导读:本文包含了型相接双星论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:W,UMa型相接双星,AL,Cassiopeiae,Wilson-Devinney方法,(O-C)方法
型相接双星论文文献综述
王亚辉[1]（2019）在《W Uma型相接双星AL Cas的多色测光研究》一文中研究指出W Urase Majoris(W UMa)型相接双星是食变双星中一类特殊的双星,该双星系统的主星和次星都充满洛希瓣并形成公共包层,这将导致他们之间有频繁的物质交换和能量转移。W UMa双星系统的光变曲线一般都是EW次型,也就是说,光变曲线的主极小的掩食深度和次极小的掩食深度基本上相等,而且该系统的轨道周期一般都不超过1天。它们很可能是一些天体的前身星,比如:蓝离散星、激变双星等等,还可以作为距离的指示器。因此,研究W UMa型相接双星具有非常重要的价值和意义。AL Cas是一个W UMa型相接食双星,光变曲线的主极小掩食深度和次极小掩食深度接近相等,而且轨道周期是0.5005555天。在2016年和2017年,我们通过南山一米望远镜获得了AL Cas完整的多色光变曲线,与此同时,也获得了6个新的极小时刻。在此期间,我们利用Wilson-Devinney(W-D)程序对AL Cas的光变曲线进行了解轨分析,结果表明AL Cas的相接度(f)为35.7%、质量比(q)为0.6399±0.0230以及主星的有效温度高于次星的有效温度(?K=78 K),这意外着AL Cas是一颗A次型的相接双星。基于从文献中收集的74个极小时刻和新的6个极小时刻,我们利用(O-C)方法对AL Cas轨道周期的变化进行了分析研究。更具体的来说,我们更新了AL Cas历元公式的同时也修正了它的轨道周期(P=0.50055593天);除此之外,我们也证实了AL Cas的轨道周期具有周期性振荡的变化,这种变化的周期为81.25年并伴随着一个小的振幅0.01415天,这种振荡性的变化可以用来自于第叁天体的光时轨道效应去解释。最后,我们结合PARSEC程序和光学观测(比如:光变曲线解轨分析),利用两种方法获得了AL Cas的质量,即,通过DCWD方法,AL Cas两子星的质量为M_1=1.22±0.26 M_⊙和M_2=0.78±0.20 M_⊙,而通过DCRL方法,AL Cas两子星的质量为M_1=1.19±0.23 M_⊙和M_2=0.76±0.18 M_⊙。(本文来源于《新疆大学》期刊2019-05-24）
桂子昌,朱艳,陈峰,龚云露,吴昕谕[2]（2018）在《W UMa型相接双星统计特性的研究》一文中研究指出通过对W UMa型双星的观测资料进行初步的统计研究分析,给出了若干参量之间的关系图,揭示了W UMa型相接双星的一些统计特性.(本文来源于《云南师范大学学报(自然科学版)》期刊2018年04期）
张旭东[3]（2018）在《W UMa型相接双星的轨道周期变化研究》一文中研究指出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),这可能是由于第叁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。3、通过对FG Hya的轨道周期的仔细研究,我们发现它的轨道周期有一个非正弦的周期性变化,这可能是由于第叁天体的光时轨道效应引起,而且第叁天体的轨道是椭圆的。进一步计算得到轨道调制周期为Pmod= 54.44年,第叁天体的最小质量为2.14M(?),而且这个第叁天体可能是一颗不发光的暗星。4、在分析GR Vir的轨道周期变化时,我们发现了一个振幅为A = 0.0352天,周期为Pmod =28.56年的震荡。这个周期性震荡可能是第叁天体的光时轨道效应引起的,这个第叁天体可能是一个最小质量为1.31M(?)的暗星。同时也可能是子星的周期性磁活动所致。5、XY Boo的轨道周期中存在两种变化成分:长期增加的基础上迭加了一个周期性变化。通过计算得出增加率为dP/dt = 2.04×10-7d yr-1,这可能是由于次星向主星转移物质引起的,物质转移率为dM2/dt=-3.8×10-8M(?)yr-1。它的周期性变化成分则可能是由于第叁天体的光时效应引起的,而且这个第叁天体的轨道是椭圆的。(本文来源于《湘潭大学》期刊2018-06-08）
