אַסטרוֹנוֹמִיָה

עומק המינימום הראשוני והמשני בעקומת אור

עומק המינימום הראשוני והמשני בעקומת אור

כיצד אוכל להסביר בערך את אותו העומק של המינימום הראשוני והמשני בעקומת האור?

אני צופה בכוכב HD 36486. ניסיתי פילטרים MOST ו- BRITE.

האם זה קשור למסנן פוטומטרי? כשאני מחליף את המסנן בתוכנית לניתוח התוצאה זהה.


CG Draconis - ננסית ננסית, עקומה קלה ומיני ביקורת

הנה עקומת האור האחרונה שהכנתי מ CG Draconis - כוכב נובה מגמד מאפיל עם טוויסט. הנתונים נלקחו בטלסקופ CDK בגודל 0.5 מ 'בניו מקסיקו בלילה של ה- 16 במאי, בעקבות קריאתו של ג'יי שירס ממדור הכוכבים המשתנה של האגודה האסטרונומית הבריטית.

בהיותנו נובה ננסית, אנו מסתכלים על מערכת כוכבים בינארית כאשר המרכיב העיקרי הוא גמד לבן המצטבר חומר מכוכב משני של רצף ראשי:

(איור שנלקח מ- NASA / CXC / M. Weiss.)

כשהמסה נופלת על הגמד, היא יוצרת סביבו דיסק צבירה שאינו יציב מבחינה תרמית, ומייצר התפרצויות תקופתיות. מערכת CG Dra פעילה מאוד.

בנוסף להתפרצויות, CG Dra הוא בינארי מאפיל. כאשר הרכיב המשני מקיף את הגמד הלבן ודיסק הצבירה המורחב סביבו, הוא מסתיר אותם בכל תקופה המביאה ליקוי ליקוי שניתן לזיהוי באמצעות פוטומטריה (Shears et al. 2008).

בקצרה, ניתן לאפיין את מערכת CG Dra כדלקמן:

- התפרצויות בערך כל 11 יום.
- שני סוגים של התפרצויות: קצרים וארוכים.
- התפרצויות קצרות נמשכות כ- 4 ימים, ארוכות כ- 8 ימים.
- ליקויים רדודים כל 4 שעות בערך, בעומק של כ 0.16 עוצמות, משך 18 דקות.

למערכת היו תצפיות מעטות בלבד מאז 2008, אז המטרה הייתה לבדוק את ההתנהגות הנוכחית ולראות אם קורה משהו חדש.

ראיתי את המערכת מרחוק במשך שלוש שעות בפילטר ג'ונסון V, החל מהשעה 06:02 וכלה בשעה 09:04 UTC. מסגרות ה- FITS האישיות כוילו ועובדו בתכנית הפוטומטריה של MetroPSF שכתבתי. MetroPSF מכיילת את התמונות בצורה אסטרומטרית, תואמת מקורות עם קטלוגים AAVSO Photometric All Sky Survey (APASS) DR9 ו- VSX, מזהה משתנים, עורכת פוטומטריה ומייצרת דיווחים ועקומות אור די אוטומטית ברגע שכל ההגדרות נעשות כהלכה.

בעקומת האור המתקבלת אנו יכולים לראות א

טבילה בעוצמה 0.2 החל משעה 59351.28 JD. זה לא נראה כמו ליקוי חמה בפועל. סביר יותר להניח שמדובר רק במודולציות לא סדירות בדיסק הצבירה - 0.15 מגה הבהוב שמערכת זו ידועה הופכת אותה ליעד קשה. אולי, דיסק הצבירה מגושם.

הבעיות של CG Dra - מדוע נובה הגמדה הזו מעניינת:

1) תצפיות ספקטרוסקופיות מאת Bruch et al. (1997) בטלסקופ 3.5 מ 'בקלאר אלטו בספרד מראה כי הרכיב המשני הוא מסוג K5 ± 2 ספקטרלי. לכוכבי רצף ראשי ידועים יחסי סוג מסה המאפשרים לנו לאמוד את המסה של כוכב רצף ראשי אם אנו יודעים את סוגו. אם אנו יודעים את המסה נוכל לאמוד את תקופתה במערכת בינארית. יחס סוג מסה שנלקח משמידט-קאלר (1982) היה מרמז על תקופה של 6 שעות עבור CG Dra, שאינה עולה בקנה אחד עם תקופה של 4 שעות שנצפתה על ידי אחרים. ניתן להסביר זאת בכך שהמשני בעל צפיפות גבוהה יותר מכוכב רצף ראשי, אך זה מעולם לא נצפה באף נובה ננסית.

