(i ≈ 55◦), we also tested the hypot

(i ≈ 55◦), we also tested the hypothesis that the system is in
a W subtype W UMa configuration. However, this model gave a
significantly worst fit to the observations.
In comparison with previous studies of QX And by Milone
et al. (1995) and Qian et al. (2007), who used the underestimated
mass ratio of q ≈ 0.2 obtained from the radial velocities
of Milone et al. (1995), our solution yields a significantly more
massive secondary (Mc, Milone = 0.24 M, Mc, Quian = 0.27 M,
and Mc, this study = 0.45 M), an overcontact parameter that is
between their estimated values (fMilone = 21%, fQuian = 55%,
and fthis study = 35%), somewhat larger radii of the components
(Rc, Milone = 0.68 R, Rh, Milone = 1.39 R, and Rc, this study =
0.88 R, Rh, this study = 1.46 R), and a lower inclination (iMilone ≈
58◦, iQuian ≈ 56◦, and ithis study ≈ 55◦). The temperatures, absolute
bolometric magnitudes, and the estimated distance of the
system agree well between these two studies and our own.
5. RW Com
RW Com (HIP 61243) is a short-period eclipsing binary. Its variability
was first recognized by Jordan (1923), who discovered it
while observing the Cepheid variable S Comae and classified it
as β Lyrae type binary. Struve (1950) performed the first spectral
observations of the system and suggested that the emission
components in the Ca II absorption line, observed to be strong
in both conjunctions and weak in quadratures, originated in both
stars.
O’Connell (1951) noted the asymmetry and variability of
the light curves, and Milone (1976) interpreted them as evidence
of mass loss from the system, primarily through the
outer Lagrangian point, facing the observer at primary minimum.
Milone et al. (1980) constructed light curves based on all
data up to the time of their study, and also noted the variability
in the light curves and the differences between the light levels of
maxima. The asymmetry was reported as increasing with wavelength
by Davidge et al. (1981).
From their spectroscopic study, Milone et al. (1985) found
the mass ratio of 0.34 and classified the system as a W-subtype
W UMa binary of spectral type G5-G8. Based on the results of
this study, Milone et al. (1987) analyzed UBV light curves of the
system with the Wilson-Devinney code. Fixing the temperature
to three different values (5400 K, 5600 K, and 5800 K) according
to the estimated spectral type range (G5-G8), they tested different
solutions, including both cold and hot photospheric spot
configurations, and gave the absolute parameters of the solution
that fit the observations best.
Srivastava (1987) published the first O–C curve of the system
based on the previously published times of minima, and
found a cyclic variation in the orbital period. Relying on the
closely spaced data obtained between 1967 and 1986, Srivastava
(1987) suggested that a third body with an orbital period of 16
years was causing the period to vary in time. Qian (2002), however,
found that the variation caused by the third body had a
13.3 year period, and was superimposed on a decreasing trend
that the author explained by angular momentum loss from the
system. Yang & Liu (2003) considered both mass exchange and
mass loss mechanisms that could cause the observed decrease in
the period but found that the cyclic variation superimposed on
the decreasing trend was quasi-periodic; hence, it could only be
attributed to magnetic activity.
Pribulla & Rucinski (2006) and Rucinski et al. (2007) did
not detect the signature of a third body in their studies dedicated
to detecting faint third bodies in contact binary systems.
In addition, broadening functions constructed for radial velocity
analysis by Pribulla et al. (2009a) did not show any evidence of
a third companion in the system. They also found a much higher
mass ratio (0.471) than that found by Milone et al. (1985), on
which all the light curve analyses published up to that time were
based. Moreover, Pribulla et al. (2009a) determined a different
spectral type (K2 V) for the system, and conclude that the observations
Milone et al. (1985) used were subject to errors because
of the heavy blends in lines used in their cross-correlation analysis,
and the long exposure times they employed in the observations.
The results of our photometric analysis, based on spectroscopic
elements estimated by Pribulla et al. (2009a) are given
in Table 6. Figure 2 shows the observed (LCO) and the synthetic
(LCC) light curves in the B, V, and R filters (upper left), the B−V
and V − B color indices (lower left), the O–C residuals (upper
right), and the geometrical model of the system in representative
phases 0.20 and 0.75 (lower right). The tabulated parameter
uncertainties were estimated by combining the formal nonlinear
least-squared fitting errors with the errors arising from the uncertainty
of the spectroscopic mass ratio (q = 0.471 ± 0.006), as
described in Sect. 3.
