No description available.

No description available.

No description available.

No description available.

A detailed understanding of the secondary stars in cataclysmic variables (CVs) and other mass-transferring binaries is of vital importance if we are to fully understand the behavior and evolution of such systems. Magnetic activity, for example, plays an important role in the angular momentum evolution of the binary and has also been linked to the orbital period, mean brightness and mean outburst duration of CVs.

In this thesis I show how flux ratios taken between fiducial orbital phases in the light curves of irradiated CVs can be used to measure the degree of heating of the secondary star. I compare the heating effect obtained from flux ratio analysis with more formal modelling, or by measurements taken from the literature, in the classical novae QU Vul, V Per, DD Cir, DN Gem, V1432 Aql, and WY Sge. I find good agreement. I use the results to determine how irradiation changes with time since the nova outburst, and conclude that it is the decline in reprocessed irradiation from the cooling white dwarf alone, rather than a decline in mass transfer rate, that could be the cause of the decrease in optical brightness seen in old novae.

Uncertainties in the post main sequence evolution of B supergiant stars exist because their evolution is controlled by variable mass loss from the star as well as rotation, binarity and convection processes in the core. The latter effect leads to surface enrichment as the products of nuclear burning (carbon, nitrogen and oxygen) are brought to the surface. However, current stellar evolution models fail to predict the correct amount of CNO processing in massive stars. Accurate mass loss rates are essential for underpinning the Wind-momentum Luminosity Relation (Kudritzki et al., 1999) and also for improving stellar evolution calculations. Existing discrepancies between B star mass loss rates obtained from observations and those from theoretical predictions (e.g. Vink et al. 2000) also emphasise the need for a better understanding of structured stellar winds. Recent improvements in stellar atmosphere models to include full nLTE effects & line blanketing also provide us with the mean to derive more accurate temperatures & luminosities, leading to a reduction in OB star temperature scales. An optical and ultraviolet quantitative spectroscopic analysis of the atmospheres and winds of Galactic B supergiants is presented here. Fundamental parameters such as temperature, luminosity, mass loss rate and CNO abundances are derived for individual stars using the non-LTE, line-blanketed model atmosphere code of Hillier & Miller (1998). We present detailed temperature scales for B supergiants and discuss their implications. Additionally we discuss the derived mass loss rates and CNO abundances for our sample of Galactic B supergiants and compare them to other results. Empirical analysis of the ionisation conditions of early B supergiant winds has also been carried out (based on SEI modelling) and compared to model predictions from the stellar atmosphere code of Hillier & Miller (1998). This allows us to undertake a critical comparison of observed and predicted ionisation behaviour in the wind, focusing on trends of the ionisation fraction, qi, with velocity, relative ionisation strengths and whether ions tend to increase or decrease further out in the wind. Values of Mqi (the product of the mass loss rate times the ionisation fraction) have been obtained from UV line synthesis modelling and, using our derived mass loss rates, values of qi are acquired from Mqi for our sample of Galactic B supergiants. Our studies show that values of qi are much lower than expected and furthermore none of the ions (e.g. Al III, Si IV, C IV, N V) are dominant in the wind, a surprising result since the highest values of qi occur in the B spectral range. We discuss our most recent findings and their implications for clumping and structure in the wind. Most importantly these results provide strong evidence for a downward revision of mass loss rates by at least an order of magnitude. This evidence demonstrates a clear need to review mass loss rate determinations and the role of clumping in massive star winds.

No description available.