2) אם CG Dra הוא נובה ננסית רגילה, אז כוכב המסה העיקרי המתאים לסוג הספקטרום K5 ± 2 לא יתאים לאונת רוש שלו. החומר מתחיל להעביר כאשר הוא גולש על אונת רוש, מה שנראה כבלתי אפשרי במצב זה. העברה המונית והתפרצויות לא אמורות להתקיים!

3) מדידות מהירות רדיאליות בספקטרום של K5 V משני הן בסדר גודל קטן פי 30 מהנחזה למערכת זו. נראה כי אין מספיק נדנוד של המשנית במסלול עקב משיכת הכבידה.

ברוך ואח '. (1997) מציעים שספקטרום ה- K5 עשוי לנבוע למעשה מכוכב שאינו חלק ממערכת CG Dra. צירוף מקרים אופטי? יהיה מעניין לתפוס ליקוי חמה וללכת על מערכת זו.

Bruch, A., Schimpke, T., Kochsiek, A. 1997, A & ampA, 325, 601
שמידט-קלר, ט '1982, בלנדולט-בורנשטיין, 2b, מהדורה. ק 'שייפרס, ואמפ ה' ווייג (היידלברג: ספרינגר)
שירס, ג'יי, בויד, ד., בריידי, ס., פיקרד, ר. JBAA, 118, 6


מינימום משני

ה מינימום משני ב- YY Herculis: עדות לענק מעוות גאותי p. 197
J. Mikołajewska, E. A. Kolotilov, S. Yu. שוגרוב וב 'פ' יודין
DOI:.

כמה שנים אחר כך גילה ג'ואל סטיבינס, חלוץ הפוטומטריה הכוכבית, שיש מינימום משני עם משרעת קטנה בהרבה המתרחשת בדיוק באמצע הדרך בין הליקויים הראשוניים. זה הראה לראשונה שהבן זוג לא היה חשוך בכלל, אלא רק הרבה יותר חלש מ- A.

בנוסף למינימום העיקרי, עקומת האור שלי מראה את העוצמה 0.2

. כמו במקרה של אלגול, היה הבדל משמעותי בין זמני המינימום הנצפים והחזויים. גודל פוטו-אלקטרי מדויק עבור כוכבי השוואה מתאימים זמין באטלס שמיים מודרניים.

במקומות רבים, מערבולת פני השטח נובעת ממחזור יומי מינימלי מיד לאחר הזריחה, ועולה בצורה תלולה לשיא בשעות אחר הצהריים המוקדמות, ויורדת ל

זמן קצר לאחר השקיעה, וגדל מעט בשעות הערב המוקדמות לפני שחזר למינימום בבוקר.

מחלקה של בינאריות ליקויים מאפילות (ראה אלגול) עם תקופות של 2 עד 5 ימים, שעומקן

כמעט זניח. [H76]
ח ופרסי.

אחד חם יותר, חלק מאורו של האחרון נחסם, ובהירותו הכוללת של הבינארי, כפי שהיא נראית מכדור הארץ, פוחתת באופן זמני. זהו המינימום העיקרי של הבינארי. גם הבהירות הכוללת עשויה לרדת, אך פחות מכך, כאשר הרכיב החם יותר עובר לפני הקריר יותר הוא זה


מינימום ראשוני

בנוסף ל מינימום ראשוני, עקומת האור שלי מראה את המינימום המשני בעוצמה 0.2. כמו במקרה של אלגול, היה הבדל משמעותי בין הזמנים הנצפים והנחזים של אור מינימום. גודל פוטו-אלקטרי מדויק עבור כוכבי השוואה מתאימים זמין באטלס שמיים מודרניים.

