택하고, 당 사이트가 정한
온라인신청양식을 작성하여 서비스 이용을 신청한 후, 당 사이트가 이를 승낙함으로써 성립합니다.
② 제1항의 승낙은 당 사이트가 제공하는 과학기술정보검색, 맞춤정보, 서지정보 등 다른 서비스의 이용승낙을
포함합니다.
제 6 조 (회원가입)
서비스를 이용하고자 하는 고객은 당 사이트에서 정한 회원가입양식에 개인정보를 기재하여 가입을 하여야 합니다.
제 7 조 (개인정보의 보호 및 사용)
당 사이트는 관계법령이 정하는 바에 따라 회원 등록정보를 포함한 회원의 개인정보를 보호하기 위해 노력합니다. 회원 개인정보의 보호 및 사용에 대해서는 관련법령 및 당 사이트의 개인정보 보호정책이 적용됩니다.
제 8 조 (이용 신청의 승낙과 제한)
① 당 사이트는 제6조의 규정에 의한 이용신청고객에 대하여 서비스 이용을 승낙합니다.
② 당 사이트는 아래사항에 해당하는 경우에 대해서 승낙하지 아니 합니다.
- 이용계약 신청서의 내용을 허위로 기재한 경우
- 기타 규정한 제반사항을 위반하며 신청하는 경우
제 9 조 (회원 ID 부여 및 변경 등)
① 당 사이트는 이용고객에 대하여 약관에 정하는 바에 따라 자신이 선정한 회원 ID를 부여합니다.
② 회원 ID는 원칙적으로 변경이 불가하며 부득이한 사유로 인하여 변경 하고자 하는 경우에는 해당 ID를
해지하고 재가입해야 합니다.
③ 기타 회원 개인정보 관리 및 변경 등에 관한 사항은 서비스별 안내에 정하는 바에 의합니다.
제 3 장 계약 당사자의 의무
제 10 조 (KISTI의 의무)
① 당 사이트는 이용고객이 희망한 서비스 제공 개시일에 특별한 사정이 없는 한 서비스를 이용할 수 있도록
하여야 합니다.
② 당 사이트는 개인정보 보호를 위해 보안시스템을 구축하며 개인정보 보호정책을 공시하고 준수합니다.
③ 당 사이트는 회원으로부터 제기되는 의견이나 불만이 정당하다고 객관적으로 인정될 경우에는 적절한 절차를
거쳐 즉시 처리하여야 합니다. 다만, 즉시 처리가 곤란한 경우는 회원에게 그 사유와 처리일정을 통보하여야
합니다.
제 11 조 (회원의 의무)
① 이용자는 회원가입 신청 또는 회원정보 변경 시 실명으로 모든 사항을 사실에 근거하여 작성하여야 하며,
허위 또는 타인의 정보를 등록할 경우 일체의 권리를 주장할 수 없습니다.
② 당 사이트가 관계법령 및 개인정보 보호정책에 의거하여 그 책임을 지는 경우를 제외하고 회원에게 부여된
ID의 비밀번호 관리소홀, 부정사용에 의하여 발생하는 모든 결과에 대한 책임은 회원에게 있습니다.
③ 회원은 당 사이트 및 제 3자의 지적 재산권을 침해해서는 안 됩니다.
제 4 장 서비스의 이용
제 12 조 (서비스 이용 시간)
① 서비스 이용은 당 사이트의 업무상 또는 기술상 특별한 지장이 없는 한 연중무휴, 1일 24시간 운영을
원칙으로 합니다. 단, 당 사이트는 시스템 정기점검, 증설 및 교체를 위해 당 사이트가 정한 날이나 시간에
서비스를 일시 중단할 수 있으며, 예정되어 있는 작업으로 인한 서비스 일시중단은 당 사이트 홈페이지를
통해 사전에 공지합니다.
② 당 사이트는 서비스를 특정범위로 분할하여 각 범위별로 이용가능시간을 별도로 지정할 수 있습니다. 다만
이 경우 그 내용을 공지합니다.
제 13 조 (홈페이지 저작권)
① NDSL에서 제공하는 모든 저작물의 저작권은 원저작자에게 있으며, KISTI는 복제/배포/전송권을 확보하고
있습니다.
② NDSL에서 제공하는 콘텐츠를 상업적 및 기타 영리목적으로 복제/배포/전송할 경우 사전에 KISTI의 허락을
받아야 합니다.
③ NDSL에서 제공하는 콘텐츠를 보도, 비평, 교육, 연구 등을 위하여 정당한 범위 안에서 공정한 관행에
합치되게 인용할 수 있습니다.
④ NDSL에서 제공하는 콘텐츠를 무단 복제, 전송, 배포 기타 저작권법에 위반되는 방법으로 이용할 경우
저작권법 제136조에 따라 5년 이하의 징역 또는 5천만 원 이하의 벌금에 처해질 수 있습니다.
제 14 조 (유료서비스)
① 당 사이트 및 협력기관이 정한 유료서비스(원문복사 등)는 별도로 정해진 바에 따르며, 변경사항은 시행 전에
당 사이트 홈페이지를 통하여 회원에게 공지합니다.
② 유료서비스를 이용하려는 회원은 정해진 요금체계에 따라 요금을 납부해야 합니다.
제 5 장 계약 해지 및 이용 제한
제 15 조 (계약 해지)
회원이 이용계약을 해지하고자 하는 때에는 [가입해지] 메뉴를 이용해 직접 해지해야 합니다.
제 16 조 (서비스 이용제한)
① 당 사이트는 회원이 서비스 이용내용에 있어서 본 약관 제 11조 내용을 위반하거나, 다음 각 호에 해당하는
경우 서비스 이용을 제한할 수 있습니다.
- 2년 이상 서비스를 이용한 적이 없는 경우
- 기타 정상적인 서비스 운영에 방해가 될 경우
② 상기 이용제한 규정에 따라 서비스를 이용하는 회원에게 서비스 이용에 대하여 별도 공지 없이 서비스 이용의
일시정지, 이용계약 해지 할 수 있습니다.
제 17 조 (전자우편주소 수집 금지)
회원은 전자우편주소 추출기 등을 이용하여 전자우편주소를 수집 또는 제3자에게 제공할 수 없습니다.
제 6 장 손해배상 및 기타사항
제 18 조 (손해배상)
당 사이트는 무료로 제공되는 서비스와 관련하여 회원에게 어떠한 손해가 발생하더라도 당 사이트가 고의 또는 과실로 인한 손해발생을 제외하고는 이에 대하여 책임을 부담하지 아니합니다.
제 19 조 (관할 법원)
서비스 이용으로 발생한 분쟁에 대해 소송이 제기되는 경우 민사 소송법상의 관할 법원에 제기합니다.
[부 칙]
1. (시행일) 이 약관은 2016년 9월 5일부터 적용되며, 종전 약관은 본 약관으로 대체되며, 개정된 약관의 적용일 이전 가입자도 개정된 약관의 적용을 받습니다.