천문학

라이트 커브에서 1차 및 2차 최소의 깊이

라이트 커브에서 1차 및 2차 최소의 깊이


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

광도 곡선에서 1 차 최소값과 2 차 최소값의 대략 동일한 깊이를 어떻게 설명 할 수 있습니까?

나는 별 HD 36486을 관찰한다. 나는 필터를 MOST와 BRITE로 시도했다.

포토 메트릭 필터와 관련이 있습니까? 분석을 위해 프로그램에서 필터를 변경해도 결과는 동일합니다.


CG Draconis - 드워프 노바, 라이트 커브 및 미니 리뷰

다음은 CG Draconis로 만든 최근의 빛 곡선입니다. 데이터는 5월 16일 밤에 뉴멕시코에 있는 0.5m CDK 망원경으로 영국 천문 협회 변광성 섹션의 J. Shears의 호출에 따라 촬영되었습니다.

왜소 신성이기 때문에 우리는 주 계열 2 차 별에서 물질을 축적하는 백색 왜 성인 주성분을 가진 쌍성계를보고 있습니다.

(NASA / CXC / M.Weiss에서 가져온 그림)

질량이 왜성으로 떨어지면 그 주위에 열적으로 불안정한 부착 디스크를 형성하여 주기적으로 폭발을 일으 킵니다. CG Dra 시스템은 매우 활동적입니다.

폭발 외에도 CG Dra는 이진 바이너리입니다. 2차 성분이 백색 왜성과 그 주변의 확장된 강착 원반을 공전함에 따라 매 주기마다 그것들을 흐리게 하여 측광으로 감지할 수 있는 일식을 초래합니다(Shears et al. 2008).

간단히 말해 CG Dra 시스템은 다음과 같은 특징이 있습니다.

-약 11 일마다 폭발합니다.
- 짧은 폭발과 긴 폭발의 두 가지 유형.
-짧은 폭발은 약 4 일, 약 8 일 동안 지속됩니다.
-약 0.16 크기의 깊이, 18 분 동안의 얕은 일식.

이 시스템은 2008년 이후로 몇 번의 관찰만 있었으므로 목표는 현재 동작을 확인하고 새로운 일이 발생하는지 확인하는 것이었습니다.

나는 Johnson V 필터에서 06:02 UTC부터 09:04 UTC까지 3시간 동안 원격으로 시스템을 관찰했습니다. 개별 FITS 프레임은 내가 작성한 MetroPSF 측광 프로그램으로 보정 및 처리되었습니다. MetroPSF는 천체 측정 방식으로 이미지를 보정하고, AAVSO APASS(Photometric All Sky Survey) DR9 및 VSX 카탈로그와 소스를 일치시키고, 변수를 식별하고, 측광을 수행하고, 모든 설정이 올바르게 완료되면 보고서와 광 곡선을 거의 자동으로 생성합니다.

얻은 빛 곡선에서 우리는

약 59351.28 JD에서 시작하는 0.2- 크기 하락. 이것은 실제 일식처럼 보이지 않습니다. 더 가능성이 높은 것은 부착 디스크의 불규칙한 변조 일 가능성이 높습니다.이 시스템이 알려진 0.15 매그의 깜박임은 어려운 목표를 만듭니다. 아마도 부착 디스크가 덩어리 질 것입니다.

CG Dra의 문제점-왜이 왜소 신성이 흥미로운가 :

1) Bruch et al.의 분광 관찰. (1997) 스페인 Calar Alto의 3.5m 망원경에서 2 차 성분이 K5 ± 2 스펙트럼 유형임을 보여줍니다. 주계열성의 경우 질량 유형 관계가 알려져 있어 주계열성의 유형을 알면 그 질량을 추정할 수 있습니다. 질량을 안다면 이진 시스템에서 그주기를 추정 할 수 있습니다. Schmidt-Kaler (1982)에서 가져온 유형-질량 관계는 CG Dra에 대해 6 시간 기간을 의미하며 다른 사람들이 관찰 한 4 시간 기간과 일치하지 않습니다. 이것은 주계열성보다 밀도가 더 높은 2차성으로 설명될 수 있지만, 이것은 이전에 어떤 왜성신에서도 관찰된 적이 없습니다.