Η μελέτη των διπλών εκλειπτικών συστημάτων παραμένει ένα από τα πιο ενδιαφέροντα ερευνητικά πεδία της αστροφυσικής γιατί παρέχει την πιο ακριβή μέθοδο υπολογισμού των βασικών αστρικών μεγεθών (μαζών, ακτίνων, θερμοκρασιών) αλλά και κάθε μορφής αστρικής δραστηριότητας που αναπτύσσεται (κηλίδες, δίσκοι προαύξησης ύλης, αναπάλσεις) μέσα από τη μακρόχρονη μεταβολή της περιόδου τους. Επιπλέον επιτρέπει τον έλεγχο των θεωριών αστρικής εξέλιξης μέσα από την αλληλεπίδρασή τους αλλά και την πρόβλεψη παρουσίας τρίτων σωμάτων αστρικής ή μη φύσης. Σε αυτήν τη διατριβή μελετάται μία ιδιαίτερη κατηγορία διπλών εκλειπτικών συστημάτων σε επαφή, τα W UMa τα οποία αποτελούνται από αστέρες κύριας ακολουθίας οι οποίοι βρίσκονται σε υπερεπαφή, και χαρακτηρίζονται από τις μικρότερες περιόδους κι άρα από τη μικρότερη στροφορμή. Σκοπός της είναι τόσο η παρατηρησιακή μελέτη και ανάλυση συστημάτων W UMa που παρουσιάζουν ιδιαίτερο ενδιαφέρον όσο και η ανάγκη ανάπτυξης μεθοδολογίας μοντελοποίησης για την εξαγωγή της μέγιστης πληροφορίας και ελέγχου των εξαγόμενων φυσικών παραμέτρων κάτω από την εφαρμογή σύγχρονων στατιστικών μεθόδων. Το πρώτο μέρος της επικεντρώνεται στη σκιαγράφηση του θεωρητικού επιστημονικού πλαισίου περιγραφής των διπλών εκλειπτικών αστρικών συστημάτων σε επαφή. Το Κεφάλαιο1 αναφέρεται στη γεωμετρία των τροχιών και στη φυσική των αστέρων του συστήματος, στην περιγραφή του μοντέλου Roche και στην αλληλεπίδραση των μελών καθώς και στη δυναμική των συστημάτων όπως αυτή εκδηλώνεται από την παρατηρούμενη μεταβολή της περιόδου του. Το Κεφάλαιο 2 αναφέρεται στις φωτομετρικές παρατηρήσεις που έγιναν κατά την διάρκεια της παρούσας διατριβής καθώς και στις αυτοματοποιημένες μεθόδους επεξεργασίας και ανάλυσης των παρατηρησιακών αστρονομικών δεδομένων οι οποίες αναπτύχθηκαν. Το Κεφάλαιο 3 περιγράφει τις σύγχρονες τεχνικές μοντελοποίησης και τα προγράμματα ανάλυσης για τηλύση του αντίστροφου προβλήματος. Το Κεφάλαιο 4 περιγράφει την αναζήτηση, εξόρυξη και αυτόματη ανάλυση δεδομένων από παρατηρησιακές αστρονομικές επισκοπήσεις και την εφαρμογή του κώδικα τεχνητών νευρωνικών δικτύων EBAI. Το δεύτερο μέρος επικεντρώνεται στην αναλυτική μελέτη επιλεγμένων στενών διπλών συστημάτων W UMa με ιδιαίτερο ενδιαφέρον. Σε όλα τα επιλεγμένα συστήματα παρουσιάζεται η φωτομετρική τους μελέτη κάτω από το φως νέων BV RcIc παρατηρήσεων, η μελέτη της περιόδου, το εξαγόμενο μοντέλο σε συνδυασμό με φασματοσκοπικά δεδομένα, ο προσδιορισμός τροχιακών και φυσικών παραμέτρων και η θέση τους σε εξελικτικά διαγράμματα. Επίσης γίνεται η διερεύνηση του προτεινόμενου μοντέλου για μοναδικότητα στο χώρο των λύσεων μέσα από σάρωση με εισαγωγή διαταραχών ή άλλων στατιστικών μεθόδων και ο στατιστικός προσδιορισμός των σφαλμάτων των παραμέτρων. Συγκεκριμένα στο Κεφάλαιο5 παρουσιάζεται το ενοποιημένο μοντέλο του συστήματος TY Boo δύο κηλίδων που ερμηνεύει τη συμπεριφορά του την περίοδο 1969-2011 και τη μελέτη της περιόδου του. Σύμφωνα με αυτό το σύστημα TY Boo ανήκει στην υποκατηγορία W των W UMa με μικρό βαθμό επαφής f = (7.6 ±0.8)% και η μακρόχρονη μελέτη της περιόδου του δείχνει μακροχρόνια μείωση (dP/dt = −3.65x10^−8 d yr^−1 ) και μία περιοδικότητα (P3 = 58.9yrs, A = 0.0254 days)η οποία, χωρίς να αποκλείεται η παρουσία τρίτου σώματος, ερμηνεύεται με ενεργό μαγνητικό κύκλο που προκαλεί την εμφάνιση κηλίδων.Στο Κεφάλαιο 6 παρουσιάζεται για πρώτη φορά η λεπτομερής ανάλυση του συστήματος WUMa, FI Boo το οποίο ταξινομείται στην υποκατηγορία W, με βαθμό επαφής f = (50.15 ±8.10) %, κάτω από την παρουσία τρίτου σώματος το οποίο μπορεί να παίζει σημαντικό ρόλο στη δημιουργία και την εξέλιξή του. Σύμφωνα με το προτεινόμενο μοντέλο προσδιορίζονται οι μάζες Mh =0.40 ± 0.05 Msun , Mc =1.07 ± 0.05 Msun , και οι θερμοκρασίες Th = 5746±33Κ, Tc = 5420±46 Κ των αστέρων-μελών του καθώς και των προγεννητόρων τους (1.71 ±0.10 Msun και 0.63 ± 0.01 Msun , αντίστοιχα) και διερευνάται το εξελικτικό στάδιο του αστέρα με τη μεγαλύτερη μάζα μέσα από ισόχρονες.