Our solution shows that

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

(ฉัน≈ 55◦), นอกจากนี้เรายังทดสอบสมมติฐานว่าระบบอยู่ในชนิดย่อย W W UMa ฟิก อย่างไรก็ตาม รุ่นนี้ให้เป็นอย่างเลวร้ายที่สุดให้พอดีกับข้อสังเกตเมื่อเปรียบเทียบกับการศึกษาก่อนหน้านี้ของ QX และโดย Miloneet al. (1995) และเคียน et al. (2007), ที่ใช้ใน underestimatedอัตราส่วนโดยมวลของ q ≈ 0.2 ได้จาก velocities รัศมีโซลูชั่นของ Milone et al. (1995), อัตราผลตอบแทนเป็นอย่างมากมัธยมศึกษาขนาดใหญ่ (Mc, Milone = 0.24 เมตร Mc, Quian = 0.27 Mและ Mc ศึกษานี้ = 0.45 เมตร), พารามิเตอร์การ overcontact ที่มีระหว่างค่าประมาณ (fMilone = 21%, fQuian = 55%และการศึกษา fthis = 35%), รัศมีค่อนข้างใหญ่ของคอมโพเนนต์(Rc, Milone = 0.68 R, Rh, Milone = 1.39 R และ Rc ศึกษานี้ =0.88 Rh วิจัย R = 1.46 R), และมีความเอียงต่ำ (iMilone ≈58◦, iQuian ≈ 56◦ และ ithis ศึกษา≈ 55◦) อุณหภูมิ แน่นอนbolometric magnitudes และระยะทางโดยประมาณของการระบบที่ยอมรับกันระหว่างการศึกษาเหล่านี้สอง และเราเอง5. RW ComRW Com (HIP 61243) เป็นไบนารี eclipsing ระยะเวลาสั้น ความแปรปรวนของรู้จำ โดยจอร์แดน (1923), ผู้ค้นพบมันในขณะที่สังเกต Cepheid ตัวแปร S Comae และจัดมันเป็นβ Lyrae ชนิดไบนารี Struve (1950) ทำครั้งแรกสเปกตรัมข้อสังเกตของระบบ และชี้ให้เห็นว่า การปล่อยส่วนประกอบในสายการดูดซึม Ca II สังเกตอย่างแรงในสันธานและอ่อนแอใน quadratures กำเนิดทั้งในดาวโอคอนเนลล์ (1951) ตั้งข้อสังเกตความไม่สมดุลและความแปรปรวนของโค้งแสง และ Milone (1976) ตีความไว้เป็นหลักฐานของการสูญเสียมวลจากระบบ ส่วนใหญ่ผ่านการนอกลากรองจ์จุด หันหน้าเข้าหาผู้สังเกตการณ์หลักน้อยMilone et al. (1980) สร้างเส้นโค้งอ่อนอิงทั้งหมดข้อมูลเวลาของการศึกษา และยัง ตั้งข้อสังเกตความแปรปรวนในความแตกต่างระหว่างระดับของแสงและเส้นโค้งแสงแมก รายงานความไม่สมดุลเป็นการเพิ่มความยาวคลื่นโดย Davidge et al. (1981)จากการศึกษาสเปคตรัม Milone et al. (1985) พบอัตราส่วนโดยมวลของ 0.34 และจัดระบบเป็นชนิดย่อยของ W-ไบนารี W UMa ชนิดสเปกตรัม G5-G8 คะแนนผลการการศึกษานี้ Milone et al. (1987) วิเคราะห์ UBV แสงเส้นโค้งของการระบบ ด้วยรหัส Devinney วิลสัน แก้ไขอุณหภูมิจะแตกต่างกันสามค่าตาม (K 5400, 5600 K และ 5800 K)ช่วงประมาณสเปกตรัมชนิด (G5-G8), พวกเขาทดสอบแตกต่างกันโซลูชั่น รวมทั้งร้อน และเย็น photospheric จุดตั้งค่าคอนฟิก และพารามิเตอร์แน่นอนของการแก้ปัญหาที่เหมาะกับข้อสังเกตที่ดีที่สุดSrivastava (1987) เผยแพร่ O – C โค้งแรกของระบบคะแนนเฉลียจากเผยแพร่ก่อนหน้านี้เวลาของ minima และพบรูปแบบวงกลมในระยะวงโคจร พึ่งพาการข้อมูลอย่างใกล้ชิดเว้นระยะระหว่างค.