2) CG Dra가 정상적인 왜성신성이라면 K5 ± 2 분광형에 해당하는 질량의 주계열성은 로슈엽에 맞지 않을 것이다. 이 상황에서는 불가능한 것처럼 보이는 로슈 로브가 넘칠 때 물질이 이동하기 시작합니다. 대량 전송 및 폭발이 일어나서는 안됩니다!

3) K5 V 2 차 스펙트럼의 방사형 속도 측정은이 시스템에 대해 예측 된 것보다 약 30 배 더 작습니다. 중력으로 인해 궤도에서 2 차 궤도의 흔들림이 충분하지 않은 것으로 보입니다.

Bruch et al. (1997)은 K5 스펙트럼이 실제로 CG Dra 시스템의 일부가 아닌 별에서 유래 할 수 있다고 제안했습니다. 광학적 우연? 일식을 캡처하고이 시스템을 따르는 것은 흥미로울 것입니다.

Bruch, A., Schimpke, T., Kochsiek, A. 1997, A & ampA, 325, 601
Schmidt-Kaler, T. 1982, Landolt-Bornstein, 2b, ed. K. Schaifers, & amp H. H. Voig (하이델베르그 : Springer)
가위, J., Boyd, D., Brady, S., Pickard, R. JBAA, 118, 6


2 차 최소

그만큼 이차 최소 YY Herculis : 조석 왜곡 된 거인 p에 대한 증거. 197
J. Mikołajewska, E. A. Kolotilov, S. Yu. 슈가 로프와 B.F. 유딘
DOI :.

몇 년 후, 항성 광도계의 선구자 인 Joel Stebbins는 이차 최소 일식 사이에서 정확히 중간에 발생하는 훨씬 더 작은 진폭의. 이것은 동료가 전혀 어둡지 않고 A보다 훨씬 희미할 뿐이라는 것을 처음으로 보여주었다.

기본 최소값 외에도 내 라이트 곡선은 0.2 크기를 보여줍니다.

. 알골의 경우와 마찬가지로 최소 광의 관측 시간과 예측 시간 사이에 유의 한 차이가 있었다. 적절한 비교 별에 대한 정확한 광전 등급은 현대 하늘 지도에서 쉽게 구할 수 있습니다.

많은 지역에서 표면 난류는 일출 직후 최소에서 일주주기를 따르며, 이른 오후에는 급격히 최고점으로 상승하고

일몰 직후, 이른 저녁에 약간 증가하여 아침에 최소로 돌아갑니다.

2 ~ 5 일의 기간을 가진 일식 바이너리 (Algol 참조) 클래스, 그 깊이

거의 무시할 수 있습니다. [H76]
h 및 Persei.

더 뜨거울수록 후자의 빛의 일부가 차단되고 지구에서 볼 때 쌍성의 전체 밝기가 일시적으로 감소합니다. 이것은 바이너리의 기본 최소값입니다. 전체 밝기도 감소 할 수 있지만 더 뜨거운 구성 요소가 더 차가운 구성 요소 앞을 지나갈 때


기본 최소

여기에 덧붙여 기본 최소값, 내 광 곡선은 0.2 크기의 2차 최소값을 보여줍니다. Algol의 경우와 마찬가지로 최소 광량의 관찰 시간과 예측 시간 사이에 상당한 차이가 있었습니다. 적절한 비교 별에 대한 정확한 광전 등급은 현대 하늘 지도에서 쉽게 구할 수 있습니다.

그만큼 기본 최소값 10 시간 미만 지속되며 2.493 일마다 발생합니다. 별의 기간은 서서히 증가하고 있으며 불규칙하고 자발적인 변화도 보여줍니다. 이 시스템은 거의 원형 궤도에서 움직이는 두 개의 별으로 구성됩니다.

40 년 이상에 걸쳐 퍼진 & # 946 Lyr A의 관찰 된 광 곡선은 작은 융기 (예 : 일차 및 이차 일식 근처의 비대칭) 또는 깜박임 (하단

). 그들은 우리 모델의 능력을 넘어선 & # 946 Lyr A의 본질적인 가변성을 나타냅니다.

더 차가운 구성 요소가 더 뜨거운 구성 요소 앞을 지나갈 때 후자의 빛의 일부가 차단되고 지구에서 볼 때 쌍성의 전체 밝기가 일시적으로 감소합니다. 이것이

공전면이 시선과 거의 평행하기 때문에 별은 희미한 구성 요소가 더 밝은 구성 요소 앞을 지나가거나 더 밝은 구성 요소를 가리면 눈에 띄게 어두워지고 더 밝은 구성 요소가 더 밝은 구성 요소를 가리면 다시 아주 약간 어두워집니다(일식 참조). )


1 답변 1

Lightcurve에서 얻을 수 있는 것은 온도 비율뿐입니다.