ה מינימום ראשוני נמשך קצת פחות מ -10 שעות ומתרחש כל 2.493 יום. תקופת הכוכב הולכת וגוברת לאט, ומראה גם כמה שינויים לא סדירים, ספונטניים. המערכת מורכבת משני כוכבים הנעים במסלול כמעט מעגלי.

עקומות האור הנצפות של & # 946 Lyr A, המתפרשות על פני יותר מ -40 שנה, מציגות בליטות קטנות (למשל, אסימטריה ליד ליקויים ראשוניים ומשניים), או מהבהבים (תחתית התחתית

). הם מייצגים שונות מהותית של & # 946 Lyr A שהיא מעבר ליכולות המודל שלנו.

כאשר הרכיב הקריר עובר לפני החם יותר, חלק מהאור של האחרון נחסם, והבהירות הכוללת של הבינארי, כפי שנראית מכדור הארץ, פוחתת באופן זמני. זה

מכיוון שמישור המהפכה כמעט מקביל לקו הראייה, הכוכב מתעמעם בצורה ניכרת כאשר הרכיב העמום יותר עובר לפני הרכיב הבהיר יותר, או מאפיל, ושוב מתעמעם מעט כאשר הרכיב הבהיר יותר מאפיל את העמוד (ראה ליקוי חמה) ) ה


1 תשובה 1

מעקומת אור כל מה שאתה יכול לקבל הוא יחס טמפרטורה.

התרומה היחסית לעקומות האור היא $ R_ <1> ^ 2 T_ <1> ^ 4 / R_ <2> ^ 2 T_ <2> ^ 4 $. בהירות פני שטח יחסית היא $ (T_1 / T_2) ^ 4 $.

במינימום של ליקוי ראשוני, שטח כלשהו של הראשוני הוא ליקוי על ידי המשני. במינימום משני, אותו אזור של המשני מאפיל על ידי הראשוני. היחס בין השטף בנקודות אלה נותן אפוא $ T_ <2> ^ 4 / T_ <1> ^ 4 $ ומכאן יחס הטמפרטורה.

עכשיו אתה יכול לבטא את הזוהר הכולל כ- $ L = 4 pi sigma R_ <1> ^ 2 T_ <1> ^ 2 left (1 + frac^ <2> T_ <2> ^ 4>^ 2 T_ <1> ^ <4>> ימין) $

אבל עכשיו אתה יכול להעריך את הסוגר, ואם אתה יודע מה השטף הבולומטרי, $ f $ מהבינארי (מתוך ליקוי חמה), אז אם המרחק הוא $ d $, ניתן להחליף את הצד השמאלי ב- $ L = 4 pi d ^ 2 f $. לאחר מכן תסדר מחדש כדי לקבל $ T_1 $ ולכן הכל נקבע.

כמובן שהדיון הפשוט לעיל מתעלם מכהה בגפיים ומניח שהכוכבים הם גופים שחורים.


המחקר הנוכחי הוא ניתוח של תצפיות CCD של רצועת ה- V של O UMa בינארי חדש. לצורך ביצוע הניתוח התקבלו מינימום ראשוני ומשני וחושבה תקופה חדשה. התקופה המחושבת של המערכת הייתה 0.33967 יום. ניתוח עקומות אור בוצע באמצעות Binary Maker 3 ו- PHOEBE המשתמש בקוד העדכני ביותר של וילסון-דוויני. השגנו יחס מסה פוטומטרי של qנק ' = 0.55.

אפקט O'Connell נראה גם בדגם המותאם. לבסוף, המודל הטוב ביותר הושג על ידי הצגת 2 נקודות בכל רכיב.


5. סיכום ודיון

במאמר זה ניתחנו בפירוט את עקומות האור ותזמוני הליקוי של מערכת W UMa KIC 9532219, בהתבסס על האיכות הגבוהה קפלר נתוני רבעון 3 עד רבעון 17. ניתן לסכם את תוצאות ניתוחים אלה באופן הבא:

0.072 M לכוכב גמד חום. הגוף השלישי תורם מעט מאוד לאור הכולל של מערכת זו.

76%) זוהו בסינתזת עקומת האור שלנו, יחד עם הכוכב החלש יותר KIC 9532228 עם הפרדה של 4 קשתות.

