W UMa型相接双星的轨道周期变化研究
发布时间：2020-12-12 16:42
W UMa型相接双星由于其独特的几何构型使得他们很容易发生掩食,这也给我们的观测提供了方便。随着近几十年光电测光和CCD测光技术的应用,为此类双星系统积累了大量的高精度观测资料,这也使得我们有条件对其轨道周期变化进行研究。本文选取了W UMa型相接双星为研究对象,对五个样本（UY UMa,EF Boo,FG Hya、GR Vir和XY Boo）进行了轨道周期分析,得到了以下结果:1、对UYUMa的轨道周期变化研究表明,该双星系统的轨道周期是长期增加的,增加率为dP/dt=2.55×10-7 d yr-1,这可能是由于次星向主星转移物质引起的,物质转移率dM2/dt=-4.17×10-8（?）yr-1。在周期长期增加的基础上我们发现它的轨道周期还有周期性变化（Pmod=14.26年,A = 0.0026天）,这可能是由于第三天体的光时效应或者子星的周期性磁活动引起的。2、对EF Boo的研究发现,该系统的轨道周期只有一个长期增加的变化,变化率为dP/dt=+2.62×10-7 yr-1,这可能是因为次星长期向主星转移物质,且物质转移率为dM2/dt=-3.35×10-7M（?）yr-1。...
【文章来源】：湘潭大学湖南省
【文章页数】：64 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
图１．１［１］密近双星的三种类型：（ａ）分离双星：（ｂ）半接双星；（ｃ）相接双星??根据光谱型的不同，我们把相接双星分为早型与晚型两种类型，早型光谱型??为Ｏ型到晚Ａ型，晚型的光谱型为晚Ａ型到中Ｋ型
０为公共质心，ｄＣａ是轨道平面与视向法平面过中心Ｃ的交线）??但是在很多情况下，第三天体和密近双星围绕公共质心运动的轨道并不是正??圆，而是椭圆（如图２．３所示）。这时，Ｏ－Ｃ曲线的变化趋势将不会是严格的??正弦（或余弦）曲线形式，前面提到的方法将不再适用，我们要另寻他路。当双??星运动到某个位置（如图２．３中Ｅ的位置）时，双星的极小时刻会因为光的传播??路程的不同而有一个变化量ｒ：??ｚ?ｒｓｉｎｉｓｉｎ（ｖ?＋?（〇）?＋?ａｅｓｍａ＞ｓｉｎ／?，〇?０／ｔ、??ｒ?＝?—??ｃ?ｃ??由椭圆右焦点极坐标方程和准线方程ｘ?＝?可得：??ｌ－＾ｅｃｏｓｖ?ｙｊａ２?－ｂ２??＾—。?（２．２５）??ａ?１?＋?ｅ?ｃｏｓ?ｖ??ｌｉ??
?公式表明，这个周期性变化的周期为户ｍｏｄ＝?１４．２６年，振幅为３?＝?０．００２６天。总的??拟合结果如图３．１最上边实线部分所示，最终的拟合残差见图３．?１最下部分，此??时的残差已没有任何变化规律，说明经过两次拟合之后所得到的拟合曲线已经可??以很好地描述Ｏ－Ｃ曲线所包含的轨道周期变化成分。??表３．１双星的绝对物理参量（表中数据均为太阳单位）??ｓｔａｒ?Ｍｘ?Ｍ２?Ｒｘ?Ｒ２?Ｉ，?Ｌ２??ＵＹＵＭａ?１．１９?０．１６?１．４０?０．６３?１．５８?０．４２??ＥＦＢｏｏ?１．５５?０．７９?１．４３?１．０６?３．０８?１．７３??ＦＧＨｙａ?１．４１?０．１６?１．４１?０．５９?２．１６?０．４１??ＧＲＶｉｒ?１．３７?０．１７?１．４２?０．６１?２．８７?０．４８??ＸＹＢｏｏ?０．９１?０．１７?１．２３?０．６１?２．１４?０．５２??３．１．３小结??从以上的分析可知，ＵＹＵＭａ的轨道周期有长期增加的成分，又因为ＵＹ??ＵＭａ是一颗相接双星，所以轨道周期的长期增加很有可能是次星向主星转移物??质引起的，由公式（２．９?）我们可以计算出物质转移率??ｄＭ２／泣１。而０－Ｃ曲线的周期性震荡通常有两种可能：第??三天体的光时轨道效应和子星的周期性磁活动。我们先来考虑第三天体的光时效??应，由公式（２．２１）和（２．２２），代入相关数据就可以计算出第三天体的质量函??数／（ｗ）?＝?Ｏ．ＯＯＯ５ＪＷ０，从而进一步估算出第三天体的最小质量为Ｏ．１０３Ｍｅ。??我们知道
【参考文献】：
期刊论文
[1]Reanalysis of the orbital period variations of two DLMR overcontact binaries:FG Hya and GR Vir[J]. Xu-Dong Zhang,Yun-Xia Yu,Fu-Yuan Xiang,Ke Hu. Research in Astronomy and Astrophysics. 2017(12)
