激变食变星Ⅲ.AC Cancri

AC Cnc是周期为7~h13~m的类新星食变星。由于AC Cnc是双谱食双星,而且具有较对称的食,所以在对激变食变星的系统研究中,我们选择了该双星来进行观测。本文利用拟合光变曲线的方法对AC Cnc进行了测光解分析、并得到轨道倾角i=74.5°±0.8°,白矮星质量M_1=0.74±0.07M_⊙,晚型星质量M_2=0.97±0.08M_⊙。AC Cnc中吸积盘的径向温度分布可以近似地表示为T(r)∝r~(-0.5),吸积盘边缘温度为7600K。晚型星向白矮星的质量转移率大约为7×10~(-9)M_⊙yr~(-1)。AC Cnc的距离近似地等于500±100pc。     

相接双星SW Lac的视向速度观测及其活动性的研究

本文发表了WUMa型相接双星SW Lac的1984年视向速度观测,它给出的新的分光质比q_(sp)=m_2/m_1=1.255±0.011。通过光变曲线观测和视向速度曲线观测的联合分析,得出改进了的双星绝对参量:M_1=0.78M_⊙,M_2=0.96M_⊙,R=0.91R_⊙和R_2=1.00R_⊙,在此基础上,对SW Lac双星的周期变化,可能的质量交流和损失,以及黑子活动等作了详细分析讨论。     

大熊座AA的测光和分光联合解

本文就作者在1987和1986年分别取得的AA UMa测光和视向速度资料,利用Wilson-Devinney程序作联合求解,得到AA UMa的光变曲线和视向速度之联合解参数。其中加权质比q=1.8157±0.0099;绝对参量分别为:M_1=0.85M_⊙,M_2=1.55M_⊙,A=3.39R_⊙,R_1=1.14R_⊙和R_2=1.50R_⊙;过相接度f=0.15±0.01。根据作者获得的六个极小时刻及文献中前人的结果,本文给出了AA UMa的新的历元公式: Min.I(J.D.Hel.)=2,446,885.1119+0~d.46812583E.     

激变变星

激变变星是密近双星系统,包含一颗白矮星主星和一颗晚型星伴星。晚型星伴星充满了其Roche瓣,并向主星转移物质,在主星周围形成一个吸积盘。这类双星对于我们认识吸积过程、密近双星的演化等是相当重要的。本文主要从实测角度综述激变变星研究的现状,并讨论一些尚待解决的问题。     

一颗光学厚Mira星NV Aur

本文利用能量守恒的方法,对光学厚Mira变星NV Aur在其相位0.206处的光学及红外波段的观测值进行模型拟合处理,得到其中心星有效温度值T_*=1750K,亮层有效温度T_d=250K。我们发现富氧AGB星的25μm处的光度和周期有很好的相关,通过此周光关系,算出了NV Aur的距离d≈590pc,中心星光度约为9.4×10~4L_⊙,中心星半径为3.4×10~3R_⊙,尘埃壳层光学厚度τ_v=2.7,显示其为一光学厚Mira星,中心星为一红超巨星。我们所得质量流失率(?)=3.1×10~(-6)M_⊙/yr,与Knapp等人从CO观测得到的5.7×10~(-6)M_⊙/yr在量级上相符。在本文中还给出了NV Aur的球对称壳层黑体谱模型。     

X射线双星的形成与演化

<正>X射线双星是包含一颗吸积致密星(黑洞、中子星或者白矮星)的双星系统,是宇宙中的重要天体.对它们的研究不仅可以帮助人们理解双星演化、吸积盘和致密星物理,而且也有助于对星系的形成和演化历史甚至宇宙学模型的认识.本文的目的是讨论X射线双星的形成和演化过程,涉及到Be/X射线双星、低质量X射线双星、极亮X射线源和激变变星.第1章我们简要介绍了双星演化的相关知识.     

矮新星概述与研究进展

矮新星是爆发频繁的激变变星,主星是白矮星,次星是充满洛希瓣的晚型矮星;白矮星周围有吸积盘,物质流与吸积盘的碰撞区域即热斑。与大多数密近双星系统相比,矮新星最大的特点是吸积盘的存在以及频繁的爆发现象。首先介绍了矮新星的研究历史和现状,对吸积盘的形成过程进行总结,给出了矮新星的基本物理图像;其次简要介绍了矮新星的各种次型的特征和形成原因,对目前的爆发模型进行归纳;回顾了矮新星中著名的轨道周期空缺现象和最短轨道周期截止现象,并给出其在标准化模型下的解释以及标准化模型面临的挑战;举例说明了矮新星的轨道周期变化分析不仅对研究其演化起着重要作用,而且是探测褐矮星和地外行星的重要手段;对食光变曲线的分析方法和矮新星中罕见的高低态变化进行了简单小结;最后,进行总结并讨论矮新星领域的发展趋势和目前的一些热点问题。     

另一类超新星

四十多年前,R.Minkowski就已经辨认出两种基本类型的超新星。两者的光谱、在最亮时的绝对星等以及光变曲线的形状均不同。第一类超新星“Ⅰ型”可以在密近双星中产生,在双星中一颗由碳或氧组成的白矮星吸积其伴星的物质,随着简并星的质量接近于1.4M_⊙的“Chandrasekhar极限”(超过此极限它就不稳定了),失控核反应在突变性爆发中结束,除了膨胀的碎云片之外,没有留下任何遗     

大质量黑洞吸积盘的径向自引力

本文研究了大质量黑洞吸积盘的自引力,用薄盘位形上积分的方法计算了吸积盘自引力的径向与垂向分量,着重讨论了径向自引力。主要结果为:对于大质量黑洞(M～10~8—10~(10)M_⊙)吸积盘,在(R/R_g)～10~5—10~4的距离上,径向自引力会超过中心天体引力。在这个距离上,吸积盘的动力学结构完全不同于开普勒盘。提出了径向自引力不稳定扰动作为一种能源机制。本文还得到吸积盘自引力与中心天体引力量级比较的两个判据,并由此得到大质量黑洞吸积盘外半径的近似解析估计。本文结果可用于类星体和星系核吸积盘。     

仙王VV1976—1978年食的UBV光电测光

本文发表1976—1978年食期间,对VVCep进行UBV光电测光的结果。从我们自己观测的B-V和U-B色指数曲线得到了第二,三,四接触时刻,其对应的食甚时刻为JD2443361,与预报的日期相符合。文中,我们用M型子星的气流来解释色指数曲线的下降段和上升段深度不等的现象。从我们解释食的物理模型得到M型超巨星的半径为1860R_⊙,其大气的厚度达450R_⊙,约为半径的四分之一。