בהנחה שהפרשנות שלנו לאור וריאציות התזמון של KIC 9532219 נכונה, KIC 9532219 תהיה מערכת מרובעת המורכבת מבינארי מאפיל ושני מלווים במעגל. המרכיב השלישי והרביעי עשוי לספק רמז משמעותי להיווצרותו ולהתפתחותו של הבינארי לתקופה הקצרה ביותר ויכול להיות המקור העיקרי של האור השלישי שזוהה בסינתזים שלנו. הימצאותם של האובייקטים במעגל התורם וכתוצאה מכך התרומה של האור השלישי לזוהר המערכת יהפכו את KIC 9532219 ליעד מעניין למחקרים אבולוציוניים דינמיים של מערכות מרובות. יש צורך במספר רב של זמנים מדויקים של אמצע הליקוי כדי לזהות את נוכחותו של הרכיב הרביעי כביכול. מכיוון שמערכת זו כוללת בינארי חלש עם תקופת מסלול קצרה מאוד של כ -4.8 שעות, טלסקופים ממדרגה של 10 מ ', כמו קק ו- GTC, יסייעו במדידת מהירויות הרדיאלי שלה.

אנו מעריכים את הקריאה המוקפדת ואת הערותיו החשובות של השופט האלמוני. מאמר זה כולל נתונים שנאספו על ידי קפלר משימה. קפלר נבחרה כמשימה העשירית של תוכנית הגילוי. מימון עבור קפלר המשימה מסופקת על ידי מנהלת המשימה למדע של נאס"א. השתמשנו במסד הנתונים של סימבד המתוחזק ב- CDS, שטרסבורג, צרפת. עבודה זו נתמכה על ידי מענק KASI (מכון מדעי האסטרונומיה והחלל בקוריאה) 2016-1-832-01.


הבלוג אסטרונומיה 16 של דינה אמרי

פוסט בבלוג זה דן ומנתח את הנתונים של מערכת כוכבים בינאריים בעלי מסה נמוכה מאפילה, NSVS01031772, שנצפו על ידי מחלקת אסטרונומיה 16 באוניברסיטת הרווארד באמצעות טלסקופ החימר האופטי. מטרת המעבדה היא למצוא את המסה, הרדיוס והצירים העיקריים למחצה של הכוכבים של הבינארי הספקטרוסקופי הכפול, בעזרת נתונים מעלילת מהירות רדיאלית ועקומת אור.

כוכב בינארי הוא מערכת של שני כוכבים אשר קשורים בכוח המשיכה ומקיפים סביב מרכז המסה המשותף שלהם. כאשר כוכבים בינאריים רחוקים מאוד, לא ניתן לפתור אותם ונראים כנקודה אחת, אך מכיוון שהם מקיפים זה את זה, אנו רואים ירידה בהירות כאשר הם חוצים זה את זה. זאת מכיוון שלנקודה הלא פתורה שאנו רואים יש את הבהירות של שני הכוכבים, אך כאשר אחד חוצה את השני, הוא חוסם את האור מהכוכב השני, כפי שמוצג באנימציה שלהלן.

איור 1: הגרף מראה את הטבילה בבהירות כשאחד הכוכבים מעביר את השני.
אשראי תמונה:
http://38.media.tumblr.com/fa98981e91a5ea5d13953d3a8086c2ac/tumblr_n0s10t9MS21rnq3cto1_500.gif
איור 3: מסלוליהם של שני הכוכבים יחסית זה לזה. כוכב 1 מוצג בכתום והוא המסיבי יותר מכוכב 2, מוצג בצהוב.
כעת, כדי לפתור את רדיוס הכוכבים, עלינו להשתמש במשוואת עומק המעבר, שהופקה בבעיה קודמת, ובביטוי זמן המעבר שעלינו להפיק. לשם כך עלינו להתייחס לחוק סטפן-בולצמן, (L propto R ^ 2T ^ 4 ). מכאן נוכל לראות שאם הטמפרטורות דומות יחסית, לכוכב בעל רדיוס גדול יותר יהיה בהירות גדולה יותר. לפיכך, אנו יכולים להסיק כי המעבר הראשוני (המעבר עם העומק הגדול יותר) מתרחש כאשר הכוכב עם רדיוס קטן יותר עובר מול הכוכב ברדיוס גדול יותר, וחוסם חלק גדול יותר של אור המעבר המשני (עם עומק קטן יותר) היה ואז מתרחשים כאשר הכוכב עם רדיוס גדול יותר עובר מול הכוכב ברדיוס קטן יותר.


