食变星RZ Cas极小时刻的测定

食变星 RZ Cas 于1906午5月24日为缪勒(Müller)和凯泊脱(Kempt)所发现.顿根(Dugan)用目视视测计算了这颗星的第一个轨道,同时还谈到这颗星的周期变化的问题.关于周期变化的问题后来的工作者也注意到.赫弗尔(Huffer)和柯帕(Kopal)于1951年发表了他们对这颗星的光电观测结果,并给出了带有一个周期项的极小时刻的公式.利用这个公式计算极小时刻和我们观测结果比较,是很符合的.(详见下文)我们对食变星 RZ Cas 于1957年11月12月间在主极小附近进行了五次观测,共得观测值137个.由于我们使用的15厘米蔡斯天体照相仪系紫外物镜,同时它的星等系统     

大犬座R光变周期变化的研究

1981年2月我们对食变星RCMα进行了光电观测,得到了一个光变主极小时刻JD(日心)2444639.2392。收集其他作者观测的极小时刻,综合分析后认为RCMα的周期变化是由第三天体引起的光时轨道效应。计算得到第三天体的质量函数为f(m)=(m_3~3sin~3i')/(m_(12)+m_3)~2=0.024M⊙。     

食变星狮子座XY的双色光电光变曲线和周期变化

我们测得XY Leo的B、V两色光电光变曲线.新光电光变曲线同1956年R.H.Koch的光变曲线比较,发现其形状有明显的变化.测出了一个主极小时刻和二个次极小时刻,收集了过去所测的极小时刻并计算出周期变化的O-C图,进一步验证了该食变星的周期是有周期性变化的.     

利用长期资料改进双星轨道解的一种方法

早期的地面观测积累了大量关于双星系统的观测资料.相对于近年来的各种观测数据,这些资料兼有精度低的缺陷和时间跨度长的优势．针对同时具有长期资料和依巴谷观测数据的较长周期的双星系统(如依巴谷星表的双星和多星附表中的G型双星系统),提出一种联合拟合方法,即首先通过拟合依巴谷的观测数据IAD寻求目标函数局部极小的轨道解,然后从中选出长期资料的最优解．结合这种方法的可行性分析,讨论了适用该方法的双星系统的轨道特征．作为应用实例,研究了文献中存在两种轨道解且仅有7次长期资料可以利用的系统73Leo,通过伴星质量的外符合分析,给出了具有较高可信度的轨道解．     

PG激变星候选天体的光变曲线

我们于1989年用北京天文台兴隆观测站的60/90/180厘米施密特望远镜及Thomson红敏CCD对14个PG候选激变变星进行光度观测.其光变曲线特性表明:PG0027+260,PG0818+513,和PC1030+590为激变食变星,PG1341—079 是一个可能的激变食变星,PG1551+719为SU UM_a型矮新星,此外还有6个天体的光变曲线有激变星特有的闪变特征.因此PG样本中,激变变星的成功率为79％.PG1030+590的轨道周期为3~h279,PG1717+413的闪变变幅在二个月内有明显变化,它与本身的亮度无明显相关,说明闪变变幅的变化可能是亮斑的局部效应.     

系外行星的形状与其内部结构

随着观测技术不断进步,已经有了很多对系外行星扁率和拱点进动的观测进展.行星的扁率是由行星的内部密度剖面与其自转决定的,勒夫数k_2与其核的大小存在明显的负相关.故扁率与k_2可以很好地限定系外行星的内部结构.从Lane-Emden方程出发,构建了不同多方指数下的行星模型.继而通过解算Wavre的积分微分方程得到其扁率,结果表明:多方指数越小,自转越快,扁率越大.从NASA(美国国家航空航天局)系外行星表中,挑选了469个同时具有质量、半径和轨道周期观测或估算值的系外行星,在两种不同自转周期假设下,计算了它们的扁率.结果表明:如果采用潮汐锁定假设,绝大多数系外行星的扁率非常小,约97%的行星小于0.01,难以被观测到;而在固定的10.55 h自转周期假设下,有28%的行星扁率大于0.1.通过解算Zharkov简化的2阶微分方程,得到了不同多方模型下的勒夫数,并讨论了k_2与核大小的关系.     

