关于W UMa型双星中以较差自转为机制的能量转移过程研究

一、引言 解释WUMa型双星的光变曲线,其实质在于理解系统内部的能量转移过程。近年来,人们对这类双星进行了许多偏振观测,发现许多系统有其固有的偏振,而且Stokes参量随相位变化。据XY Leo和VW Cep的EXOSAT、VLA的同时观测,估计磁场约为20×10~(-4)T。为此,我们提出了一个磁流体模型,并解释了一些重要观测事实。     

食双星31 Cyg 1982年食期间的视向速度和大气食效应

食双星31Cyg由一颗K4Ib超巨星和一颗B 4V矮星组成,属于ζAur型食双星,它和32Cyg双星的特性很相似,只是它的轨道周期比32Cyg的大3倍,为3784.3天。自从1950年Mdanglin发现它是食双星以来,31 Cyg 1951年食及1961年食已由Wright做了很好的评述。31 Cyg 1971年食也有不少人观测。1978年发表的IEU结果发现31 Cyg的紫外光谱     

ζAur 1979—1980年食的光谱分析

ζAur食变双星、由一颗红超巨星(K4I_b)和一颗蓝矮星(B_6V)组成。周期为972,176天。在1979—1980年B型子星被掩食期间,对ζAur进行了光谱观测,并对食外、全食和大气食期间的光谱进行了分析。     

小质量比深度相接双星的统计分析

基于30颗小质量比深度相接双星的观测数据,获得一些重要的统计结论:(ⅰ)质光关系和质径关系指出,此类双星可能由于演化和膨胀而使光度下降、半径变大,预示它们可能处在演化的最后阶段.(ⅱ)Mtotal-Jtotal关系表明,随着总质量的减小,总的比角动量也相应减小.因此,此类双星系统从深度相接到并合的过程中,不断损失质量和角动量.(ⅲ)由q-f关系和q-Jspin/Jorb关系,确定出过相接双星的最小质量比可能在0.0439~0.0465.这对双星演化并合理论提出了重要的挑战.目前观测到的最小质量比双星V857Her通过次子星到主子星的守恒质量转移的并合时标约为1.07Ga.     

HD94033双星假说的新证据

一、观测和周期分析HD94033是1975年才发现的一颗周期仅 86min、光度幅约0.8mag.的短周期脉动变星。观测表明它的金属丰度很低,空间速度很大,因而被认为是典型的星族Ⅱ矮造父变星。我们自1981年把它选为观测对象,到1984年春共获得16个光度极大时刻。把它们与文献[1]发表的25个光度极大时刻进行综合分析,除发现脉动周期可能在增加外,还发现它的(O—C)值似有周期约9年的规律性变化。文献[2]提出了HD94033可能是双星的假说。     

仙女座BX的周期增长

密近双星轨道周期的变率,是研究这类恒星性质的重要参量,周期变率的符号及大小与双星的结构及演化阶段有密切关系,例如,狐狸座BW,因有明显周期增长,引起人们的关注.最近,我们通过观测分析发现,仙女座BX也具有周期稳定变长的性质,而且变率相当大,是值得注意的一个双星.     

SS433:新的结果

加拿大天体物理学家D.克劳勃道(D. Cramp-ton)和J.胡特欣斯(J.Hutshings)证实了苏联研究者的结论,即我们银河系中的奇特天体SS433是巨大的食变双星系统,其中一个成员可能是黑洞。SS433具有不寻常的无线电、X线和光学的辐射。大多数研究者认为,这是在两个相反的方向以相对论的速度抛出的气体流的双星系统,这个系统的成员的性质和它不寻常现象的原因是不清楚的。在SS433的光谱中,观测到发射线和吸收线的复杂移动。首先,这是氢和氦的发射线的移动,它们由周期为164天、幅度为每秒几万公里的多普勒位移引出的。这些光谱线与相对论的气体流的辐射有关,气     

Her X-1的硬X射线谱线

Her X-1是著名的双星X射线源。它的一个子星是自转周期为1.24秒的中子星,另一个是光学子星HZ Her。近来,几个独立的观测都发现在Her X-1的X射线波段有强的硬X射线谱线。不仅在～58keV出现第一条谱线,     

周期性随机序列的非线性复杂度

定义序列(?)的非线性复杂度为C(?)=min{m:存在m元布尔函数f生成(?)}.易见,C(?)指生成(?)的反馈移位寄存器的最小级数,并且当(?)以p为周期时,0≤C(?)≤p.众所周知,在流密码体制中,序列的线性和非线性复杂度是衡量密钥流安全性的两个重要指标.由于密钥流序列终归是周期序列,因而是一个具有重要实际意义的问题:周期性重复的二元随机序列(?)=x_1x_2…x_px_1x_2…,它的复杂度的变化情况是怎样的?其中X~(p)=x_1x_2…x_p是     

短周期食双星室女座CG光电测光研究

CG Vir是1935年Hoffmeister发布为食双星的。1954年Zessewitsch曾发表过它的目视观测光变曲线。过去认为这星是渐台二型的。1977年3—5月间,我们用北京天文台兴隆观测站60厘米反射望远镜,对它进行了宽波段黄光光电观测。观测发现CG Vir的光变曲线明显属大陵五型,并得出它的测光轨道解。     

双星的“死亡之吻”

