| 题名 | Am型化学组成特殊食双星的观测与研究 |
| 作者 | 田晓慢 |
| 答辩日期 | 2019-07-01 |
| 文献子类 | 博士 |
| 授予单位 | 中国科学院大学 |
| 授予地点 | 北京 |
| 导师 | 朱俐颖 |
| 关键词 | 化学组成特殊星 Am 型食双星 光谱拟合 轨道周期分析 综合光变曲线分析 |
| 其他题名 | Observation and Investigation on Am Chemically Peculiar Eclipsing Binaries |
| 学位专业 | 天体物理 |
| 英文摘要 | 化学组成特殊星（Chemically Peculiar Star，即CP星）是一类具有特殊化学元素丰度的恒星，主要表现为光谱上有异常强或弱的元素线。这类星的形成和演化机制尚不清楚。 CP 星主要由B 型、 A 型以及F 型主序星组成。这类星在双星中的比例很高，其中金属线性Am星的双星比例可以达到90% 以上，且发现部分Am 星处于食双星中。食双星作为获取恒星质量、半径等基本物理参量的主要来源，可为研究Am 星乃至CP 星提供基础料，进而可以探究这类星的起源和演化。本文选取了四个Am 型食双星以及两个光谱型为AF 型的非化学组成特殊双星进行观测研究，通过探究这两类星的光变特征、周期变化特征及其他相关特征，来初步探究Am 星的特殊化学组成的成因。我们对6 个样本星的观测研究结果如下：1、观测得到Am型W UMa食双星V1073 Cyg的BV RcIc多色光变曲线和光谱数据。利用Wilson-Devinney（WD）程序对光变曲线进行解轨分析得到基本物理参量，结果表明此源是一个浅度相接的相接双星，相接度为0.124(±0.011)。我们对光谱数据进行拟合分析，得到基本大气参数：有效温度Teff = 6945(±366)K、重力加速度log g = 4.00 ± 0.42cm/s2以及金属丰度[F e/H] = -0.19 ± 0.03dex。跨度为119 年的测光极小数据用于构建O-C曲线。分析结果显示，此源正经历复杂的周期变化。周期长期连续减小，其变化率为P˙ = -1.04(±0.18) × 10-10d ·y-1。随着周期减小，系统将会朝着深度相接方向演化。周期减小的同时还伴随着一个周期为82.7(±3.6)，振幅为0.028(±0.002)的周期性变化。周期变化可能是由子星的磁场活动或者一个最小质量为0.511M⊙的第三天体的光时轨道效应引起的。2、首次观测得到Am 型食双星V2787 Ori的多色光变曲线和低分辨率光谱。系统的大气参数通过光谱拟合测定为： Teff = 6993 ± 82K、 log g =4.10 ± 0.22cm/s2和[F e/H] = -0.40 ± 0.18dex。光变曲线用WD程序进行分析，第一次得到此源的可靠测光解。结果显示， V2787 Ori是一个极低质量比（q =0.120(±0.002)）浅度相接的全食双星，相接度为f(fill-out) = 0.133(±0.084)。主星的光度占比为95%，两子星间的温度差为1600K。次星温度为5386K，质量为M2 = 0.17(±0.01)M⊙。这些特性说明此源正处于特殊演化阶段，次星可能是初始的质量较大的星且已经转移了大部分的质量给其伴星。结合最新观测极小和以往研究的所有可用的观测极小进行轨道周期分析，发现系统的周期存在一个周期性震荡，其振幅为0.0054 天，震荡周期为17.3 年。这可以归因于最小质量为0.208M⊙的第三天体的光时轨道效应或者子星的磁周活动。浅度相接结构、极低质量比、已经演化了的子星和第三天体的存在，都使这个Am 型相接双星很有进一步研究的价值。3、 TYC 6408-989-1的首组BV光变曲线和光谱数据被观测得到。 通过光谱分析，系统的大气参数测定为： Teff = 6990 ± 117K、 log g = 4.25 ±0.26cm/s2和[F e/H] = -0.45 ± 0.03dex。使用WD 程序对光变曲线进行分析，得到的测光解表明TYC 6408-989-1 是一个低质量比的临近相接双星。其质量比为0.230(5)，相接度为f(fill-out) = 0.02(10)。两子星的温度差为1860K。此源正处于热弛豫震荡理论预测的临近相接双星演化初级阶段的震荡时期，是测试热弛豫理论的一个有趣的研究对象。4、中国嫦娥三号探测器于2013年12月登陆月球，派遣玉兔号月球车巡视月球。