周肖[4]（2016）在《AF型相接双星的观测研究》一文中研究指出AF型相接双星是连接早型和晚型相接双星的桥梁,在相接双星样本中处于重要地位。结合测光及分光方法,现已发现一批小质量比深度相接双星系统,对小质量比深度相接双星的统计研究表明,AF型相接双星中小质量比深度相接双星样本的形(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
余云霞[5]（2016）在《W UMa型相接双星的观测与研究》一文中研究指出W UMa型双星是一类两子星均充满或超过其洛希瓣并形成公共对流层的相接双星系统。它们所具有的哑铃形结构使得其两子星极易发生相互掩食,展现出连续变化的光变曲线和几乎相等的两食深。同时,共享的对流公共包层使得两子星之间可发生诸如物质与能量的交流和通过外拉格朗日点的物质、能量与角动量的损失等复杂的物理现象。独特的几何结构与这些复杂的物理过程使得W UMa型相接双星成为人们普遍关注的一类天体系统。本论文以W UMa型相接双星为对象,研究了一批样本星的轨道周期变化行为和部分样本星的结构特征与演化状态,得到了如下的一些研究结果:1、对W UMa型相接双星YY Cr B的轨道周期研究表明,该系统既有可能正经历连续的周期衰减,同时伴随着周期的周期性变化,也有可能在过去的20年里经历了一次陡然的周期减小。长期的周期减小可能是由于从主星到次星的质量转移或由恒星风所致的质量损失引起的;而周期性的周期改变应该不是由第叁天体的光时轨道效应所致,而应归结于系统的周期性磁活动;另外,陡然的周期减小可能是因陡然的质量转移所致。如果YY CrB的轨道周期确实是长期减小的,那么它将很可能因内外临界洛希瓣收缩而演化成一颗快速旋转单星。2、对两颗低质量比深度相接W UMa型双星V728 Her和AH Aur的轨道周期研究表明:V728 Her的轨道周期连续增长,而AH Aur的轨道周期连续衰减。它们恒定的轨道周期变化暗示着这些双星中的两子星正经历快速的质量转移。依据双星并和理论,并结合蓝离散星和低质量比深度相接双星的观测特征,V728 Her和AH Aur最终可能演化成诸如蓝离散星或FK Com型的快速旋转单星。3、基于V508 Oph的CCD测光观测,我们确定了六个新的光极小时刻,发现了它具有明显不对称的光变曲线。同时,我们的测光解表明它是一颗质量比为q?0.552和相接度为f?15.4%的W UMa型浅度相接双星,不对称的光变曲线应该是次星表面存在活动的热黑子所致。另外,对V508 Oph的轨道周期研究表明它的轨道周期正经历一个多重的复杂变化行为:连续的周期衰减,同时伴随着周期性的周期变化。多重的周期变化行为意味着V508 Oph可能存在周期性的磁活动、两子星间的物质转移和围绕其转动的第叁天体。4、通过对V737 Per的首次测光研究,我们发现V737 Per是一颗W次型的浅度相接双星,而观测得到的不对称光变曲线可能是次星表面活动性冷黑子所致。另外,我们首次确定了其测光质量比和相接度。目前,由于可利用的光极小时刻数据仅覆盖了较短的时间范围且没有展现出任何的变化趋势,所以我们当前不能够推断其存在任何可能的周期变化行为,而且其演化状态的确定还需要长期且深入的观测。5、发现浅度相接双星YY Eri的轨道周期存在长期的轨道周期增长的同时附加了一个小幅度的周期性变化。长期的周期增长可能是从小质量次星向大质量主星的物质转移所致,而周期性的周期变化能够归因于第叁天体的光时轨道效应或者周期性的磁活动。从长周期的光度变化分析可知,周期性的周期变化很可能是由周期性磁活动所引起。(本文来源于《湘潭大学》期刊2016-05-01）