[2]Photometric solution and period analysis of the contact binary system AH Cnc[J]. Ying-Jiang Peng,Zhi-Quan Luo,Xiao-Bin Zhang,Li-Cai Deng,Kun Wang,Jian-Feng Tian,Zheng-Zhou Yan,Yang Pan,Wei-Jing Fang,Zhong-Wen Feng,De-Lin Tang,Qi-Li Liu,Jin-Jiang Sun,Qiang Zhou. Research in Astronomy and Astrophysics. 2016(10)
[3]相接双星长蛇座FG的光度研究[J]. 杨毓兰,刘清耀,张运林,王毕,陆力. 天文学报. 1991(03)
本文编号：2912928
【文章来源】：湘潭大学湖南省
【文章页数】：64 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
图１．１［１］密近双星的三种类型：（ａ）分离双星：（ｂ）半接双星；（ｃ）相接双星??根据光谱型的不同，我们把相接双星分为早型与晚型两种类型，早型光谱型??为Ｏ型到晚Ａ型，晚型的光谱型为晚Ａ型到中Ｋ型
０为公共质心，ｄＣａ是轨道平面与视向法平面过中心Ｃ的交线）??但是在很多情况下，第三天体和密近双星围绕公共质心运动的轨道并不是正??圆，而是椭圆（如图２．３所示）。这时，Ｏ－Ｃ曲线的变化趋势将不会是严格的??正弦（或余弦）曲线形式，前面提到的方法将不再适用，我们要另寻他路。当双??星运动到某个位置（如图２．３中Ｅ的位置）时，双星的极小时刻会因为光的传播??路程的不同而有一个变化量ｒ：??ｚ?ｒｓｉｎｉｓｉｎ（ｖ?＋?（〇）?＋?ａｅｓｍａ＞ｓｉｎ／?，〇?０／ｔ、??ｒ?＝?—??ｃ?ｃ??由椭圆右焦点极坐标方程和准线方程ｘ?＝?可得：??ｌ－＾ｅｃｏｓｖ?ｙｊａ２?－ｂ２??＾—。?（２．２５）??ａ?１?＋?ｅ?ｃｏｓ?ｖ??ｌｉ??
?公式表明，这个周期性变化的周期为户ｍｏｄ＝?１４．２６年，振幅为３?＝?０．００２６天。总的??拟合结果如图３．１最上边实线部分所示，最终的拟合残差见图３．?１最下部分，此??时的残差已没有任何变化规律，说明经过两次拟合之后所得到的拟合曲线已经可??以很好地描述Ｏ－Ｃ曲线所包含的轨道周期变化成分。??表３．１双星的绝对物理参量（表中数据均为太阳单位）??ｓｔａｒ?Ｍｘ?Ｍ２?Ｒｘ?Ｒ２?Ｉ，?Ｌ２??ＵＹＵＭａ?１．１９?０．１６?１．４０?０．６３?１．５８?０．４２??ＥＦＢｏｏ?１．５５?０．７９?１．４３?１．０６?３．０８?１．７３??ＦＧＨｙａ?１．４１?０．１６?１．４１?０．５９?２．１６?０．４１??ＧＲＶｉｒ?１．３７?０．１７?１．４２?０．６１?２．８７?０．４８??ＸＹＢｏｏ?０．９１?０．１７?１．２３?０．６１?２．１４?０．５２??３．１．３小结??从以上的分析可知，ＵＹＵＭａ的轨道周期有长期增加的成分，又因为ＵＹ??ＵＭａ是一颗相接双星，所以轨道周期的长期增加很有可能是次星向主星转移物??质引起的，由公式（２．９?）我们可以计算出物质转移率??ｄＭ２／泣１。而０－Ｃ曲线的周期性震荡通常有两种可能：第??三天体的光时轨道效应和子星的周期性磁活动。我们先来考虑第三天体的光时效??应，由公式（２．２１）和（２．２２），代入相关数据就可以计算出第三天体的质量函??数／（ｗ）?＝?Ｏ．ＯＯＯ５ＪＷ０，从而进一步估算出第三天体的最小质量为Ｏ．１０３Ｍｅ。??我们知道
【参考文献】：
期刊论文
[1]Reanalysis of the orbital period variations of two DLMR overcontact binaries:FG Hya and GR Vir[J]. Xu-Dong Zhang,Yun-Xia Yu,Fu-Yuan Xiang,Ke Hu. Research in Astronomy and Astrophysics. 2017(12)
[2]Photometric solution and period analysis of the contact binary system AH Cnc[J]. Ying-Jiang Peng,Zhi-Quan Luo,Xiao-Bin Zhang,Li-Cai Deng,Kun Wang,Jian-Feng Tian,Zheng-Zhou Yan,Yang Pan,Wei-Jing Fang,Zhong-Wen Feng,De-Lin Tang,Qi-Li Liu,Jin-Jiang Sun,Qiang Zhou. Research in Astronomy and Astrophysics. 2016(10)
[3]相接双星长蛇座FG的光度研究[J]. 杨毓兰,刘清耀,张运林,王毕,陆力. 天文学报. 1991(03)
本文编号：2912928
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