外赋AGB星质量吸积的角动量守恒模型:方程的推导

考虑到δr≠0，用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，将星风吸积与盘吸积两种质量有机结合起来考虑，推导了吸积质量及轨道参量的变化方程。

CygX-1硬态高能光子的时延

硬X射线和软射线光子的时延是研究高能辐射的一个重要方面 .傅里叶交叉谱常常被用于计算硬软光子之间的时延 .但是交叉谱方法不能在高于 30Hz的傅里叶频率上从CygX 1测量到有统计意义的快速光变 .由李惕碚在时域上发展的交叉相关函数方法能有效测量不同时间尺度上的时延 .利用此交叉相关分析方法 ,讨论了不同观测时期CygX 1硬态高能光子时延的性质 .分析结果表明 ,CygX 1硬态在短的时间尺度 (<0 .1秒 )上存在有意义的时间延迟 .并将短时间尺度上的观测结果和各种CygX

天鹅座X-1硬X射线的能量谱

1985年9月22日,我们用空间硬X射线望远镜HAPI-2,在我国的高空气球上,对天鹅座X-1进行了观测,望远镜几何面积为140cm^2,观测能区20—200keV,空间定向精度±0.2°。获得的硬X射线能谱陡,总辐射能流LX～1.0×1^(37)erg/sec,低于常规态。本文将介绍望远镜的性能和观测过程,能谱分析的结果,并对当时天鹅座X-1可能的“态”进行讨论。

Cyg X-3X光子场对γ射线的吸收效应

本文详细讨论了Ｘ射线双星ＣｙｇＸ－３的Ｘ光子场对γ射线的吸收效应，计算结果表明：当ＣｙｇＸ－３的Ｘ光子发射场处于高态时，从致密中子星附近发射的能量为１０＾２－１０＾４ＭｅＶ的γ射线约有６０％被其吸收，吸收过程产生的正负电子的逆Ｃｏｍｐｔｏｎ散射会使出射能量１０－７０ＭｅＶ的 γ射线强度平均增加约５０％，计算的γ射线能谱与实验观测结果基本相符。

有碰撞星风激波存在的大质量双星系统的演化

本文研究了有碰撞星风激波存在的大质量双星系统的演化．碰撞星风激波存在的重要效应之一是产生Ｘ射线辐射，使有星风激波存在的大质量双星系统成为Ｘ射线双星系统的又一类新成员．碰撞星风激波存在的另一重要效应，是可以阻止双星系统中两子星之间的物质交换，因而对大质量双星系统的演化产生重要影响．对于一个由４０Ｍ⊙和３０Ｍ⊙组成的双星系统在情况Ｂ演化下，有星风激波存在与无星风激波存在两种情况相比较，前者的周期大大变短，系统的总质量大大减小．

判断分光双星自转同步性方法的理论改进

本文在前文[1]研究的基础上对判断分光双星自转的同步性在理论上做了进一步改进。对双谱分光双星用视向速度曲线的半振幅K1和K2代替质量比q。对单谱分光双星除前文给出一种判断同步性方法外又给出两种方法。另外,用改进的公式对6对分光双星的同步性做了计算和判断。最后对所得结果做了讨论并用结束语对此项研究工作做了回顾和展望。

长蛇座DF的光电测光和研究

本文给出了长蛇座DF的BV双色光电光变曲线.发现该双星的轨道周期是变化的,并给出了计算它的光变极小时刻的新的历元公式.用Wilson和Devinney综合光变曲线法程序分析新的观测资料,求得了DF Hya的测光解.用不同方法求得了该双星相一致的基本参量.研究表明DF Hya是一颗未演化的零龄主序相接双星.

RS CVn型双星锂的丰度和活动性研究

利用我们观测得到的57个RS CVn型双星的高分辨(0.049A—0.145()),高信噪比(100—600)的Reticon和CCD光谱测定了金属锂(Li)的丰度并采用大气模型综合分析方法对其中10个双星计算了金属丰度[Fe/H],[Ti/Fe],[Li/Fe]和logN(Li).本文统计分析了这类双星锂的丰度与有效温度T_(eff),及锂的丰度与自转速度在视线方向投影ν sin i的相关性.结果表明:恒星大气中锂的丰度随着有效温度的降低而趋向减少,另一方面锂的丰度随着ν sin i的增大也有减少的趋势,但弥散很大,特别是在ν sin i<25公里/秒范围的星,可以说不相关.统计分析还表明这57个RS CVn型双星(包括76个可探测到的子星)其锂的丰度和活动性的强弱无明显关系.但是值得注意的是在7个双星系统中冷子星为活动性较强时,其锂的丰度皆低于它的活动性差些的热子星,相反的情况没有看到。

钡星重元素丰度的研究

提出了一种计算钡星重元素丰度的参数化模型,利用此模型很好地拟合了8颗钡星的重元素丰度,说明提出模型的有效性。对最佳拟合参数进行了比较和讨论,得到以下主要结论:强钡星的s-过程分量系数明显大于弱钡星的s-过程分量系数,强钡星和弱钡星的中子辐照量、重叠因子没有明显区别,它们的s-元素超丰程度不同主要是因为钡星系统轨道周期不同。

外赋AGB星星风吸积的轨道参量变化方程

用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，将星风吸积与盘吸积两种质量吸积方式结合起来，考虑双星系统的轨道偏心率 ｅ 的二次以上的高次项。

相接双星长蛇座FG的光度研究

本文给出了长蛇座FG的新的BV两色光电测光资料.同1962年的光变曲线比较,该星的光变曲线发生了明显的变化,轨道周期也是变化的.使用Wilson-Devinney程序分析新双色光变曲线所得的测光解表明,FG Hya是一个相接程度达90%的A次型WUMa型双星.对19个A次型相接双星的有关参数分析表明,公共包层的相对厚度同过相接程度和质量比的四分之一次方的乘积成正比.