周肖[6]（2016）在《AF型相接双星的观测与研究》一文中研究指出AF型相接双星是指含有一个光谱型为A型或者F型子星的相接双星系统,它们是连接早型和晚型相接双星的桥梁,在相接双星样本中具有重要地位。AF型相接双星具有周期短(通常小于1天),亮度大等易于观测的特点。本文选取了F型相接双星V502 Oph,MQ UMa,II UMa,NO Cam,V776Cas和A型相接双星V868 Mon及A型近相接双星V921 Her为样本,利用云南天文台1m和60cm望远镜,兴隆观测站85cm望远镜等设备对这些源进行长期监测,获得其光变曲线和光极小时刻数据。然后,利用2013版的W-D程序及O-C方法对得到的观测资料进行解轨分析和周期变化研究,获得双星系统的基本物理参量,两子星间相互作用情况及其周围可能存在的第叁天体等信息。1.研究表明,MQ UMa、II UMa和V776 Cas均为小质量比深度相接双星系统,它们可能是蓝离散星等特殊天体的前身星。结合小质量比深度相接双星的统计资料,我们发现AF型星中小质量比深度相接双星的形成率非常高,它们是研究双星并合和特殊天体形成等问题的重要样本;2.本文选取的上述七个样本中,仅晚F型相接双星V502 Oph光变曲线表现出畸变,需要用黑子模型来拟合,其余目标源的光变曲线对称性均很好,说明与晚型相接双星相比,AF型相接双星系统中磁活动较弱,恒星表面对流层较薄;3.本文对所有获得绝对物理参量的AF型相接双星进行统计,根据系统中两子星现有的质量和光度估算出了它们的初始质量。对AF型相接双星系统中两子星初始质量的统计分析表明,决定其最终演化成A次型还是W次型系统的主要因素是双星系统中两子星的初始质量和,初始质量较大的系统(约3.1M)演化成为A次型系统,而初始质量较小的系统(约2.5M)演化成为W次型系统。AF型系统中初始质量较大的子星先演化充满其洛希瓣,然后向初始质量较小的子星转移物质,经过质量比反转,初始质量较大的子星最终成为小质量子星。初始质量较大的子星损失物质的30%到50%转移给了现在的大质量星,其余均以星风物质损失的形式逃离双星系统;4.结合测光、分光、O-C分析的结果,作者发现V502 Oph,MQ UMa,NO Cam,V776 Cas以及V921 Her周围都有第叁天体存在。对AF型相接双星伴星天体的统计研究表明,光时轨道效应和测光解轨是证实第叁天体存在的主要手段,而通过光时轨道效应证实第叁天体存在是最可靠和最常用的方法。在已经研究的AF型相接双星中,约有60%的系统已经被证实存在第叁天体,而实际上这一比重可能会更高。这说明第叁天体在AF型相接双星系统中是普遍存在的。在本文选取的所有目标源中,NO Cam的第叁天体离其宿主双星的距离最近(<2AU)。这些资料的积累,为研究第叁天体在双星形成和演化中扮演的作用提供了重要的实测依据;5.双星系统的轨道周期变化(增加或减小),是双星系统动力学相互作用的直接体现。在本文研究的样本中,V502 Oph周期在减小,II UMa,NO Cam,V868 Mon及V921 Her周期均在增加。本文共收集了23颗轨道周期持续增加(减小)的AF型相接双星系统,为将来进一步的分析研究积累了丰富的资料。(本文来源于《中国科学院研究生院(云南天文台)》期刊2016-04-01）
邢丽峰,吴杰[7]（2009）在《W UMa型相接双星V523 Cas测光研究》一文中研究指出对V523 Cas(W UMa型)相接双星系统进行了测光观测,并通过IRAF软件经行了测光处理,获得了其自转周期.双星系统的掩食过程中主极小和次主极小红化分别为0m.07和0m.06;主极大与相随的次主极大在V和B波段分别相差0m.018和0m.022,V523 Cas为非对称的短周期W UMa型相接双星.(本文来源于《佳木斯大学学报(自然科学版)》期刊2009年04期）
李立芳,张奉辉[8]（2004）在《M UMa型相接双星的理论研究》一文中研究指出本文回顾了WUMa型相接双星观测和理论研究的历史。总结了WUMa型相接双星观测特性和理论研究的成果。最后讨论了WUMa型相接双星理论模型研究中存在的问题及其解决这些问题的一些可行方法。(本文来源于《天文研究与技术.国家天文台台刊》期刊2004年01期）
