银河星团中过相接双星的观测与研究

发布时间：2020-06-11 01:05

【摘要】： 星团中的过相接双星是两子星均充满并溢出各自的洛希瓣且具有对流公共包层的强相互作用双星系统，在研究上比其它场过相接双星系统具更有多的优势。本文对星团及过相接双星的研究现状进行了简要综述，并对银河星团中的过相接双星进行了观测、分析和研究，取得如下结果： 1．通过对银河星团中过相接双星相关量的统计研究发现，星团中过相接双星的数目与星团年龄成正比，，年龄越大的星团中过相接双星频数越大。它支持过相接双星是双星的一个演化阶段的观点。 2．对过相接双星变幅分布进行了分析研究。通过计算机模拟我们发现，观测到过相接双星的数目和其轨道倾角之间的关系可能是dN∝sin~2idi。在这个关系下，能很好的拟合观测结果。此外，定义了有效发光面积比R_s，它有可能成为系统是否具有其它伴星天体的参考量之一。 3．通过对极其年轻的星团IC2944中的过相接双星BH Cen及NGC6383中的过相接双星V701 Sco周期变化进行分析，结果发现BH Cen的轨道周期在长期增加的基础上还叠加了一个周期为P_3=44.6年、振幅为A_3=0.0216天的周期性变化，长期增加的增加率为+1.70(±0.39)×10~(-7)天／年。而质量比为单位一的V701 Sco不存在长期变化，但是它包含一个周期为P_3=41.1年、振幅为A_3=0.0112天的小振幅周期性变化。这两个系统所存在的周期性振荡，表明它们都存在第三天体。分析表明，过相接双星系统形成时具有较小的轨道周期以及较小的轨道角动量，可能是通过第三天体使得中心系统的角动量发生了转移，从而中心系统能够在很短的时标内演化成过相接双星，这可能解释了为什么过相接双星能在年轻的星团中形成。同时由于第三天体是以OB星看不见的暗伴星的形式存在，这就解释了为什么年轻星团中大多是光度很大的亮星，而很少看见光度较小的暗星的原因。 4．使用云南天文台1米望远镜及附属的P11024TKB CCD系统对年轻星团M44中过相接双星TX Cnc进行了五个晚上(2003年12月30日，2004年3月16日及12月18，19日)的测光观测，得到V波段完整的光变曲线，并采用WD程序对该数据进行解轨分析，发现它是一颗相接度为24.8％的中等质量比、浅相接的过相接双星。与此同时，对它的轨道周期进行分析揭示了它的轨道周期是长期增加的(dP／dt=+5.61×10~(-8)天／年)。在这个长期变化的基础上还叠加了一个A_3=0.0026天的微弱的周期性变化，这可能表明该系统也存在着一个极暗的第三伴星。我们还求出了它的基本物理参量：M_1=1.319±0.007M_& ，M_2=0.600±0.01M_& ；R_1=1.28±0.19R_& ，R_2=0.91±0.13R_& 。 5．使用云南天文台1米望远镜及附属的PI1024TKB CCD系统对年老星团M67中的过相接双星AH Cnc进行了长达几年(2001年1月到2005年4月)的连续监测。2001年得到了B、V波段完整的光变曲线，2002年得到了V波段完整的光变曲线。通过对比这两年的观测数据，发现它的光变曲线在0.15到0.56位相之间发生了变化。再通过采用WD程序对其2001年B、V波段的数据进行解轨分析，结果显示该系统是一颗相接度为58.5％的小质量比、深度相接的过相接双星。周期分析的结果表明它的轨道周期正以+3.99(±0.14)×10~(-7)天／年的增加率长期增加。除此之外，该系统的轨道周期还存在着两个周期性变化，它们的变化周期分别为P_3=36.5年，P_4=7.75年。这可能揭示了该系统可能存在其它伴星天体。我们推导出它的基本物理参量为：M_1=1.10±0.09M_& ，M_2=0.19±0.02M_& 。
【图文】：

目视星等,色指数,距离模数,绝对星等

不仅是移动星团，其它的疏散星团也常常被用于测距。以恒星的色指数为横坐标，目视星等为纵坐标，将星团的成员一个个画在图中，即颜色一星等图，简称CMD。如图1.1。色指数和恒星的光谱型有着一一对应的关系。同时，它与恒星的有效温度也存在着一定的关系。这样，采用色指数就能代替赫罗图(HRD)的横坐标—温度或光谱型。又因为星团的成员距离我们大致相同，即具有相同的距离模数(。一M=51gD一5，(7n一M)称为距离模数。其中。为目视星等，M为绝对星等;D为距离，单位为pc)。这样，它们的目视星等就和绝对星等等效了

等位面

，，q、，.，1不厂十l气气一下下一丫厂十刀一』。几21十q (1.13)洛希等位面如图1.6所示。我们把通过内拉格朗日点的面叫做临界等位面，在这个面内，子星的引力起主导作用。如果子星充满了洛希瓣临界体积，那么物质就会从L:点向另一颗子星流动。损失物质以后，子星半径收缩，这样，洛希瓣就是双星成员的最大膨胀体积了。Kopal的分类方法正是根据这个来的。1.2.3过相接双星的公共包层模型观测表明，很多过相接双星都具有很小的质量比(例如过相接双星AWUMa的质量比仅为0.079)。这么小的质量比，说明两颗星的表面亮度相差非常大，那么在掩食的时候，它的主极小和次极小的食深也应该相差很大。然而，我们并未观测到上述现象。为了解决这个问题，Lucy(1968a){利提出了公共对流
【学位授予单位】：中国科学院研究生院（云南天文台）
【学位级别】：硕士
【学位授予年份】：2007
【分类号】：P155

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