Στο Κεφάλαιο 7 διερευνάται σε βάθος το σύστημα σε επαφή V1003 Her, το οποίο χαρακτηρίζεται από μεταβολή μικρού πλάτους, με πολλαπλά μοντέλα για τα οποία ελέγχεται η σταθερότητα των με ανεξάρτητες μεθόδους. Το επικρατέστερο από αυτά δείχνει ότι το σύστημα είναι W UMa με βαθμό επαφής f = (36±10) %, με ασυνήθιστα άνισες θερμοκρασίες μεταξύ των αστέρων του 550 Κ, και λόγο μαζών q = 0.373. Η μικρή του κλίση i = 38^o ±1^ο το καθιστά ένα από τα μεγαλύτερης μάζας στην υποκατηγορίας W.Στο Κεφάλαιο 8 εξετάζεται η φύση του διπλού συστήματος HI Dra, η λεπτομερής ανάλυση του οποίου δείχνει ότι είναι W UMa με μικρό βαθμό επαφής f = (24 ± 4) % και διαφορά θερμοκρασίας μεταξύ των αστέρων του 330 Κ. Προτείνονται και διερευνώνται εξονυχιστικά δύο μοντέλα με κηλίδες από τα οποία επικρατέστερο, με ψυχρή κηλίδα πάνω στον μικρότερης μάζας και ψυχρότερο αστέρα- τον τοποθετεί στην υποκατηγορία Α. Προσδιορίζονται οι φυσικές παράμετροι των μελών του (M = 1.72 ± 0.08Msun , Mc = 0.43 ± 0.02 Msun , Rh =1.98 ± 0.03Rsun , Rc = 1.08 ± 0.02 Rsun , Lh = 9.6 ± 0.1 Lsun , Lc = 2.4 ± 0.1 Lsun ) και των προγεννητόρων τους (1.11 ± 0.03 Msun και 2.25 ± 0.07 Msun, αντίστοιχα) και προσεγγίζεται η ηλικία του συστήματος σε 2.4 Gyr .Τέλος στο Κεφάλαιο 8 παρουσιάζονται τα πρώτα αποτελέσματα από τις φωτομετρικές παρατηρήσεις με το τηλεσκόπιο Αρίσταρχος 2.3 m, διπλών εκλειπτικών συστημάτων με ιδιαίτερο ενδιαφέρον που ανακαλύφθηκαν ή παρατηρήθηκαν από την διαστημική αποστολή Kepler με περιόδους περιφοράς < 0.45 d, τα οποία παρουσιάζουν ασυμμετρίες στην καμπύλη φωτός, χρονικές μεταβολές των εκλείψεων των μελών τους ή είναι εν δυνάμει τριπλά συστήματα. Τα πρώτα αποτελέσματα αφορούν τα συστήματα KIC 11246163 και KIC 4563150τα οποία ταξινομούνται ως συστήματα τύπου W UMa, W υποκατηγορίας με πιθανό τριτο συνοδό. / The study of eclipsing binary systems remains one of the most powerful research fields in stellar astrophysics because it provides the primary source of calculating fundamentals properties of stars (masses, radii, temperatures) and every form of stellar activity (spots, accreting discs, pulsations) through photometry and spectroscopy or/and through the study of long-term variability of their period. Additionally it allows testing of stellar structure and evolution theories and the prediction of third body companions of stellar or sub-stellar origin. This thesis is focused on the study of W UMa type eclipsing binaries containing main sequence stars in overcontact configuration with short periods and,therefore the small angular momentum. The aim is both the multiband observational study, analysis and investigation of WUMa systems of particular interest but also the development of modeling methodology in order to extract the maximum information and to determine a detailed assessment of the parameter uncertainties through the application of modern statistical methods. The first part of the Doctoral Thesis outlines the theoretical framework for describing eclipsing binary stars. Chapter 1 refers to the physics and geometry of orbits and components, the description of the Roche model that led to the classification based on equipotential surfaces, the computation of the total radiated flux in the direction of the observer by including all the corrections needed and the description of systems dynamics as manifested by the observed change of their period. Chapter2 presents the photometric observations made during this research and the automated methods of processing and analysis (pipelines) which were developed. Chapter 3 sketches the modern modeling and analysis software techniques for the solution of inverse problem(Differential Corrections, Levenberg-Marquardt, Downhill Simplex, Genetic Algorithms,Heuristic Scanning, Bootstrap resampling, Metropolis –Hasting Markov Chain MonteCarlo), their implementation to programs developed as part of the present thesis and their application to real data. These also represent the methodology of the analyses