半相接双星室女座UW轨道周期变化的物理机制研究

对大陵五型半相接双星室女座UW的轨道周期变化进行了分析.结果表明该星的轨道周期在长期快速增加(dP/dt=+1.37×10-6天/年)的同时也含有周期为62.3年的周期性变化.利用Brancewicz和Dworak在1980年给出的基本物理参量,对引起轨道周期变化的物理机制进行了分析研究.分析表明一个质量为Ms>0.94M⊙的第三天体的光时轨道效应能对轨道周期的周期性变化成份作出解释.由于在观测上没有发现这个第三天体存在的信息,它有可能是一个致密天体(如白矮星等).轨道周期的长期增加成份可解释为由次星到主星的物质交流引起(dM2/dt=1.43×10-7M⊙/年),这与该系统次星充满的半接几何结构是相一致的.但是,根据双星演化理沦,大陵五型半相接双星应该处于以次星的核反应时标进行物质交换的慢速物质交流演化阶段,而分析发现该星的轨道周期变化时标远小于次星的核反应时标,但接近于次星的热力学时标,揭示了(1)这颗双星处于以次星热力学时标进行物质交换的快速物质交流演化阶段;或(2)系统的星周物质要通过角动量交换对轨道周期的快速增加做贡献.     

变星观测攻略之四

俗话说：“兵马未动,粮草先行”,在前几期的文章中,我给大家介绍了各种观测前的准备工作,包括挑选合适的望远镜、学会如何拿到证认星图（VSP）、学会怎样提交观测报告（WebObs）以使自己孤立的数据变得有用等。无疑,对于一名变星观测初学者而言,这些都是非常重要的。现在,我们终于可以开始讨论关于观测的事情了——如果明天晚上就要观测,我们除了晚上出现在合适的观测点外,还要做些什么？     

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。     

激变变星的多波段研究（Ⅰ）

最近十年来，无论是在观测上还是在理论上，人们对激变变星的认识都取得了巨大进展。本文从射电，红外，可见光三个波段对激变变量的观测现象，如流量分布，光变曲线，驼峰现象和闪烁现象，以及对这些观测现象的理论解释作一简单介绍。     

天琴RR型变星的绝对星等与运动学参数

对天琴ＲＲ型变星绝对星等运动学参数的测定及其对确定距离、球状星团年龄估计的影响,并对它们和其他距离指示器求得的结果的比较作了评述。由于不同作者采用的方法和资料不同,结果的不确定性较大。例如由直接和间接测定方法决定的天琴ＲＲ型变星的绝对星等分成较暗和较亮两类,由天琴ＲＲ型变星和其他距离批示器决定大麦哲伦云（ＬＭＣ）的距离模数和球状星团年龄估计并不完全一致。这表明还有一些天体测量和天体物理问题需要深入     

激变变星3种周期振荡现象 的观测研究进展

激变变星(Cataclysmic Variables, CV)的典型特性是其存在3种周期振荡现象,周期振荡指准周期性的光度快速变化.按光变时标由短到长, CV的周期振荡可分为矮新星振荡、长周期矮新星振荡和准周期振荡.对3种不同振荡在观测上的特征以及在不同亚型CV中的表现进行了介绍,并阐述了可能产生3种周期振荡的物理机制.这些振荡现象为人们研究白矮星的吸积和几何提供了丰富的信息和线索.     

激变变星及相关天体的Hα与近红外电离钙三重线的光谱分析

给出了１９９７年４月１５日至１７日在北京天台用２．１６ｍ望远镜卡焦光谱仪观测获得的６颗激变变星（ＡＢ Ｂｏｏ,ＵＸ ＵＭａ,Ｔ ＣｒＢ,ＡＨ Ｈｅｒ,Ｚ Ｃａｍ和Ｖ４２６ Ｏｐｈ）及３颗相关天体（ＵＭａ３,ＥＧ ＵＭａ和Ｌｅｏ３）的ＣＣＤ光谱,并同时拍摄了５颗晚型星（３Ｄｒａ,ｖ Ｖｉｒ,ψＬｅｏ,３４Ｂｏｏ和３６Ｃｏｍ）的ＣＣＤ光谱,作为晚型星参考谱,测量了观测样本星的Ｈα和近红外ＣａⅡ的三重     

狐狸座BW星脉动周期变化的再分析

本文收集了BW Vul迄今已知的全部光度极大发生时刻,在认真分析不同资料来源可靠性的基础上,只选用那些观测精度较好的光电测光资料共166个光度极大时刻实测值。对这些数据进行周期分析后求得该星的光度极大时刻可用公式(按日心儒略日计算): T_(max)=HJD2428802.7250+0.201027291E+9.35×10~(-11)E~2 ±16 56 ± 5来很好地加以描述。以前所认为的周期突变或长周期性变化,完全是可信度极差的观测资料引入的假象。按上述公式处理后的(O—C)值仍有±0.007天左右的无规起伏,可能主要是由观测误差引起的,但也不排除一部分是真实的,即说明脉动周期不是绝对严格的。     

脉动变星数据库的建立

为了方便国内学者对脉动变星进行研究,建立了一个数据库,目前包含了时间长达10 yr左右的巡天项目MAssive Compact Halo Objects(大质量致密银晕天体,MACHO)和Optical Gravitational Lensing Experiment(光学引力透镜实验,OGLE)发现的脉动变星,一共容纳了来自银河系核球与大小麦哲伦云中的共近23万颗变星.采用的软件是LAMP,即Linux+Apache+MySQL+PHP.数据库的使用通过网页的简单搜索界面实现,搜索参数主要是天体的赤经、赤纬和半径.鉴于本数据库的灵活性,将来很方便加入其他的变星数据.