食双星DS Psc的观测与研究

捅要从2009年到2014年,对食双星DS Psc进行了多色测光和光谱观测,得到了完整覆盖的B、V、R 3色光变曲线以及一批新的光变极小时刻,并首次确定了该双星系统的光谱型.综合已有极小时刻数据,采用O-C方法进行周期分析,得到了新的轨道周期及历元公式.利用Wilson-Devinney方法,对观测所得光变曲线作了拟合分析,首次得到了该双星系统的测光轨道初解.结果表明DS Psc为一个光谱型约为G7V的过相接双星系统.其轨道倾角为66.6°,质量比为2.506.由于其小质量的次子星具有比大质量主子星更高的表面温度,因此DS Psc应属于W次型的W UMa型双星.     

引力常数随时间变化对双星轨道演变的长期效应(椭圆轨道情形)

给出了以偏近点角为自变量的变引力常数的摄动方程组的解.解包括轨道半长轴的长期和周期变化项,其他轨道根数在一阶解中无长期项,只有周期项.近星点经度和平经度在二阶解中显示长期项变化.给出了由于引力常数变化对双星轨道演变情况的数值估计,对结果做了讨论并给出结论.     

激变食变星PG0027+260的CCD光变曲线

我们于1989年11月30日晚对PG0027+260进行了时间分辨率为108秒的高速CCD测光,得到了一条完整的光变曲线,从而确认其为激变食变星系统,轨道周期0.146~d     

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。     

近相接双星室女座BF的轨道周期变化

收集了近相接双星ＢＦ Ｖｉｒ的光极小时刻,并对其轨道周期进行分析。结果表明该星的轨道周期在长期减小的财时也含有３０年的周期性变化,对引起轨道周期变化的各种物理机制的分析研究表明：一个质量为０．２８１Ｍ⊙、绕公共质心的轨道半径为１０．２ＵＡ的第３天体的存在能对轨道周期的周期性变化成份作出解释,如果轨道周期的周期性变化成份是由于次子星的周期性磁活动引起,那么系统总光度就应该有振幅０．０９７Ｌ⊙的周期性     

双星多方模型的形状及其对同步子星轨道要素的摄动影响

研究了双星多方模型的形状对同步子星轨道要素的摄动影响，假定两子星在同一轨道面上运动，推出了主星对伴星的轨道要素的摄动量，理论结果表明，双星多方模型对轨道半长轴和偏心率只有周期项摄动，无长期摄动，但对近星点和历元平近点角除有周期摄动外还有长期摄动效应。文中将理论结果应用于同步双星βＰｅｒ（大陵五双星）的计算上，除计算了两个子星的形状（椭率）外对同步子星的轨道要素变化的周期项振幅和长期项的效应做了数值     

引力常数随时间变化对双星(密近食双星)轨道演变的影响(圆形轨道情形)

研究了引力常数随时间变化对食双星轨道演变的影响。理论结果表明:轨道半径和轨道周期以线性形式随时间缩减,但无周期变化、圆形轨道的形状只有周期和混合长期项(Poisson项)。对5颗密近食双星的轨道半径和轨道周期的长期演变的上下限做了数值估计,并具体讨论了理论结果和其他效应的对比。     

双行根数编目体系轨道误差研究

大量空间目标的真实轨道无法精确知道,目前只能通过跟踪观测的数据进行定轨来得到估计轨道,而估计的轨道就会有误差.双行根数(TLE)是广泛使用的一种特殊编目轨道根数,其配套的轨道模型为Simplified General Perturbations 4(SGP4)/Simplified Deep-space Perturbations 4(SDP4)模型.编目轨道的精度主要依赖于相应的观测模型和动力学模型,这些模型一般都不会非常准确,往往会有误差,有些误差可能直接导致编目定轨结果在局部为有偏估计.通过理论研究和仿真模拟,分析了动力学模型中地球非球形引力位田谐摄动项对编目轨道精度的影响,发现TLE编目轨道中存在随时间周期变化的系统差,该系统误差甚至可以达到千米量级.几何构型较好的测站分布在一定程度上可以削弱编目定轨中产生的系统误差,由于力学模型的限制,无法彻底消除.     