ศ. 1967 และ 1986, Srivastava(1987) แนะนำว่า สามตัว มีช่วงของวงโคจร 16ปีทำให้เกิดช่วงเวลาที่จะแตกต่างกันในเวลานี้ เชี่ยน (2002), อย่างไรก็ตามพบว่า มีการเปลี่ยนแปลงที่เกิดจากร่างกายที่สามในระยะเวลาปี 13.3 และถูกซ้อนทับบนมีแนวโน้มลดลงที่ผู้เขียนอธิบาย โดยโมเมนตัมเชิงมุมขาดทุนจากการระบบ ยาง & หลิว (2003) ถือว่าแลกเปลี่ยนมวลทั้งสอง และกลไกการสูญเสียมวลชนที่อาจทำให้สังเกตการลดลงงวดแต่พบว่าการเปลี่ยนแปลงวงกลมซ้อนทับบนแนวโน้มลดลงคือเสมือนเป็นครั้งคราว ด้วยเหตุนี้ มันอาจจะประกอบกับกิจกรรมแม่เหล็กPribulla & Rucinski (2006) และ Rucinski et al. (2007) ได้ไม่พบลายเซ็นของร่างกายสามในการศึกษาโดยเฉพาะการตรวจร่างกายสามลมในระบบไบนารีที่ติดต่อนอกจากนี้ ขยายฟังก์ชันที่สร้างขึ้นสำหรับความเร็วแนวเล็งวิเคราะห์โดย Pribulla et al. ((2009a)) ไม่ได้แสดงหลักฐานสามสหายในระบบ พวกเขายังพบได้มากขึ้นอัตราส่วนโดยมวล (0.471) มากกว่าที่พบโดย Milone et al. (1985), ในซึ่งวิเคราะห์โค้งแสงทั้งหมดที่เผยแพร่ถึงเวลานั้นคะแนน นอกจากนี้ Pribulla et al. ((2009a)) กำหนดที่แตกต่างกันชนิดสเปกตรัม (K2 V) สำหรับระบบ และสรุปได้ว่าข้อสังเกตMilone et al. (1985) ใช้ได้อาจ มีข้อผิดพลาดเนื่องจากของผสมหนักในบรรทัดที่ใช้ในการวิเคราะห์สหสัมพันธ์ข้ามของพวกเขาและเวลาการเปิดรับแสงนานที่พวกเขาทำงานในข้อสังเกตผลของการวิเคราะห์ขอบเขต อิงสเปคตรัมองค์ประกอบที่ประเมินโดย Pribulla et al.(2009a ()) จะได้รับในตารางที่ 6 รูปที่ 2 แสดงการสังเกต (LCO) และการสังเคราะห์เส้นโค้งแสง (LCC) B, V, R และฟิลเตอร์ (ซ้ายบน), B−Vและ V − B ดัชนีสี (ล่างซ้าย), เหลือ O – C (ด้านบนขวา), และรูปแบบทางเรขาคณิตของระบบในตัวแทนระยะ 0.20 และ 0.75 (ล่างขวา) พารามิเตอร์การทดสอบตามความไม่แน่นอนถูกประเมิน โดยรวมอย่างเป็นทางการไม่เชิงเส้นข้อผิดพลาดกำลังสองน้อยที่สุดที่เหมาะสมกับข้อผิดพลาดที่เกิดจากความไม่แน่นอนของมวลสเปคตรัม (q = 0.471 ± 0.006), เป็นอธิบายไว้ใน 3 อโซลูชันของเราแสดงให้เห็นว่า

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

(ฉัน≈55◦) เรายังผ่านการทดสอบสมมติฐานที่ว่าระบบอยู่ใน
ประเภทย่อย W W การกำหนดค่า UMA แต่รุ่นนี้ให้
พอดีอย่างมีนัยสำคัญที่เลวร้ายที่สุดที่จะสังเกต.