광도 곡선에 대한 상대적 기여도는 $R_<1>^2 T_<1>^4/R_<2>^2 T_<2>^4$입니다. 상대적인 표면 밝기는 $ (T_1 / T_2) ^ 4 $입니다.

일차 일식 최소에서 일차의 일부 영역이 이차 일식에 의해 가려집니다. 2 차 최소에서 2 차의 동일한 영역이 1 차에 의해 가려집니다. 따라서 이 지점에서 플럭스의 비율은 $T_<2>^4/T_<1>^4$를 제공하므로 온도 비율이 됩니다.

이제 총 광도를 $ L = 4 pi sigma R_ <1> ^ 2 T_ <1> ^ 2 left (1 + frac^<2>T_<2>^4>^ 2 T_ <1> ^ <4 >> 오른쪽) $

그러나 이제 브래킷을 평가할 수 있습니다. 이진법에서 볼로메트릭 플럭스 $f$가 무엇인지 알면 거리가 $d$이면 왼쪽을 $L =4로 바꿀 수 있습니다. pi d ^ 2 f $. 그런 다음 $ T_1 $를 얻기 위해 재정렬하므로 모든 것이 결정됩니다.

물론 위의 단순화된 논의는 사지가 어두워지는 것을 무시하고 별이 흑체라고 가정합니다.


현재 연구는 새로운 W UMa 접촉 이진 OQ Dra의 V- 대역 CCD 관찰 분석입니다. 분석을 수행하기 위해 1차 및 2차 최소값을 구하고 새로운 에포크를 계산했습니다. 시스템의 계산된 기간은 0.33967일이었습니다. 광 곡선 분석은 최신 Wilson–Devinney 코드를 사용하는 Binary Maker 3 및 PHOEBE를 사용하여 수행되었습니다. q의 광도 질량비를 얻었다ptm = 0.55.

오코넬 효과는 피팅 된 모델에서도 나타났습니다. 마지막으로 각 구성 요소에 2 개의 지점을 도입하여 최상의 모델을 달성했습니다.


5. 요약 및 토론

본 논문에서는 높은 품질을 기반으로 W UMa 시스템 KIC 9532219의 광곡선과 일식 시기를 자세히 분석하였다. 케플러 3 분기부터 17 분기까지의 데이터입니다. 이러한 분석의 결과는 다음과 같이 요약 할 수 있습니다.

0.072 미디엄 갈색 왜성. 세 번째 몸체는 이 시스템의 전체 빛에 거의 기여하지 않습니다.

76 %)는 4 arcsec 간격으로 희미한 별 KIC 9532228과 함께 광 곡선 합성에서 검출되었습니다.

KIC 9532219의 빛과 시간 변화에 대한 우리의 해석이 정확하다고 가정하면 KIC 9532219는 일식 쌍성과 두 개의 외주 동반자로 구성된 사중계가 될 것입니다. 세 번째와 네 번째 구성 요소는 초단주기 쌍성의 형성과 진화에 대한 중요한 단서를 제공할 수 있으며 우리의 합성에서 감지된 세 번째 빛의 주요 소스가 될 수 있습니다. 주변 물체의 존재와 결과적으로 시스템 광도에 대한 세 번째 빛의 기여는 KIC 9532219를 여러 시스템의 동적 진화 연구에 대한 흥미로운 목표로 만들 것입니다. 예상되는 네 번째 구성 요소의 존재를 식별하려면 미래의 정확한 일식 중기 시간이 많이 필요합니다. 이 시스템에는 약 4.8시간의 매우 짧은 궤도 주기를 가진 희미한 쌍성이 포함되어 있기 때문에 Keck 및 GTC와 같은 10m급 망원경은 반지름 속도를 측정하는 데 도움이 될 것입니다.

익명의 심사위원님의 세심한 독서와 귀중한 논평에 감사드립니다. 이 백서에는 케플러 사명. 케플러 디스커버리 프로그램 10 번째 미션으로 선정되었습니다. 자금 지원 케플러 임무는 NASA 과학 임무 부서에서 제공합니다. 우리는 프랑스 스트라스부르의 CDS에서 유지 관리하는 Simbad 데이터베이스를 사용했습니다. 이 작업은 한국 천문 과학 연구원 (KASI) 보조금 2016-1-832-01의 지원을 받았다.