准周期振荡(QPO)天体GX5-1的双分支谱的唯象分析

本文对小质量X射线双星的准周期振荡的差频模型做了修正和补充。修正的要点是:要考虑柱吸积过程中的粘滞阻尼。由此即可成功地解释QPO天体GX5-1的双分支谱特性。

钡星重元素丰度的参数化研究

提出了一种计算钡星重元素丰度的参数化方法,利用此方法对7颗钡星进行了参数化研究,计算出这些星的最佳拟合参数及其重元素丰度.对核合成参数进行了讨论,将重元素丰度的计算结果与观测值进行了比较,结果符合较好,证明了文中提出的模型的有效性.

5Cet的紫外光变及解释

本文作者对IUE数据库中5 Cet的观测资料进行处理和分析,得到它的紫外光度随轨道运动的变化,这种变化与可见光不同步,极小和极大分别出现在0.25和0.89位相.对观测资料的分析和拟合表明:5 Cet的紫外辐射来自K2Ⅲ型主星(光球和延伸大气)和吸积流打出的热斑,热斑被食是产生紫外光度变化的原因.拟合给出主星的温度为4300K,半径是23R⊙;热斑的温度为11200K,面积为2.65×10^(21)cm^2,可能位于伴星的表面.并且还得到吸积率的量级估计:M_2M≥6.2×10^(-8)M`2_⊙yr^(-1).

大陵五型食双星CI Aur的测光解和它的光变频谱分析

本文发表了1984年11月至1985年1月期间在美国McDonald天文台对大陵五型食双星CI Aur进行的UBV测光结果,以及采用Wilson-Devinney方法求解出它的轨道要素。结果表明CI Aur是一个半分离的双星系统,它的次星充满了Roche瓣,而主星离它的Roche等位面相离很远。两颗子星温度相差很大,质量比为0.687,轨道倾角i为74.42°。 CI Aur的光变曲线呈现随机的亮度“抖动”和明显的光变起伏。作者采用了自迴归功率谱方法和调和分析方法对它的光变起伏进行了频谱分析,求出了振荡的准周期和振幅。文章最后讨论了它的两种模型。

食双星仙女座RT And的视向速度和测光研究

本文发表了食双星RT And的1984—1985年期间的视向速度观测。依据点源模型获得了一组新的分光轨道解。轨道根数分别是:V_(01)=-1.0公里/秒;V_(02)=+5.0公里/秒;K_1=131.4公里/秒;K_2=168.4公里/秒;T_0=HJD2,445,977.0997。q_(sp)=m_2/m_1=0.780。结合文献中的资料,使用Wilson Devinney方法,对视向速度和测光观测作联合求解,得到了该双星的绝对参量:A=3.80R_⊙;R=1.14R_⊙;R=1.05R_⊙;M_1=1.05M_⊙;M_2=0.81M_⊙;L_1=1.78L_⊙;L_2=0.54L_⊙;M_(V_1)=4.14~m;M_(V_2)=5.65~m;距离估算为50pc。主伴星均有主序演化效应。

参数化方法模拟Ba星重元素丰度

采用对流参数化模型不但考虑了s-过程而且考虑了r-过程的作用模拟了4颗新观测到的Ba星,结果与观测符合得很好。

Ba星系统轨道参量的变化

考虑到δｒ≠０，用整个系统的角动量守恒条件代替切向动量守恒条件，推导了星风吸积质量及轨道参量变化方程，在此基础上计算了Ｂａ星系统在星风吸积过程中吸积的物质量和轨道参量的变化，并讨论了逃逸物质附加切向速度对各参量的影响。

研究钡星重元素丰度的一种模型

提出了一种计算钡星重元素丰度的参数化模型,利用此模型模拟了16颗新观测到的钡星,结果与观测符合,证明了模型的有效性。通过该模型计算出的核合成参数,对相关问题的研究具有重要意义。

食双星WX Cnc的光变和视向速度曲线的Roche模型解

本文作者用Wilson-Devnney程序重新求解WX Cnc的光变和视向速度曲线,确认它是不接双星.在伴星表面加上黑子比较满意地解决了新解揭示出的光变曲线的不对称性.重新求解表明,伴星是一颗G4型主序星而不是早先确定的F8V.双星系统的绝对参量均有改进,它们是:a=6.34R_☉;R_1=1.51R_☉;R_2=1.28R_☉;M_1=1.31M_☉;M_2=0.97M_☉;L_1=4.00L_☉;L_2=1.45L_☉;M_(v_1)=3.25;M_(v_2)=441.质量比q=0.74,距离估算为240PC.