ในการเปรียบเทียบกับการศึกษาก่อนหน้านี้ QX และโดย Milone
et al, (1995) และเควน et al, (2007) ที่ใช้ประเมิน
อัตราส่วนมวลของ Q ≈ 0.2 ที่ได้รับจากความเร็วในแนวรัศมี
ของ Milone et al, (1995), การแก้ปัญหาของเรามีผลเป็นอย่างมีนัยสำคัญมากขึ้น
ขนาดใหญ่รอง (Mc, Milone = 0.24 M ?, Mc, Quian = 0.27 M ?,
และ Mc การศึกษาครั้งนี้ = 0.45 M?) พารามิเตอร์ overcontact ที่อยู่
ระหว่างค่าโดยประมาณ ( fMilone = 21%, fQuian = 55%
และ fthis ศึกษา = 35%), รัศมีค่อนข้างใหญ่ของส่วนประกอบ
(RC, เครื่อง Milone = 0.68 R ?, Rh, Milone = 1.39 R ?, และ Rc การศึกษาครั้งนี้ =
0.88 R? อาร์เอชนี้การศึกษา = 1.46 R?) และความโน้มเอียงที่ต่ำกว่า (iMilone ≈
58◦, iQuian ≈56◦และตัวเลือกนี้ศึกษา≈55◦) อุณหภูมิแน่นอน
เคาะ bolometric และระยะทางโดยประมาณของ
ระบบการตกลงกันระหว่างทั้งสองและการศึกษาของเราเอง.
5 RW Com
RW ดอทคอม (HIP 61243) เป็นไบนารีสั้นระยะเวลา eclipsing ความแปรปรวนของมัน
ได้รับการยอมรับเป็นครั้งแรกโดยจอร์แดน (1923) ผู้ค้นพบมัน
ในขณะที่การสังเกต Cepheid ตัวแปร S Comae และจำแนก
เป็นβ Lyrae ประเภทไบนารี สตูป (1950) ดำเนินการสเปกตรัมแรกที่
สังเกตของระบบและชี้ให้เห็นว่าการปล่อย
องค์ประกอบในการดูดซึมแคลเซียมบรรทัดที่สองสังเกตจะแข็งแรง
ทั้งในสันธานและอ่อนแอใน quadratures, มาในทั้ง
ดาว.
คอนเนลล์ (1951) ตั้งข้อสังเกต ความไม่สมดุลและความแปรปรวนของ
เส้นโค้งแสงและ Milone (1976) พวกเขาตีความว่าเป็นหลักฐาน
ของการสูญเสียมวลจากระบบส่วนใหญ่ผ่าน
จุดลากรองจ์นอกหันหน้าไปสังเกตการณ์ที่ต่ำสุดหลัก.
Milone et al, (1980) สร้างเส้นโค้งแสงอยู่บนพื้นฐานของทุก
ข้อมูลได้ถึงเวลาของการศึกษาของพวกเขาและยังตั้งข้อสังเกตความแปรปรวน
ในโค้งแสงและความแตกต่างระหว่างระดับแสงของ
Maxima สมส่วนได้รับรายงานว่ามีความยาวคลื่นที่เพิ่มขึ้น
โดย Davidge et al, (1981).
จากการศึกษาของพวกเขาสเปกโทรสโก, et al, Milone (1985) พบว่า
อัตราส่วนมวลเท่ากับ 0.34 และจัดระบบเป็น W-ย่อย
W UMA ไบนารีของผีประเภท G5-G8 ขึ้นอยู่กับผลของ
การศึกษาครั้งนี้ Milone et al, (1987) การวิเคราะห์ UBV โค้งแง่ของ
ระบบที่มีรหัสวิลสัน-DeVinney แก้ไขอุณหภูมิ
ให้เป็นค่าที่แตกต่างกันสาม (5400 K, 5600 K และ 5800 K) ตาม
ไปประมาณช่วงผีประเภท (G5-G8) พวกเขาผ่านการทดสอบที่แตกต่างกัน
การแก้ปัญหารวมทั้งจุด photospheric เย็นและร้อน
การกำหนดค่าและให้พารามิเตอร์แน่นอน ของการแก้ปัญหา
ที่เหมาะสมกับการสังเกตที่ดีที่สุด.