Deanna Emery의 천문학 16 블로그

이 블로그 게시물은 광학 점토 망원경을 사용하여 하버드 대학의 천문학 16 클래스에서 관측 한 저 질량 이진성 시스템 NSVS01031772의 데이터를 논의하고 분석합니다. 연구실의 목표는 방사 속도 플롯과 광 곡선의 데이터를 사용하여 이중선 분광 바이너리 별의 질량, 반경 및 반장 축을 찾는 것입니다.

쌍성 (binary star)은 중력에 의해 묶여 있고 공통 질량 중심 주위를 도는 두 개의 별의 시스템입니다. 쌍성은 아주 멀리 떨어져 있을 때 분해할 수 없고 단일 점으로 보이지만 서로 공전하기 때문에 서로 교차할 때 밝기가 감소하는 것을 볼 수 있습니다. 우리가 보는 미해결 포인트는 두 별의 밝기를 가지고 있지만 하나가 다른 별과 교차할 때 아래 애니메이션과 같이 다른 별의 빛을 차단하기 때문입니다.

그림 1 : 그래프는 별 중 하나가 다른 별을 통과할 때 밝기가 감소하는 것을 보여줍니다.
이미지 크레디트:
http://38.media.tumblr.com/fa98981e91a5ea5d13953d3a8086c2ac/tumblr_n0s10t9MS21rnq3cto1_500.gif
그림 3: 서로에 대한 두 별의 궤도. 별 1은 주황색으로 표시되며 노란색으로 표시된 별 2보다 더 무겁습니다.
이제 별의 반지름을 풀기 위해서는 이전 문제에서 도출된 통과 깊이 방정식과 우리가 도출해야 하는 통과 시간 표현식을 사용해야 합니다. 이를 수행하려면 Stefan-Boltzmann 법칙, (Lpropto R^2T^4)를 고려해야 합니다. 여기에서 온도가 상대적으로 비슷하면 반지름이 더 큰 별이 더 큰 광도를 갖는 것을 알 수 있습니다. 따라서 우리는 1차 통과(깊이가 더 큰 통과)가 반지름이 더 작은 별이 더 큰 반경을 가진 별 앞을 지나갈 때 발생한다고 결론을 내릴 수 있습니다. 그런 다음 더 큰 반지름을 가진 별이 더 작은 반지름을 가진 별 앞을 지나갈 때 발생합니다.


그림 4: 더 큰 별을 가로질러 작은 별의 이동.

그림 4에서 더 큰 별의 프레임에서 작은 별은 속도가 (v_1 + v_2 )이고 (2R_1 + 2R_2 )의 거리를 이동해야 함을 알 수 있습니다. 운송 시간, (t_)는 다음과 같이 지정됩니다.


그림 5: 점선은 작은 별의 광도를 뺀 빛의 곡선을 나타냅니다. (delta_1)는 기본 통과의 깊이이고 (delta_2)는 보조 통과의 깊이입니다.

이진 NSVS01031772의 광학 관찰은 하버드 과학 센터의 지붕에 위치한 0.4m DFM 공학 망원경 인 클레이 망원경을 사용하여 수행되었습니다. Clay Telescope에는 Bessel 필터가있는 DFM 필터 휠과 13 'x 13'시야각을 가진 Apogee Alta U47 이미징 CCD가 있습니다. CCD에는 (1024 x 1024 ) 픽셀이 포함되어 있으며 이는 각 픽셀의 각도 직경이 약 0.76 '임을 의미합니다. 또한 망원경은 망원경 제어 시스템을 사용하여 제어되며 사전 프로그래밍된 많은 천체에 대한 좌표가 포함된 하늘 지도를 제공하는 Sky 소프트웨어를 사용하여 제어할 수도 있습니다. 이를 통해 망원경을 쉽게 찾고 특정 물체로 돌릴 수 있습니다. 또한 망원경과 돔에는 지구 회전을 보상하면서 목표물을 따라가는 자동 추적 기능이 있습니다. 더 정확한 추적을 위해 가이드 스타를 사용할 수도 있습니다.