向福元[9]（2004）在《W UMa型相接双星RZ Com的CCD测光研究》一文中研究指出对WUMa型相接双星RZCom的B光观测资料进行了分析,用最新版本的Wilson-Devinney程序解出了轨道参数,结果显示:RZCom是一个W次型相接双星系统,其质量比q=m2/m1=2.354,次子星温度T2=5486K,与Wilson等人(1973)的结果非常接近.研究结果表明,RZCom没有明显的活动迹象.(本文来源于《湘潭大学自然科学学报》期刊2004年01期）
李立芳[10]（2003）在《W UMa型相接双星的观测和理论模型研究》一文中研究指出星系和星团主要由恒星组成。大多数(50％以上)恒星都是双星或聚星的一个成员。相接双星的存在又十分普遍，在太阳系附近，95％的食双星都是W UMa型相接双星。如果考虑了观测选择效应的影响，约1％左右的F和G型矮星都是W UMa型相接双星。因此，了解W UMa型相接双星的起源和演化对研究星系和星团的演化有十分重要的意义。 我们收集了一些W UMa型相接双星的观测资料。研究了它们的轨道周期和光曲线的变化。从这些研究中发现了W UMa型相接双星中发生的并对其演化起重要作用的一些物理过程。通过对W UMa型相接双星AB And、AM Leo、AK Her和AP Leo的轨道周期研究，我们得到它们的物质转移率约为10~(-8) M_⊙／yr。并且由周期变化时标得到磁滞效应可能是引起W UMa型相接双星的角动量损失的主要物理机制。 结合W UMa型相接双星的观测特性，我们建立了一个总质量为1.8M。相接双星的理论模型。初始模型是一个主星十分接近其内临界等位面的分离双星，大约演化2.7×10~6年成为半接双星，经过3.45×10~7年次星开始充满洛希瓣，而演化成相接双星。相接阶段以对流公共包层中两子星间能量转移为主要特征。随后我们发现双星以热时标经历循环演化。而双星的循环演化不是在整个循环内都与W UMa型相接双星的观测光曲线的要求。我们计算了由引力波辐射引起双星系统的角动量损失的演化模型，发现双星系统还是经历循环演化，不过循环的周期变短，且双星系统的每一个循环处在半接状态的时间与处在相接状态的时间之比变小。由于考虑了恒星自转，我们得到的理论模型在W UMa型相接双星的观测周期-颜色图上的位置非常接近观测得到的上边界。我们的模型与Flannery (1976)和Robertson & Eggleton(1977)的结果相比有大的改进。(本文来源于《中国科学院研究生院（云南天文台）》期刊2003-06-01）
型相接双星论文开题报告
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
通过对W UMa型双星的观测资料进行初步的统计研究分析,给出了若干参量之间的关系图,揭示了W UMa型相接双星的一些统计特性.
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
型相接双星论文参考文献
[1].王亚辉.WUma型相接双星ALCas的多色测光研究[D].新疆大学.2019
[2].桂子昌,朱艳,陈峰,龚云露,吴昕谕.WUMa型相接双星统计特性的研究[J].云南师范大学学报(自然科学版).2018
[3].张旭东.WUMa型相接双星的轨道周期变化研究[D].湘潭大学.2018
[4].周肖.AF型相接双星的观测研究[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[5].余云霞.WUMa型相接双星的观测与研究[D].湘潭大学.2016
[6].周肖.AF型相接双星的观测与研究[D].中国科学院研究生院(云南天文台).2016
[7].邢丽峰,吴杰.WUMa型相接双星V523Cas测光研究[J].佳木斯大学学报(自然科学版).2009
[8].李立芳,张奉辉.MUMa型相接双星的理论研究[J].天文研究与技术.国家天文台台刊.2004
[9].向福元.WUMa型相接双星RZCom的CCD测光研究[J].湘潭大学自然科学学报.2004
[10].李立芳.WUMa型相接双星的观测和理论模型研究[D].中国科学院研究生院（云南天文台）.2003
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