Srivastava (1987) ตีพิมพ์ครั้งแรก O-C โค้งของระบบ
ขึ้นอยู่กับเวลาที่เผยแพร่ก่อนหน้านี้ของน้อยและ
พบการเปลี่ยนแปลงวงจรในระยะเวลาการโคจร มาจากการใช้
ข้อมูลระยะใกล้ได้รับระหว่างปี 1967 และปี 1986 Srivastava
(1987) ชี้ให้เห็นว่าร่างกายที่สามที่มีระยะเวลาการโคจรของ 16
ปีที่ก่อให้เกิดช่วงเวลาที่แตกต่างกันในเวลาที่ Qian (2002) แต่
พบว่าการเปลี่ยนแปลงที่เกิดจากร่างกายที่สามมี
ระยะเวลา 13.3 ปีและได้รับการซ้อนทับบนมีแนวโน้มลดลง
ที่ผู้เขียนอธิบายจากการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมจาก
ระบบ ยางและหลิว (2003) ถือว่าทั้งสองแลกเปลี่ยนมวลและ
กลไกการสูญเสียมวลที่อาจทำให้เกิดการลดลงสังเกตได้ใน
ระยะเวลา แต่พบว่าการเปลี่ยนแปลงเป็นวงกลมซ้อนทับบน
แนวโน้มลดลงเป็นเสมือนธาตุ จึงจะสามารถเฉพาะ
ประกอบกับกิจกรรมแม่เหล็ก.
Pribulla & Rucinski (2006) และ Rucinski et al, (2007) ไม่
ได้ตรวจสอบลายเซ็นของร่างกายที่สามในการศึกษาของพวกเขาทุ่มเท
ให้กับการตรวจสอบร่างกายที่สามลมในระบบดาวคู่ติดต่อ.
นอกจากนี้การขยายฟังก์ชั่นเพื่อสร้างรัศมีความเร็ว
การวิเคราะห์โดย Pribulla et al, (2009a) ไม่ได้แสดงหลักฐานใด ๆ ของ
สหายที่สามในระบบ พวกเขายังพบว่ามีสูงมาก
อัตราส่วนโดยมวล (0.471) กว่าที่พบโดย Milone et al, (1985) เมื่อวัน
ที่ทุกโค้งแสงวิเคราะห์การตีพิมพ์ถึงเวลาที่ถูก
ตาม นอกจากนี้ Pribulla et al, (2009a) กำหนดที่แตกต่างกัน
ชนิดสเปกตรัม (K2 V) สำหรับระบบและสรุปได้ว่าการสังเกต
Milone et al, (1985) ที่ใช้เป็นเรื่องที่มีข้อผิดพลาดเพราะ
ของผสมหนักในสายที่ใช้ในการวิเคราะห์ข้ามความสัมพันธ์ของพวกเขา
และการเปิดโปงครั้งนานพวกเขาที่ใช้ในการสังเกต.
ผลการวิเคราะห์ความเข้มแสงของเราขึ้นอยู่กับสเปกโทรสโก
องค์ประกอบประมาณโดย Pribulla et al, . (2009a) จะได้รับ
ในตารางที่ 6 รูปที่ 2 แสดงสังเกต (LCO) และสังเคราะห์
เส้นโค้ง (LCC) ไฟในข V และ R ฟิลเตอร์ (ซ้ายบน), B-V
และ V - ดัชนี B (สี ซ้ายล่าง) ที่เหลือ O-C (บน
ขวา) และรูปแบบทางเรขาคณิตของระบบในตัวแทน
ขั้นตอน 0.20 และ 0.75 (ขวาล่าง) พารามิเตอร์ tabulated
ความไม่แน่นอนอยู่ที่ประมาณโดยการรวมไม่เชิงเส้นอย่างเป็นทางการ
ข้อผิดพลาดที่เหมาะสมน้อยที่สุด Squared มีข้อผิดพลาดที่เกิดขึ้นจากความไม่แน่นอน
ของอัตราส่วนโดยมวลสเปกโทรสโก (q = 0.471 ± 0.006) ดัง
ที่อธิบายไว้ในนิกาย 3.