天琴座β星的光电测光

天琴座β星是1784年英国青年人約翰古德力克(John Goodricke)所发見的食变星.它是由于两顆很接近的B型巨星互相环繞运行而构成的系統.其中两子星有貭量轉移的現象.1958年的测光和光譜观測,显示出相連續两周光曲綫极小处的寬窄,曾有显著的变化.同时星的外壳光譜线的強度,也有相应的改变. 为着进一步研究这个問題,斯德哥尔摩(Stockholm)天文台提議世界各国天文台于1959年8月8日至9月11日从事天琴座β星的测光观測和光譜观测.从此可以获得将     

双星多方模型的形状及其对同步子星轨道要素的摄动影响

研究了双星多方模型的形状对同步子星轨道要素的摄动影响。假定两子星在同一轨道面上运动，推出了主星对伴星的轨道要素的摄动量。理论结果表明：双星多方模型对轨道半长轴和偏心率只有周期项摄动，无长期摄动，但对近星点和历元平近点角除有周期摄动外还有长期摄动效应。文中将理论结果应用于同步双星βＰｅｒ（大陵五双星）的计算上。除计算了两个子星的形状（椭率）外对同步子星的轨道要素变化的周期项振幅和长期项的效应做了数值计算     

天龙座食双星RZ周期的长期变化及其测光轨道解

本文根据天龙座食双星RZ Dra 70余年光变极小时刻的观测资料,得出其周期(P=0.~d5508)存在着长期缓慢减小的现象,周期的相对变化率△P/P～-1.53×10~(-10)。周期变化原因可能是该双星存在第三体,或者是属于一类罕有的短周期食双星,其大质量子星正不断向小质量子星抛射质量。本文并根据1978年5月—8月间对RZ Dra所进行的一色黄光光电观测,重新确认它是全(环)食型的食双星,并得出新的测光轨道解,两子星半径比值 k～0.69,接近于中心食。     

太阳质量损失对高阶行星轨道的长期影响

在文[1]研究的基础上给出了太阳质量损失对三阶行星轨道的影响解,并计算了二、三阶解的长期效应的数值结果。理论结果表明,在三阶解中对于质量变化模型k=3的情形,太阳质量损失对轨道半长轴继续产生长期项、混合项和周期项,但对轨道偏心率和近点角距只产生周期项,三阶解的效应值虽小,但有定性意义。     

已知e或a的先验值的初轨迭代算法

本文讨论由短弧测角资料,已知偏心率ｅ 或半长轴ａ 的先验值时,初轨的迭代算法。某根数的先验值可看作是对该根数的具有一定精度的观测量,在加权残差平方和达到极小意义下,本文导出了最小二乘估计的迭代算法。仿真结果显示,周期的估计精度主要取决于偏心率先验值的精度;当ｅ 足够小时,可用园轨道计算的ａ′作为ａ 的先验值,定出的初轨有较高精度。     

太阳质量损失对高阶行星轨道的长期影响

在文[1]研究的基础上给出了太阳质量损失对三阶行星轨道的影响解，并计算了二、三阶解的长期效应的数值结果。理论结果表明，在三阶解中对于质量变化模型κ=3的情形，太阳质量损失对轨道半长轴继续产生长期项、混合项和周期项，但对轨道偏心率和近点角距只产生周期项，三阶解的效应值虽小，但有定性意义。