그림 6 : 클레이 망원경
이미지 크레딧 :
http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic207662.files/Clay_Telescope_3.jpg

관찰 과정은 3 월 24 일부터 4 월 12 일까지 각기 다른 날에 개별적으로 데이터를 수집하는 그룹으로 나뉩니다. 저는 2015 년 4 월 11 일 밤에 관찰했습니다. 날씨는 상당히 맑고 거의 구름이 없었으며 기온은 (50 ^ circ ) F이고 상대 습도는 32 %였습니다.

우리는 13:45:35의 적경과 +79:23:48의 적위에서 바이너리 NSVS01031772를 관찰했습니다. 별들은 적색 파장에서 상당히 방출 될 정도로 충분히 낮은 온도를 가진 M 형 왜성 이었기 때문에 이미지는 R- 밴드 필터에서 60 초 노출로 촬영되었습니다.

우리 데이터의 가능한 오류는 약간의 구름 범위, 캠브리지와 보스턴 지역의 빛 공해, 그리고 일부 밤에 데이터 수집이 중단되는 MaxIm DL 소프트웨어의 일부 문제로 인해 발생할 수 있습니다.


WOODEBCAT - 나무 상호 작용 바이너리 카탈로그

카탈로그 필드는 찾기 목록 번호 별 이름 위치(추분 1900년 원래 카탈로그에 제공됨) 최대 광도에서 청색 등급 동일한 대역통과 대역통과에서 기본 최소의 최대 광 깊이 대역통과 이차 최소의 기본 최소 깊이 및 해당 대역통과 별의 스펙트럼 등급 1차 빛에서 가린 것과 선택적 불확실성 특성 2차 빛에서 가린 별의 스펙트럼 등급 1차 최소값의 가장 최근 신뢰할 수 있는 시기 가장 최근의 궤도 주기 1차 최소값의 전체 지속 기간 BD, CoD, CPD 및 HD 번호 시스템의 대체 지정 및 시스템의 특성을 나타내는 코드.

카탈로그 Bibcode

참고문헌

기원

HEASARC 변경 사항

매개 변수

Wood_Num
찾기 목록 번호 : 번호는 카탈로그 순서, 즉 1900.0 춘분에서 적경이 증가하는 순서로 할당됩니다.

이름
바이너리 시스템의 일반 이름입니다. 가능한 경우이 경우 Bayer 또는 Flamsteed 지정을 사용할 수 있으며, Alt_Names 매개 변수에 변수 별 지정이 입력됩니다. 그리스 문자에 대한 3 자 약어가 적절한 경우 사용됩니다. 다른 특정 식별 정보를 사용할 수 없는 경우 이름은 기본적으로 시스템이 위치한 하늘 부분의 3자리 별자리 이름으로 설정됩니다. 따라서 예를 들어 Doradus 별자리에서 이름은 다음으로 설정됩니다. "도르". 따라서 이름은 일반적으로이 데이터베이스에서 고유 한 식별자가 아니며 매개 변수 Wood_Num (찾기 목록 번호)을이 용도로 사용해야합니다.

RA
기본 춘분의 적경 :이 카탈로그의 원래 버전에서 가장 가까운 분으로 만 주어집니다 (원래 버전에서 사용 된 1900 춘분의 좌표를 정확하게 기록하려면 매개 변수 Position_1900 참조) ).

12 월
기본 춘분의 적위 :이 카탈로그의 원래 버전에서 가장 가까운 각도로만 제공됩니다 (원래 버전에서 사용 된 1900 춘분의 좌표를 정확하게 표기하려면 매개 변수 Position_1900 참조).

포지션 _1900
원래 버전에서 사용 된 1900 춘분의 하늘 좌표의 정확한 전사 (예 : '1909-55'는 19 시간 09 분의 1900 RA, -55 도의 1900 12 월을 의미합니다.

LII
쌍성계의 은하 경도.

BII
이진 시스템의 은하 위도.

Max_Mag
일반적으로 이것은 Max_Mag_flag (q.v.) 매개 변수에 문자 코드가 포함 된 경우를 제외하고는 최대 빛의 파란색 크기이며,이 경우 지정된 대역에서 최대 빛의 크기입니다.