implemented for the study of the WUMa systems, described in Part 2. Finally, Chapter4 describes the development of a pipeline for the exploration, extraction and automatic analysis of data from astronomical surveys and its application to ASAS database. In the same chapter the first results from the training and validation of the Artificial Neural Network (ANN), EBAI, and the best topology for the ANN are presented.The second part focuses on the detailed study of selected W UMa systems with particular interest. This includes: the new multiband photometric observations, the longterm period variation, the exported model from photometric and spectroscopic data (from the literature), the determination of orbital and physical parameters and their position in evolutionary diagrams, the investigation of the proposed model for uniqueness in the parameter space through heuristic scanning with parameter kicking or other statistical methods- and the statistical determination of the uncertainties of the derived parameters.In Chapter 5, new CCD four-color light curves of TY Boo made on eight nights over2010–2011 were analyzed in comparison with historical light curves obtained from 1969through 2011. The light curves could all be represented by a unique geometry and by wavelength consistent phototometric parameters of a two-spot model on either stellar component. It is confirmed that TY Boo is a shallow W-type contact binary system with a degree of contact factor of f = 7.6 ± 0.8%. A period investigation based on all available data shows a long-term decrease (dP/dt = −3.65 ×10−8 days yr−1 ) and an oscillation (P3 = 58.9 yr, A = 0.0254 days). Without ruling out the presence of a tertiary companion, the weight of evidence points to an active cyclic magnetic activity that causes spot formation rather than an unseen companion. Mass transfer between the components and angular momentum loss are also considered as possible mechanisms.In Chapter 6, a detailed analysis of the interesting W UMa binary FI Boo in view of the spectroscopic signature of a third body through photometry, period variation, and a thorough investigation of solution uniqueness is presented. We obtained new BVRcIc photometric data that, when combined with spectroscopic data, enable us to analyze the system FI Boo and determine its basic orbital and physical properties through PHOEBE,as well as the period variation by studying the times of the minima. This combined approach allows us to study the long-term period changes in the system for the first time in order to investigate the presence of a third body and to check extensively the solution uniqueness and the uncertainties of derived parameters. Our modeling indicates that FIBoo is a W-type moderate (f = 50.15% ± 8.10%) overcontact binary with component masses of Mh = 0.40 ± 0.05 M and Mc =1.07 ± 0.05 M , temperatures of Th = 5746 ±33 K and Tc = 5420 ± 56 K, and a third body, which may play an important role in the formation and evolution. The results were tested by heuristic scanning and parameter kicking to provide the consistent and reliable set of parameters that was used to obtain the initial masses of the progenitors (1.71 ± 0.10 M and 0.63 ± 0.01 M , respectively). We also investigated the evolutionary status of massive components with several sets of widely used isochrones.In Chapter 7, an extensive analysis of the low amplitude, contact binary V1003 Her is presented, based on the new VRc Ic , CCD photometric light curves in combination with published radial velocity (RV) curves. We investigate the stable configurations for the system with two independent methods and modeling tools: PHOEBE, ROCHE, via heuristic scanning and genetic algorithms, although the very low inclination of the system can place limitations. All methods indicate that V1003 Her is most likely in overcontact state with unequal components with temperature difference of 550 K, a mass ratio of q= 0.373 and a contact