W UMa型相接雙星由于其獨特的幾何構型使得他們很容易發(fā)生掩食,這也給我們的觀測提供了方便。隨著近幾十年光電測光和CCD測光技術的應用,為此類雙星系統(tǒng)積累了大量的高精度觀測資料,這也使得我們有條件對其軌道周期變化進行研究。本文選取了W UMa型相接雙星為研究對象,對五個樣本（UY UMa,EF Boo,FG Hya、GR Vir和XY Boo）進行了軌道周期分析,得到了以下結果:1、對UYUMa的軌道周期變化研究表明,該雙星系統(tǒng)的軌道周期是長期增加的,增加率為dP/dt=2.55×10-7 d yr-1,這可能是由于次星向主星轉移物質引起的,物質轉移率dM2/dt=-4.17×10-8（?）yr-1。在周期長期增加的基礎上我們發(fā)現(xiàn)它的軌道周期還有周期性變化（Pmod=14.26年,A = 0.0026天）,這可能是由于第三天體的光時效應或者子星的周期性磁活動引起的。2、對EF Boo的研究發(fā)現(xiàn),該系統(tǒng)的軌道周期只有一個長期增加的變化,變化率為dP/dt=+2.62×10-7 yr-1,這可能是因為次星長期向主星轉移物質,且物質轉移率為dM2/dt=-3.35×10-7M（?）yr-1。... 

【文章來源】：湘潭大學湖南省

【文章頁數(shù)】：64 頁

【學位級別】：碩士

【部分圖文】：

圖１．１［１］密近雙星的三種類型：（ａ）分離雙星：（ｂ）半接雙星；（ｃ）相接雙星??根據(jù)光譜型的不同，我們把相接雙星分為早型與晚型兩種類型，早型光譜型??為Ｏ型到晚Ａ型，晚型的光譜型為晚Ａ型到中Ｋ型

０為公共質心，ｄＣａ是軌道平面與視向法平面過中心Ｃ的交線）??但是在很多情況下，第三天體和密近雙星圍繞公共質心運動的軌道并不是正??圓，而是橢圓（如圖２．３所示）。這時，Ｏ－Ｃ曲線的變化趨勢將不會是嚴格的??正弦（或余弦）曲線形式，前面提到的方法將不再適用，我們要另尋他路。當雙??星運動到某個位置（如圖２．３中Ｅ的位置）時，雙星的極小時刻會因為光的傳播??路程的不同而有一個變化量ｒ：??ｚ?ｒｓｉｎｉｓｉｎ（ｖ?＋?（〇）?＋?ａｅｓｍａ＞ｓｉｎ／?，〇?０／ｔ、??ｒ?＝?—??ｃ?ｃ??由橢圓右焦點極坐標方程和準線方程ｘ?＝?可得：??ｌ－＾ｅｃｏｓｖ?ｙｊａ２?－ｂ２??＾—。?（２．２５）??ａ?１?＋?ｅ?ｃｏｓ?ｖ??ｌｉ??

?公式表明，這個周期性變化的周期為戶ｍｏｄ＝?１４．２６年，振幅為３?＝?０．００２６天。總的??擬合結果如圖３．１最上邊實線部分所示，最終的擬合殘差見圖３．?１最下部分，此??時的殘差已沒有任何變化規(guī)律，說明經(jīng)過兩次擬合之后所得到的擬合曲線已經(jīng)可??以很好地描述Ｏ－Ｃ曲線所包含的軌道周期變化成分。??表３．１雙星的絕對物理參量（表中數(shù)據(jù)均為太陽單位）??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小結??從以上的分析可知，ＵＹＵＭａ的軌道周期有長期增加的成分，又因為ＵＹ??ＵＭａ是一顆相接雙星，所以軌道周期的長期增加很有可能是次星向主星轉移物??質引起的，由公式（２．９?）我們可以計算出物質轉移率??ｄＭ２／泣１。而０－Ｃ曲線的周期性震蕩通常有兩種可能：第??三天體的光時軌道效應和子星的周期性磁活動。我們先來考慮第三天體的光時效??應，由公式（２．２１）和（２．２２），代入相關數(shù)據(jù)就可以計算出第三天體的質量函??數(shù)／（ｗ）?＝?Ｏ．ＯＯＯ５ＪＷ０，從而進一步估算出第三天體的最小質量為Ｏ．１０３Ｍｅ。??我們知道

【參考文獻】：
期刊論文
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本文編號：2912928