איור 4: מעבר הכוכב הקטן על פני הכוכב הגדול יותר.

מתרשים 4 אנו יכולים לראות שבמסגרת הכוכב הגדול יותר, הכוכב הקטן יותר מהיר (v_1 + v_2 ) ועליו לעבור מרחק של (2R_1 + 2R_2 ). זמן המעבר, (t_), ניתן ע"י:


איור 5: הקו המקווקו מייצג את עקומת האור עם בהירותו של הכוכב הקטן יותר. ( delta_1 ) הוא עומק המעבר הראשוני, ו ( delta_2 ) הוא עומק המעבר המשני.

התצפיות האופטיות של ה- NSVS01031772 הבינארי נעשו באמצעות טלסקופ החימר, שהוא טלסקופ מהונדס 0.4 מ 'DFM, הממוקם על גג מרכז המדע בהרווארד. לטלסקופ החימר יש גלגל מסנן DFM עם מסנני Bessel ו- CCD של הדמיית Apogee Alta U47 עם שדה ראייה 13 'x 13'. ה- CCD מכיל (1024 פעמים 1024 ) פיקסלים, כלומר לכל פיקסל יש קוטר זוויתי של כ- 0.76 '. יתר על כן, הטלסקופ נשלט באמצעות מערכת בקרת טלסקופ וניתן לשלוט בו גם באמצעות תוכנת Sky, המספקת מפת שמיים עם קואורדינטות לעצמים אסטרונומיים רבים שתוכנתו מראש. זה מאפשר לאתר ולהרוג את הטלסקופ בקלות לאובייקט מסוים. כמו כן, לטלסקופ ולכיפה יש תכונות למעקב אוטומטי העוקבות אחר מטרה תוך פיצוי על סיבוב כדור הארץ. כוכב מדריך יכול לשמש גם למעקב מדויק יותר.

איור 6: טלסקופ החימר
אשראי תמונה:
http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic207662.files/Clay_Telescope_3.jpg

תהליך התצפית פורק לקבוצות שאספו נתונים בנפרד בימים שונים החל מה -24 במרץ ועד ה -12 באפריל. התבוננתי בלילה של ה- 11 באפריל 2015. מזג האוויר היה בהיר למדי ובעיקר ללא עננים, עם טמפרטורה של (50 ^ circ ) F ולחות יחסית של 32%.

ראינו את ה- NSVS01031772 בינארי בעלייה ימנית של 13:45:35, וירידה של +79: 23: 48. התמונות צולמו כחשיפות של 60 שניות במסנן רצועת ה- R מכיוון שהכוכבים היו גמדים מסוג M עם טמפרטורות נמוכות מספיק שהם פולטו באופן משמעותי באורכי הגל האדומים.

שגיאה אפשרית בנתונים שלנו עלולה לנבוע מכיסוי ענן קל, זיהום אור מאזור קיימברידג 'ובוסטון, וכמה קשיים בתוכנת MaxIm DL שגרמו להפסקות באיסוף הנתונים בחלק מהלילות.


WOODEBCAT - קטלוג בינאריות אינטראקציה עם עץ

שדות הקטלוג הם מיקום רשימת מיקום שם הכוכב (ניתן בקטלוג המקורי בשוויון ערך 1900) בעוצמה כחולה במעבר אור מקסימלי של עומק האור המרבי של המינימום הראשוני באותו מעבר מעבר הלהקה העומק המינימלי של המינימום המשני ומחלקת הספקטרום של פס הכוכבים שלו. ליקוי אור ראשוני ואי ודאות אופציונלית סוג ספקטרלי של כוכב ליקוי באור משני עידן אמין אחרון של מינימום ראשוני משך תקופת מסלול משך מינימלי ראשוני של סך מינימום ראשוני BD, CoD, CPD ו- HD ייעודים חלופיים של המערכת וקודים המציינים את אופי המערכת.