degree of 36 ± 10 %. As it is viewed at the very low inclination of i ∼ 38^◦ ± 1^◦ , if its configuration is confirmed, it will be among the most massive W-subtype of W UMa systems. This conclusion is also supported by other published models.However, in order to conclude reliable physical properties of the system, the high-precise based-ground photometry (or satellite photometry) and spectroscopic follow-up of V1003Her is required.In Chapter 8, a detailed investigation of the low-amplitude contact binary HI Dra is presented, based on the new VRc Ic CCD photometric light curves (LCs) combined with published radial velocity (RV) curves. Our completely covered LCs were analyzed using PHOEBE and revealed that HI Dra is an overcontact binary with low fill-out factor f = 24 ± 4 (%) and temperature difference between the components of 330 K.Two spotted models are proposed to explain the LC symmetry, between which the A subtype of W UMa type eclipsing systems, with a cool spot on the less massive and cooler component, proves to be more plausible on evolutionary grounds. The results and stability of the solutions were explored by heuristic scan and parameter perturbation to provide a consistent and reliable set of parameters and their errors. Our photometric modeling and RV curve solution give the following absolute parameters of the hot and cool components, respectively: Mh = 1.72 ± 0.08 Msun and Mc = 0.43 ± 0.02 Msun , Rh =1.98 ± 0.03 Rsun and Rc = 1.08 ± 0.02 Rsun , and Lh = 9.6 ± 0.1 Lsun and Lc = 2.4 ± 0.1Lsun . Based on these results the initial masses of the progenitors (1.11 ± 0.03 Msun and2.25 ± 0.07 Msun , respectively) and a rough estimate of the age of the system of 2.4 Gyr are discussed.Finally, in Chapter 9, our first results from ground based follow up photometric observation of interesting eclipsing binary systems (EBs) from Kepler field are presented.The program was launched in 2013 with the 2.3 m Aristarchos telescope at Helmos Observatory, Greece including eclipsing binary systems with periods < 0.45d and Kp (mag)=12.6-16 mag. The included targets in this program show light curve asymmetries,Eclipse Timings Variation or they are third body candidates. Modern analysis techniques such as heuristic scanning with parameter perturbation and genetic algorithm(PIKAIA), enable to reveal and optimize the astrophysical parameters of selected EBs.The results from BVRI photometry for the third body candidates, WUMa eclipsing binary systems of W-subtype, KIC11246163 and KIC4563150, are presented for the first time, as well as conclusions derived so far.

Η παρούσα εργασία έχει ως θέμα τη φωτομετρική μελέτη δύο διπλών εκλειπτικών συστημάτων: της V380 Cas και του TZ Boo, με το 14΄΄ τηλεσκόπιο του Εργαστηρίου Αστρονομίας του Τμήματος Φυσικής του Πανεπιστημίου Πατρών μέσα από την κατασκευή της καμπύλης φωτός σε πολλά φίλτρα αλλά και την κατασκευή και τη μελέτη των O-C διαγραμμάτων τους. Τα πρώτα τρία κεφάλαια αναφέρονται σε γενικότερα θέματα που αφορούν στη φυσική των διπλών αστρικών συστημάτων, τις τεχνικές παρατήρησης τους καθώς και την ανάλυση μέσω των διαγραμμάτων O-C. Τα επόμενα δύο κεφάλαια αναφέρονται στην ανάλυση των δυο παρατηρηθέντων συστημάτων: της V380 Cas, που είχε ταξινομηθεί ως Algol type και του ΤΖ Βοο, τύπου W-Ma. Το κάθε κεφάλαιο περιέχει : τις παρατηρήσεις, την ανάλυση, τα μοντέλα και τις εξαγόμενες παραμέτρους αυτού του συστήματος καθώς και την ανάλυση του διαγράμματος O-C. Τα νέα φωτομετρικά δεδομένα του 2010 στα φίλτρα BVRI του TZ Boo -ενός εκλειπτικού διπλού συστήματος σε επαφή τύπου W UMa-σε συνδυασμό με δημοσιευμένες φασματοσκοπικές παρατηρήσεις, οδήγησαν στην πρώτη φωτομετρική λύση του με το πρόγραμμα PHOEBE. Οι συνθετικές καμπύλες, που δημιουργήθηκαν για να ταιριάξουν στα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά των φωτομετρικών καμπύλων περιλαμβάνουν μια ψυχρή κηλίδα στον πρωτεύοντα αστέρα και η μικρή αναλογία των μαζών του συστήματος δείχνει ότι το σύστημα