月球车上搭载了一台15 厘米口径的望远镜，这个望远镜观测波段为UV波段（245nm-340nm），被称为月基望远镜。这是第一个长期置于月球的天文观测站，可以从月球上对天体进行连续不间断的观测。 LUT观测得到了长周期食双星TX Her的UV波段完整且连续无间断的光变曲线。光变曲线分析表明TX Her是一个分离双星。光变曲线的凹陷可以归因于在较小质量的F0型伴星表面出现的恒星黑子。系统掩食极小时刻的周期变化意味着存在一个最小质量为0.35 M⊙、周期为48.92 年的第三天体。第三天体对TXHer的形成演化起着重要的作用。5、首次对短周期双星V723 Per进行BV RcIc多色测光观测和光谱观测。光谱拟合得到系统的大气参数如下： Teff = 7407 ± 53K、 log g = 3.98 ±0.10cm/s2和[F e/H] = -0.25 ± 0.10dex。用WD程序分析光变曲线得到测光解。结果表明V723 Per 是一个类Algol半接型的近相接双星。质量比为q =0.3168 ± 0.0011。 次星充满洛希瓣主星临近充满（其充满度为80.93%）。主星贡献了系统总光度的96%，两子星的温度差约为3000K。 最新观测得到的光极小时刻也用于轨道周期的O-C分析。结果表明周期存在连续增加（dP/dt = +7.63(±0.75) × 10-6d · y-1）和周期性震荡（振幅为0.0392天，震荡周期为17.4年）。周期的增加可能是次星向主星的质量转移引起的，这与其半接结构相符。周期震荡则可能是第三天体的光时轨道效应引起的。第三天体质量很大却比较暗，最小质量为M3 = 3.03M⊙。这样的第三天体其本身可能是一个黑洞或者双星系统。我们的猜测还需要更多的观测数据来验证。6、先后用Rc波段和BV RcIc波段观测得到短周期W UMa食双星TT Cet的两组光变曲线。 光谱观测得到两条光谱，谱线分析得到系统的恒星大气参数： Teff = 7091 ± 124K， log g = 4.15 ± 0.33cm/s2， [F e/H] = -0.23 ±0.04dex。 WD 程序用于光变曲线分析。所得测光解表明TT Cet是一个相接度为3.16(±0.78)%的临近相接双星。光变曲线中主极大的增强可能是由次星表面的一个热斑引起的。 O-C分析发现系统周期长期减小，其速率为dP/dt =-5.01(±0.06) × 10-8d · y-1。系统周期减小可以用主星向次星的质量转移来解释。 TT Cet应该正处于热弛豫震荡理论预测的震荡阶段。随着周期减小，相接度会变深， TT Cet将会演化成为真正的热相接双星。V1073 Cyg、 V2787 Ori和TYC 6408-989-1是目前已知的三个临近相接Am型食双星。 Am 型食双星中类似TX Her 的长周期双星居多。且这类星轨道周期多存在周期震荡，这类星中三星系统的存在比例很高。通过对Am型食双星和非特殊化学组成的近相接双星统计分析，我们推测Am特性可能是由大量的物质转移造成的。 Am型近相接双星中的子星应该已经剥离比较多的氢壳层，过多暴露出内核从而使温度升高，使得子星并未离开主序带。而两子星间的质量转移将带走中心核反应的产物而导致伴星的特殊元素丰度。处于临近相接震荡时期的V1073 Cyg 和V2787 Ori 就是很好的例子。类似TX Her 这样的长周期Am 食双星经过足够长的主序演化膨胀后，才发生物质转移，进而观测到特殊化学成分。 Am 型食双星中的第三天体可能通过抽取角动量使中心双星的距离变短，促进双星物质转移的发生。尽管本文研究了四个周期小于一天的Am型食双星的其中三个，样本数目还是比较少。大规模测光和分光巡天的不断开展，能获得Am型双星海量的测光和分光数据。这将有利于更加深入探讨这类星的结构特征和形成与演化状态。 |
| 语种 | 中文 |
| 学科主题 | 天文学 ; 恒星与银河系 ; 恒星形成与演化 |
| 页码 | 129 |
| 内容类型 | 学位论文 |
| 源URL | [http://ir.ynao.ac.cn/handle/114a53/25452]  |
| 专题 | 云南天文台_双星与变星研究组 |
| 作者单位 | 中国科学院云南天文台 |
| 推荐引用方式 GB/T 7714 | 田晓慢. Am型化学组成特殊食双星的观测与研究[D]. 北京. 中国科学院大学. 2019. |
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