קטלוג Bibcode

הפניות

מקור

שינויים ב- HEASARC

פרמטרים

Wood_Num
מספר רשימת מציאת: המספרים מוקצים בסדר קטלוגי, כלומר לפי סדר העלייה הימנית הגדלה בשיווי המשקל של 1900.0

שֵׁם
השם הנפוץ של המערכת הבינארית. כאשר זמין, ניתן להשתמש במקרה זה בכינוי Bayer או Flamsteed, ייעוד הכוכב המשתנה יוזן בפרמטר Alt_Names. קיצורים של שלוש תווים לאותיות יווניות משמשים במידת הצורך. כאשר אין זיהוי ספציפי אחר זמין, השם מוגדר כברירת מחדל לשם הכוכב בן שלוש הדמויות של החלק בשמים בו נמצאת המערכת: כך, למשל, אם בקבוצת הכוכבים של דוראדוס, השם יוגדר כ & quotDOR & quot. לפיכך, השם אינו, באופן כללי, מזהה ייחודי במסד נתונים זה ויש להשתמש בפרמטר Wood_Num (מספר רשימת הממצאים) למטרה זו.

RA
עליית ימין בשוויון ברירת המחדל: שים לב שהדבר ניתן רק לדקה הקרובה ביותר בזמן בגרסה המקורית של קטלוג זה (ראה פרמטר Position_1900 לתמלול מדויק של הקואורדינטות בשווי השוויון 1900 ששימש בגרסה המקורית ).

דצמבר
ההידרדרות בשוויון ברירת המחדל: שים לב שהדבר ניתן רק בדרגה הקרובה ביותר בגרסה המקורית של קטלוג זה (ראה פרמטר Position_1900 לקבלת תעתיק מדויק של הקואורדינטות בשווי השווי 1900 המשמש בגרסה המקורית).

עמדה_1900
תעתיק מדויק של הקואורדינטות בשמיים בשוויון השווי של 1900 המשמש בגרסה המקורית, למשל, "1909-55" פירושו 1900 RA של 19 שעות 09 דקות, 1900 דצמבר של -55 מעלות.

LII
אורך גלקטי של המערכת הבינארית.

BII
קו רוחב גלקטי של המערכת הבינארית.

Max_Mag
בדרך כלל זהו העוצמה הכחולה בתאורה מקסימאלית, למעט אם הפרמטר Max_Mag_flag (q.v.) מכיל קוד אותיות, ובמקרה זה זהו הגודל באור המרבי ברצועה המיועדת.

Max_Mag_Flag
דגל המציין או מעבר פס בגודל מרבי או קיומו של הערה בקובץ ההערות אודות פרמטר זה. אם גודל כחול אינו זמין באור מקסימאלי, קוד אות מציין מעברי פס אחרים (למשל, U עבור אולטרה סגול, V עבור חזותית, R עבור אדום, ריק עבור כחול וכו '). נקודתיים (:) מעידה על חוסר ודאות במעבר הלהקה. ערך & quotN & quot מציין את קיומה של הערה רלוונטית בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Prim_Min_Depth
עומק המינימום הראשוני באותו מעבר פס כמו הגודל באור המרבי (Max_Mag).

Prim_Min_Depth_Flag
דגל המציין את מעבר הפס למינימום הראשי או את קיומו של הערה בקובץ ההערות אודות פרמטר זה. אם גודל כחול אינו זמין במינימום ראשוני, קוד אותיות מציין מעברי פס אחרים (למשל, U לאולטרה סגול, V לראייה, R לאדום, ריק לכחול וכו '). נקודתיים (:) מעידה על חוסר ודאות במעבר הלהקה. ערך & quotN & quot מציין את קיומה של הערה רלוונטית בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Sec_Min_Depth
עומק האור המינימלי המשני באותו מעבר פס כמו הגודל באור המרבי (Max_Mag).