正天文学家最近发现了目前已知最热、质量最大并且其中的两颗恒星共享材料的双星系统——VFTS352。它位于大麦哲伦云,距离地球大约16万光年。这两颗星之间的距离仅为1200万千米,从天文学上讲,它们相互间靠得如此之近,以至于它们的表面互相重叠,在它们之间架起一座桥。VFTS 352不仅在它所属的"过分接触双星"类别中质量最大(其双星合并质量约为太阳质量的57倍),而且其双星温度也在同类     

双星的“死亡之吻”等

天文学家最近发现了目前已知最热、质量最大并且其中的两颗恒星共享材料的双星系统--VFTS 352。它位于大麦哲伦云,距离地球大约16万光年。这两颗星之间的距离仅为1200万千米,从天文学上讲,它们相互间靠得如此之近,以至于它们的表面互相重叠,在它们之间架起一座桥。VFTS 352不仅在它所属的“过分接触双星”类别中质量最大（其双星合并质量约为太阳质量的57倍）,而且其双星温度也在同类别中最高--表面温度超过4万摄氏度。     

PSR1534＋12的Pb观测值与理论值能否高度符合的探讨

PSR1534 12是1990年发现的射电脉冲双星.该脉冲星及伴星的质量分别为m_1=1.32±0.03 M_⊙及m_2=1.36±0.03 M_⊙,均被认为是中子星.这个脉冲星具有信号强,脉冲宽度窄的特点,人们预计它将如同PSR1913 16那样甚至可以更好地验证当前主流理论关于引力辐射的预言.PSR1913 16的轨道周期衰减率P_b观测值与理论值高     

关于射电脉冲星双星的几点推测

1.据最近的报道,Arecibo天文台发现了一个射电脉冲星双星PSR1913 16.这是第一个由观测表现直接确认为双星的射电脉冲星.注意到迄今已知的百余颗射电脉冲星中没有一个是在双星之中(有一些理论猜测,个别的脉冲星是双星,但都缺乏足够肯定的观测证据),所以,PSR1913 16的发     

短周期双星和黑洞

到1986年为止,双星的已知最短周期是46分钟,那是在一个由相隔不远的两颗白矮星组成的双星系统中.可是,洛斯阿拉莫斯国家天文台的威兼·普里德霍尔斯基,欧洲空间计划中心埃克索萨特天文台的卢依吉·斯特拉和尼古拉斯·怀特宣布,一个双星系统的周期仅为685秒,还不到12分钟.当审查欧洲空间局的埃克索萨特人造卫星在1984年和1985     

磁畴壁位移共振的非线性理论

近年来,在铁(?)氧磁物的频谱方面,引起了科学家的注意和研究。Rado 等人对铁镁铁(?)氧磁物的频谱,进行了量测。他们发现这类铁(?)氧磁物具有两个显著的共振区:一个在射频范围(f_0(?)50兆周/秒),它是由于磁畴壁的可逆位移;另一个在微波波段内(f_0(?)1000兆周/秒),它是由于磁畴的旋转。1948年,     

恒星之间是真空的吗

20世纪初,德国著名天文学家哈特曼发现了一个奇怪的现象:在猎户座δ的光谱中出现了一条电离钙生成的暗谱线.猎户座δ是颗温度很高的恒星,照理说,在这种恒星的光谱中不应该出现金属谱线.更奇怪的是,猎户座δ是颗分光双星,由于双星互相绕转,它的光谱线会有周期性的位移,可唯独这条电离钙谱线的波长没有任何变化.这条钙谱线是怎样来的呢?哈特曼认为,产生电离钙谱线的那些物质对于地球是静止的,也就是说,在恒星和地球之间存在着尘埃和气体,它们叫星际物质,它们吸收恒星发出的光,所以产生了钙的暗谱线.哈特曼的看法是否正确呢?天文学家对其他一些高温的分光双星做了观测,结果又发现了没有位移的中性钠的暗谱线.这说明哈特曼的看法是对的,星际空间中确实存在着吸光物质.     

关于新近发现的三颗脉冲双星

《关于新近发现的三颗脉冲双星》一文则介绍了天体物理学中的新发现。脉冲星虽然不少,但脉冲双星却不是很多,这三颗脉冲双星如何呢?请阅读文章。     

周期正交拟小波

由于在数学及数学物理中常常遇到带周期性的问题,如何在周期函数类构造各种合适的正交小波基就是一个十分重要的问题.国际上这方面的研究十分活跃.由于各种应用的需要,作者近年来用各种不同的周期样条空间构造出周期的正交拟小波基以及建立了有关的双尺度方程,系数的分解及重建公式等等.此外,用周期拟小波逼近的误差阶也获得估计.对非周期函数的逼近也作了研究.另外,对反周期的正交拟小波基也作出构造.十分惊奇的是,关于系数的分解与重建公式中,其所包含的项数在周期时及反周期时分别只含两项及三项.令h_m=T/K(m),K(m)=2~mK,T>0,K>0以{Kh_m}_(K∈(?)为节点.属于C~(n-1)(R~1)的周期为T的n次多项样条函数类的全体记为(?)_n(h_m),它在I=[0,T]上的限制记为(?)_n(h_m,I),则(?)_n=lin span{B_v~(n,m)(x),x∈I,v=0,…,K(m)-1},其中(?)_v~(n,m)(x)是由两个B样条函数相加而成,(?)_v~(n,m)(x)的周期为T的在R~1     

引力波存在的定量论据

在1974～1978年的四年中,美国马萨诸塞大学的射电天文学家泰勒(J.H.Taylor)、福勒(L.A.Fowler)和麦克库卢奇(P.M.McCulloch)通过对射电脉冲双星PSR1913 16的上千次观察,测出它们相互绕着转动的双星轨道周期减小