วิธีการแก้ปัญหาของเราแสดงให้เห็นว่า

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

( ผม≈ 55 ◦ ) นอกจากนี้เรายังทดสอบสมมติฐานว่า ระบบในW W ซึ่งเป็น การตั้งค่า อย่างไรก็ตาม รุ่นนี้ให้พอดีทางที่แย่ที่สุดที่จะสังเกตในการเปรียบเทียบกับการศึกษาก่อนหน้านี้ของ qx และ miloneet al . ( 1995 ) และเฉียน et al . ( 2007 ) ที่ใช้ดูอัตราส่วนของมวลของ Q ≈ 0.2 ที่ได้รับจากความเร็วแนวรัศมีของ milone et al . ( 1995 ) , โซลูชั่นของเราผลผลิตอย่างมีนัยสำคัญทางสถิติเพิ่มเติมใหญ่รอง ( MC milone = 0.24 m , MC , quian = 0.27 ม. ,พิธีกร นี่ศึกษา = 0.45 เมตร ) , overcontact พารามิเตอร์ที่เป็นระหว่างการประมาณค่า ( fmilone = 21% , fquian = 55 %ศึกษา และ fthis = 35% ) รัศมีที่ค่อนข้างใหญ่ของส่วนประกอบ( RC , milone = 0.68 R , กิจกรรม , milone = 1.39 R , RC และการศึกษานี้ =โดย R , กิจกรรม , การศึกษา = 1.46 R ) และล่าง ( imilone ≈เอียง◦ iquian ≈ 56 58 , ◦และ≈ศึกษา ithis 55 ◦ ) อุณหภูมิสัมบูรณ์bolometric ขนาดและระยะทางโดยประมาณของระบบที่ตกลงกันระหว่างทั้งสองศึกษาและของเราเอง5 . RW comRW com ( สะโพก 61243 ) เป็นระยะเวลาสั้นๆ ประเภทไบนารี ของความแปรปรวนเป็นครั้งแรกที่ได้รับการยอมรับโดยจอร์แดน ( 1923 ) ที่ค้นพบมันในขณะที่การสังเกต Cepheid ตัวแปร s โคม่า และจัดมันเป็น lyrae บีตา ชนิดไบนารี struve ( 1950 ) โดยครั้งแรกสเปกตรัมตัวอย่างของระบบ และแนะนำว่า ปล่อยส่วนประกอบใน CA 2 เส้นการดูดกลืนที่สังเกตจะแข็งแรงทั้งคำสันธานและอ่อนแอใน quadratures มีถิ่นกําเนิดในทั้งดาวโอคอนเนลล์ ( 1951 ) ระบุความไม่สมดุลและการเปลี่ยนแปลงของเส้นโค้งแสงและ milone ( 1976 ) แปลเป็น หลักฐานของการสูญเสียมวลจากระบบเป็นหลักผ่านจุดลากรานจ์ ด้านนอก ซึ่งผู้สังเกตการณ์ที่ขั้นปฐมภูมิmilone et al . ( 1980 ) สร้างแสงเส้นโค้งตามทั้งหมดข้อมูลถึงเวลาของการศึกษาของพวกเขา และยัง สังเกต ความแปรปรวนในเส้นโค้งแสงและความแตกต่างระหว่างระดับของแสงแม็กซิม่า มีความไม่สมดุลมีรายงานว่าเพิ่มขึ้นกับความยาวคลื่นโดย davidge et al . ( 1981 )จากการศึกษาสมบัติของพวกเขา milone et al . ( 1985 ) พบว่ามวลเท่ากับ 0.34 และจัด ระบบ เป็น w-subtypew อุมาไบนารีของสเปกตรัมชนิด g5-g8 . จากผลของการศึกษานี้ milone et al . ( 1987 ) วิเคราะห์ ubv แสงเส้นโค้งของระบบ กับ วิลสัน devinney รหัส แก้ไขอุณหภูมิสามค่าที่แตกต่างกัน ( 5400 องศาเคลวิน 