Sec_Min_Depth_Flag
דגל המציין את מעבר הפס למינימום המשני או את קיומו של הערה בקובץ ההערות אודות פרמטר זה. אם גודל כחול אינו זמין במינימום משני, קוד אותיות מציין מעברי פס אחרים (למשל, U עבור אולטרה סגול, V עבור חזותית, R עבור אדום, ריק עבור כחול וכו '). נקודתיים (:) מעידה על חוסר ודאות במעבר הלהקה. ערך & quotN & quot מציין את קיומה של הערה רלוונטית בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Prim_Spect_Type
מעמד הספקטרום של הכוכב האפיל באור מינימלי ראשוני. נקודתיים (:) וסימן שאלה (?) העוקבים אחר הסוג הספקטרלי מעידים על סוגים לא בטוחים ולא בטוחים, בהתאמה.

Prim_Spect_Type_Flag
& QuotN & quot מציין הערה אודות מחלקת הספקטרום הראשית בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי, אך הוא זמין כקובץ remarks.dat בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Sec_Spect_Type
מעמד הספקטרום של הכוכב הואר באור מינימלי משני. נקודתיים (:) וסימן שאלה (?) העוקבים אחר הסוג הספקטרלי מעידים על סוגים לא בטוחים ולא בטוחים, בהתאמה.

Sec_Spect_Type_Flag
& QuotN & quot מציין הערה על מעמד הספקטרום המשני בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Prim_Min_Epoch
התקופה האמינה האחרונה של מינימום ראשוני ביחידות של יום ג'וליאן (JD). הפניה לספרות ניתנת כערך הראשון בתיק ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat הדיוק משתנה, עם מידת הדיוק המשתמעת מה מספר נתונים משמעותיים.

Prim_Min_Epoch_Flag
& QuotN & quot מציין הערה על עידן המינימום העיקרי בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי, אך הוא זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat נקודתיים (:) מציינת תקופה לא ודאית.

אורביטל_תקופה
תקופת המסלול האחרונה בימים, אלא אם כן הפרמטר Orbital_Period_Flag מכיל & quotY & quot, ובמקרה זה היחידות של תקופת המסלול הן שנים. הדיוק משתנה, עם מידת הדיוק המשתמעת ממספר הנתונים המשמעותיים.

Orbital_Period_Flag
& QuotN & quot מציין הערה על תקופת מסלול ההקפה בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי, אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat a & quotY & quot מציין שתקופת המסלול ניתנת בשנים שלא ימים נקודתיים (:) מציינת תקופת מסלול לא ברורה.

Prim_Min_Dur
משך המינימום העיקרי בשעות, אלא אם כן צוין אחרת בימים (אם Prim_Min_Dur_Flag = & quotD & quot), או בשנים (אם Prim_Min_Dur_Flag = & quotY & quot).

Prim_Min_Dur_Flag
דגל המכיל את יחידת משך המינימום הראשוני, או אינדיקציה לחוסר וודאות, או קיומה של הערה רלוונטית בקובץ ההערות. & QuotD & quot מציין שהיחידה היא ימים, & quotY & quot שהיא שנים. נקודתיים (:) מציינת כי משך הזמן אינו בטוח, ואילו סימן שאלה (?) מצביע על כך שהוא אינו בטוח. & QuotN & quot מציין שיש הערה לגבי משך המינימום העיקרי בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

טוטאליות_דור
משך שלב הליקוי הכולל (סך הכל) של המינימום הראשוני בשעות, אלא אם כן צוין אחרת בימים (אם Totality_Dur_Flag = & quotD & quot), או בשנים (אם Totality_Dur_Flag = & quotY & quot).

טוטאלי_דור_דגל
דגל המכיל את יחידת משך הטוטאליות, או אינדיקציה לחוסר וודאות, או קיומה של הערה רלוונטית בקובץ ההערות. & QuotD & quot מציין שהיחידה היא ימים, & quotY & quot שהיא שנים. נקודתיים (:) מציינת כי משך הזמן אינו בטוח, ואילו סימן שאלה (?) מצביע על כך שהוא אינו בטוח. & QuotN & quot מציין שיש הערה לגבי משך הסיכום בקובץ ההערות. קובץ זה אינו חלק ממאגר המידע הנוכחי אך זמין בכתובת http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Bd
ייעוד בונר דרוכמוסטרונג (BD).