Max_Mag_Flag
최대 크기에 대한 대역통과 또는 이 매개변수에 대한 비고 파일의 참고 존재를 나타내는 플래그입니다. 최대 빛에서 파란색 크기를 사용할 수없는 경우 문자 코드는 다른 대역 통과를 나타냅니다 (예 : 자외선은 U, 시각은 V, 빨간색은 R, 파란색은 공백 등). 콜론 (:)은 대역 통과의 불확실성을 나타냅니다. "N"값은 비고 파일에 관련 메모가 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Prim_Min_Depth
최대 광량 (Max_Mag)에서 크기와 동일한 대역 통과에서 1 차 최소값의 깊이.

Prim_Min_Depth_Flag
1차 최소값에 대한 대역통과 또는 이 매개변수에 대한 비고 파일의 참고 존재를 나타내는 플래그입니다. 기본 최소값에서 파란색 크기를 사용할 수 없는 경우 문자 코드는 다른 대역 통과를 나타냅니다(예: 자외선은 U, 시각은 V, 빨간색은 R, 파란색은 공백 등). 콜론 (:)은 대역 통과의 불확실성을 나타냅니다. "N" 값은 비고 파일에 관련 메모가 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Sec_Min_Depth
최대 광도(Max_Mag)와 동일한 대역통과에서 보조 최소 광의 깊이입니다.

Sec_Min_Depth_Flag
2 차 최소값에 대한 대역 통과 또는이 매개 변수에 대한 비고 파일에있는 메모의 존재를 나타내는 플래그입니다. 파란색 크기를 2차 최소값에서 사용할 수 없는 경우 문자 코드는 다른 대역 통과를 나타냅니다(예: 자외선은 U, 시각은 V, 빨간색은 R, 파란색은 공백 등). 콜론 (:)은 대역 통과의 불확실성을 나타냅니다. "N"값은 비고 파일에 관련 메모가 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Prim_Spect_Type
별의 스펙트럼 클래스가 1 차 최소 광에서 가려졌습니다. 스펙트럼 유형 다음에 나오는 콜론 (:)과 물음표 (?)는 각각 불확실한 유형과 매우 불확실한 유형을 나타냅니다.

Prim_Spect_Type_Flag
"N"은 비고 파일에서 1 차 스펙트럼 클래스에 대한 메모를 지정합니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 remarks.dat 파일로 사용할 수 있습니다.

Sec_Spect_Type
별의 분광 등급은 2차 최소 광도에서 가려집니다. 스펙트럼 유형 다음에 나오는 콜론 (:)과 물음표 (?)는 각각 불확실한 유형과 매우 불확실한 유형을 나타냅니다.

Sec_Spect_Type_Flag
"N"은 비고 파일에서 2 차 스펙트럼 클래스에 대한 메모를 지정합니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Prim_Min_Epoch
줄리안 데이 (JD) 단위로 표시된 가장 최근의 신뢰할 수있는 1 차 최소 기점입니다. 문헌 참조는 비고 파일의 첫 번째 항목으로 제공됩니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다. 유효 숫자의 수.

Prim_Min_Epoch_Flag
"N"은 비고 파일에서 1 차 최소 기점에 대한 메모를 지정합니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다. 콜론 (:)은 불확실한 시대를 나타냅니다.

Orbital_Period
Orbital_Period_Flag 매개 변수에 "Obital_Period_Flag"가 포함되어 있지 않은 경우 가장 최근의 궤도 기간 (일)입니다.이 경우 궤도 기간의 단위는 연도입니다. 정밀도는 유효 숫자의 수에 내포 된 정밀도에 따라 다릅니다.

Orbital_Period_Flag
"N"은 궤도주기에 대한 메모가 비고 파일에 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다. 일 콜론 (:)은 불확실한 궤도 기간을 나타냅니다.

Prim_Min_Dur
일(Prim_Min_Dur_Flag = "D"인 경우) 또는 년(Prim_Min_Dur_Flag = "Y"인 경우)으로 달리 지정되지 않는 한 기본 최소 기간(시간)입니다.

Prim_Min_Dur_Flag
1 차 최소 기간의 단위, 불확실성의 표시 또는 비고 파일에 관련 메모의 존재를 포함하는 플래그. "D"는 단위가 일이고 "Y"는 연도임을 나타냅니다. 콜론(:)은 기간이 불확실함을 나타내고 물음표(?)는 매우 불확실함을 나타냅니다. "N"은 비고 파일에 1차 최소값의 기간에 대한 메모가 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Totality_Dur
일(Totality_Dur_Flag = "D"인 경우) 또는 년(Totality_Dur_Flag = "Y"인 경우)으로 달리 지정되지 않는 한, 일차 최소값의 총 일식 단계(전체) 기간(시간)입니다.