5600 K และ 5800 K ) ตามการประมาณสเปกตรัมชนิดช่วง ( g5-g8 ) พวกเขาทดสอบต่าง ๆโซลูชั่นที่ประกอบด้วยทั้งเย็นและร้อน photospheric จุดการกำหนดค่าให้ตัวแปรที่สมบูรณ์ของโซลูชั่นพอดีสังเกตที่ดีที่สุดศรีวัสทวา ( 1987 ) ตีพิมพ์ครั้งแรก O ) C เส้นโค้งของระบบขึ้นอยู่กับการตีพิมพ์ก่อนหน้านี้เวลาไม่นี่ ม๊า และพบการเปลี่ยนแปลงวัฏจักรในช่วงโคจร อาศัยเว้นระยะอย่างใกล้ชิดข้อมูลระหว่าง 1967 และ 1986 ศรีวัสทวา( 1987 ) แนะนำว่าตัวที่สาม มีระยะเวลาโคจรของ 16ปี ทำให้ระยะเวลาที่แตกต่างกันในเวลา เฉียน ( 2002 ) , อย่างไรก็ตามพบว่า การเปลี่ยนแปลงที่เกิดจากตัวที่สามมีระยะเวลาที่ 13.3 ปีและซ้อนทับบนแนวโน้มลดลงที่ผู้เขียนได้อธิบายโดยการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมจากระบบ ยาง & หลิว ( 2003 ) ถือว่าแลกเปลี่ยนทั้งมวลกลไกที่อาจทำให้เกิดการสูญเสียมวลและลดระยะเวลา แต่พบว่ารูปแบบวงกลมซ้อนทับบนมีแนวโน้มลดลง คือ กึ่งๆ ดังนั้น มันอาจจะเกิดจากกิจกรรมแม่เหล็กpribulla & rucinski ( 2006 ) และ rucinski et al . ( 2007 )ไม่ได้ตรวจสอบลายเซ็นของร่างกายที่สามในการศึกษาของพวกเขาโดยเฉพาะเพื่อตรวจหาเป็นลมสามศพในระบบไบนารี่ที่ติดต่อนอกจากนี้ การขยายฟังก์ชันสร้างขึ้นสำหรับความเร็ว รัศมีการวิเคราะห์โดย pribulla et al . ( 2009a ) ไม่ได้แสดงหลักฐานใด ๆสหายสามในระบบ พวกเขาพบสูงมากอัตราส่วนมวล ( 0.471 ) กว่าที่พบโดย milone et al . ( 1985 ) ,ซึ่งวิเคราะห์แสงเส้นโค้งที่เผยแพร่ถึงตอนนั้นตาม นอกจากนี้ pribulla et al . ( 2009a ) กำหนดต่าง ๆสเปกตรัมชนิด ( K2 v ) สำหรับระบบ และสรุปได้ว่า การสังเกตmilone et al . ( 1985 ) ที่ใช้เป็นเรื่องผิดเพราะของพอลิเมอร์ผสมหนักในบรรทัดที่ใช้ในการ cross-correlation การวิเคราะห์แล้วเวลาที่พวกเขาใช้ในการสังเกตผลของการวิเคราะห์ทางแสงตามทางของเราองค์ประกอบด้วยวิธี pribulla et al . ( 2009a ) จะได้รับตารางที่ 6 รูปที่ 2 แสดงลักษณะว่าและสังเคราะห์( LCC ) แสงเส้นโค้งใน B , V และ R ตัวกรอง ( บนซ้าย ) , B − 5และ V − B สีดัชนี ( ซ้ายล่าง ) , O ( C ค่า ( บนขวา ) และรูปแบบทางเรขาคณิตของระบบตัวแทนขั้นตอนการออกแบบและ 0.75 ( ขวาล่าง ) การประมาณค่าพารามิเตอร์ความไม่แน่นอนเป็นประมาณโดยรวมระบบไม่เชิงเส้นอย่างน้อยสองข้อผิดพลาดที่เหมาะสมกับข้อผิดพลาดที่เกิดจากความไม่แน่นอนของอัตราส่วนมวลสเปก ( Q = 0.471 ± 0.006 ) เป็นอธิบายไว้ในนิกาย 3 .โซลูชั่นของเราแสดงให้เห็นว่า