CD
ייעוד קורדובה דרוכמסטרונג (CD או CoD).

Cpd
ייעוד Durchmusterung Cape (CPD).

HD
קטלוג הנרי דרייפר (HD) או מספר הרחבת קטלוג הנרי דרייפר (HDE).

Alt_Names
עד 4 ייעודים חלופיים למערכת: אלה עשויים להיות מזהים ומספרים של קטלוגים, כינויים של כוכבים משתנים וכו '.

הערות
עד 14 קודים אלפאנומריים המציינים את אופי המערכת המסוימת. הרשימה המלאה של קודי אות אחת היא כדלקמן:

מעמד
סיווג הדפדוף מבוסס על סוג הספקטרום של הכוכב הראשי.


כותר: מסלול האור המשתנה ותזמונים של תקופת הקשר ULTRASHORT-PERIOD BINARY KIC 9532219

KIC 9532219 הוא ליקוי חמה מסוג W UMa עם תקופת מסלול של 0.1981549 ימים הנמצא מתחת למגבלת התקופה הקצרה (~ 0.22 ימים) של חלוקת התקופה עבור בינאריות קשר. עקומת האור קפלר של המערכת מציגה שינויים בולטים בעומק הליקוי וגם במקסימום האור. החלת אפקטים של גוף שלישי ונקודה, הסינתזה של עקומת האור מצביעה על כך שצמד הליקוי נמצא בשלב מגע שולי עם יחס מסה של q = 1.20, נטיית מסלול של i = 66. ° 0, הפרש טמפרטורה של T–T = 172 K, ואור שלישי של l = 75.9%. כדי להבין את וריאציות האור עם הזמן, חילקנו את עקומת האור ל -312 קטעים וניתחנו אותם בנפרד. התוצאות מגלות כי וריאציה של עומק הליקוי נגרמת בעיקר כתוצאה מכמויות זיהום משתנות עקב הכוכב הסמוך KIC 9532228 בין רבעי קפלר וכי האפקט O'Connell המשתנה מקורו בפעילות הכוכב כוכב על הרכיב העיקרי הפחות מסיבי. בהתבסס על תזמוני עקומת האור שלנו, מחקר תקופתי ב- KIC 9532219 מצביע על כך שתקופת המסלול השתנה כשילוב של פרבולה כלפי מטה ואפקט זמן נסיעה קל (LTT) עקב גוף שלישי, אשר ל & raquo יש תקופה של 1196 ימים ומסה מינימלית של 0.0892 מ ' במסלול של אקסצנטריות 0.150. השונות הפרבולית יכולה להיות חלק קטן ממסלול LTT שני עקב רכיב רביעי במסלול רחב יותר, במקום העברת מסה או אובדן תנע זוויתי. & פחות פחות


מודל מנותק למחצה

היכן השינוי החלקי של התקופה, האם צפיפות שכבת פני השטח של הכוכב המפסיד מסה כשבר מצפיפותו הממוצעת, ר2 הוא הרדיוס הממוצע של הכוכב הזה, איקס הוא הערך של M2 לידי ביטוי במונחי המסה של המערכת כולה, ו ס הוא קצב התפשטות פני השטח השנתי של הכוכב המפסיד המוני. אם נחליף במספרים המתאימים, כמו ב- Murad & amp Budding, נמצא וריאציה תקופתית יחסית מייצגת של בערך

. ניתן לראות וריאציות תקופתיות של סדר זה עבור מקרה ב 'קלאסי של אלגולים בשלבים המוקדמים של המצב המנותק למחצה (ראה למשל U Cep Kreiner, 1978). עם זאת, זה גדול בהרבה מהערך הנצפה עבור TT Aur של

(סעיף 2). בהתחשב בשונות התקופתית ביחס להשערה המנותקת למחצה, נציין את הנקודות הבאות. (ט) קצב התפשטות פני השטח ס היא פונקציה רגישה של המסה ההתחלתית של המפסיד (לא ידוע אבל כאן מניחים


צפו בסרטון: Libertà dalla dittatura della bestia dentro di te (יָנוּאָר 2022).