Totality_Dur_Flag
전체 기간의 단위, 불확실성의 표시 또는 비고 파일에 관련 메모의 존재를 포함하는 플래그. "D"는 단위가 일이고 "Y"는 연도임을 나타냅니다. 콜론(:)은 기간이 불확실함을 나타내고 물음표(?)는 매우 불확실함을 나타냅니다. "N"은 비고 파일에 전체 기간에 대한 메모가 있음을 나타냅니다. 이 파일은 현재 데이터베이스의 일부가 아니지만 http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat에서 사용할 수 있습니다.

Bd
Bonner Durchmusterung (BD) 지정.

CD
Cordoba Durchmusterung (CD 또는 CoD) 지정.

Cpd
Cape Photographic Durchmusterung (CPD) 지정.

HD
Henry Draper Catalog (HD) 또는 Henry Draper Catalog Extension (HDE) 번호입니다.

Alt_이름
시스템에 대해 최대 4 개의 대체 지정 : 카탈로그 식별자 및 번호, 가변 별 지정 등이 될 수 있습니다.

비고
특정 시스템의 특성을 나타내는 최대 14 개의 영숫자 코드. 1글자 코드의 전체 목록은 다음과 같습니다.

수업
기본 별의 스펙트럼 유형을 기반으로 한 찾아보기 분류.


제목 : ULTRASHORT-PERIOD CONTACT BINARY KIC 9532219의 다양한 라이트 커브 및 타이밍

KIC 9532219는 접촉 바이너리에 대한 기간 분포의 단기간 제한 (~ 0.22 일)보다 낮은 궤도주기 0.1981549 일을 가진 W UMa 형 식 바이너리입니다. 시스템의 케플러 광도 곡선은 일식 깊이와 최대 광도 모두에서 눈에 띄는 변화를 보여줍니다. 제 3 체 및 스폿 효과를 적용한 광-곡선 합성은 현재 일식 쌍이 질량비 q = 1.20, 궤도 경사 i = 66. ° 0, 온도 차이 T의 한계 접촉 단계에 있음을 나타냅니다.-티 = 172K, l의 세 번째 빛 = 75.9 %. 시간에 따른 빛의 변화를 이해하기 위해 우리는 빛의 곡선을 312개의 부분으로 나누어 각각 분석했습니다. 그 결과, 일식 깊이의 변화는 주로 케플러 구역 사이의 인근 별 KIC 9532228로 인한 오염량 변화에 의해 발생하고, 가변 오코넬 효과는 덜 무거운 주성분에 대한 스타 스팟 활동에서 비롯된 것으로 나타났습니다. 우리의 광곡선 타이밍에 기초하여, KIC 9532219의 기간 연구는 궤도 주기가 하향 포물선과 제3의 천체로 인한 LTT(light-travel-time) 효과의 조합으로 변화했음을 나타냅니다. 1196일의 최소 질량 0.0892M 편심 0.150의 궤도에서. 포물선 변화는 질량 전달 또는 각운동량 손실 대신 더 넓은 궤도의 네 번째 구성 요소로 인해 두 번째 LTT 궤도의 작은 부분이 될 수 있습니다. & laquo 이하


반분리형 모델

여기서 는 주기의 부분적 변화이고, 는 평균 밀도에 대한 질량 손실 별의 표면층 밀도, 아르 자형2 이 별의 평균 반경입니다. 엑스 의 값입니다 미디엄2 전체 시스템의 질량으로 표현되며, 에스 질량을 잃는 별의 연간 표면 팽창률입니다. Murad & amp Budding에서와 같이 적절한 숫자로 대체하면 약

. 이 순서의 기간 변화는 반 분리 상태의 초기 단계에서 고전적인 Case B Algols에 대해 관찰 될 수 있습니다 (예 : U Cep Kreiner, 1978). 그러나 이것은 TT Aur의 관측값보다 상당히 큽니다.

(섹션 2). 반 분리 가설과 관련된 기간 변동을 고려할 때 다음과 같은 점을 주목할 것입니다. (i) 표면 팽창률 에스 는 패자의 초기 질량의 민감한 함수입니다(알 수 없지만 여기서는 가정