είναι σε στενή επαφή με f=52.5% και ανήκει στην Α-υποκατηγορία.. Με βάση τα 7 νέα ελάχιστα και όλα τα προηγούμενα της βιβλιογραφίας σε σύνολο 70 ετών, μελετήθηκε η μακρόχρονη μεταβολή της τροχιακής του περιόδου από το O-C διάγραμμα. Παρατηρήθηκε μια κυκλική μεταβολή της περιόδου 31,2 ετών, με πλάτος 0,033 ημερών και επιπρόσθετα μια μείωση με ρυθμό dP/dt = -2,1 x 10-8 ημέρες /έτος. Η κυκλική αλλαγή της περιόδου πιθανόν υποδηλώνει ότι το διπλό εκλειπτικό σύστημα TZ Boo είναι τριπλό ή τετραπλό σύστημα, σε συμφωνία με τα τελευταία φασματοσκοπικά δεδομένα. Η μακροχρόνια μείωση της περιόδου με την απώλεια μάζας και στροφορμής έχει ως αποτέλεσμα την αύξηση του βαθμού επαφής και τελικά την εξέλιξη του συστήματος σε έναν ταχέως περιστρεφόμενο αστέρα. Ο μεταβλητός αστέρας V0380 Cas παρατηρήθηκε από τον Ιούνιο του 2009 έως τον Ιούλιο του 2010 και οι πλήρεις καμπύλες φωτός στα φίλτρα BVRI παρουσιάζονται για πρώτη φορά μαζί με νέα ελάχιστα για την εύρεση της περιόδου του. Κανένα δευτερεύον ελάχιστο δεν παρατηρήθηκε. Με το πρόγραμμα PHOEBE δημιουργήθηκε για πρώτη φορά φωτομετρική λύση. Το σύστημα πιθανόν να είναι αποχωρισμένο με διπλάσια περίοδο από την αναφερόμενη στη βιβλιογραφία και τα δύο μέλη να έχουν την ίδια θερμοκρασία. Παρουσιάζεται το πρώτο O-C διάγραμμα με την ανανεωμένη εφημερίδα του συστήματος βασισμένο σε 11 νέα ελάχιστα και 11 παλαιότερα της βιβλιογραφία μόνο από CCD παρατηρήσεις. Επίσης εξετάζεται η πιθανότητα ύπαρξης τρίτου σώματος και από την φωτομετρική λύση αλλά και από το διάγραμμα O-C. / The thesis reports photometric studies of two eclipsing binaries V380 Cas and TZ Boo Cas with the 14΄΄ telescope of the Astronomical Laboratoy of the University of Patras, Observatory and longterm analysis of their O-C diagrams. The first three chapters of the thesis are devoted to acquainting a general science background to eclipsing binaries, observational techniques and modeling of light curves. The subsequent two are each devoted to the analysis of two systems, V380 Cas, a previous classified as Algol type and ΤΖ Βοο , a W-Ma type with each chapter arranged as follows : observations, analysis, collected data, models and derived parameteters for each system are discussed in context to previous reseachers. The light curves of TZ Boo, a W UMa type binary, in BVRI filters were fitted simultaneously with a model generated in the eclipsing binary modeling software package PHOEBE and the first modern photometric solution is deduced from new photometric observations and published spectroscopic data. This low mass ratio binary turns out to be a deep overcontact system with f=52.5% of A-subtype. A conservative spot model has been applied to fit the particular features of light curves. Based on our 7 new light minimum times and all others compiled from the literature over 70 years, we studied the orbital period from the O-C curve. It is found that there exists a 31.2 yr cyclic variation with an amplitude of 0.033 days, overlaying a secular decrease at a rate of dP/dt = -2.1 x 10-8 days/year. The cyclic period change may indicate that TZ Boo is a triple or a quadruple system as suggested from the published spectroscopic data. The long term orbital period decrease, accompanying mass and angular momentum loss would cause the overcontact degree to increase and finally the binary will evolve into a single rapid -rotation star V380 Cas was observed photometrically in June-July 2009 -2010 and its complete light curves are presented for the first time in BVRI filters along with new minima and its period investigation. No secondary minimum has been detected. The PHOEBE program is used to provide the first photometric solution. The system is probably a detached one with equal components and double period. The first O-C analysis of the system based on timings of minima up to date, is presented and a new ephemeris is estimated. Also the probability of third light is excluded from both the O-C and photometric solution.