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测量木星伽利略卫星的轨道周期

中国国家天文 2024年第6期18卷 87-87页

作者：张皓宸王宇鑫(指导) 万泉小学

木卫一至木卫四被称为木星的伽利略卫星,亮度很适宜用业余天文望远镜观测。我们使用星特朗127SLT望远镜对木星和伽利略卫星进行了连续一个月的观测,使用小米13pro手机主摄像头进行拍照记录,得到了上百张照片。连续观测后发现,木星和卫... 详细信息

木卫一至木卫四被称为木星的伽利略卫星,亮度很适宜用业余天文望远镜观测。我们使用星特朗127SLT望远镜对木星和伽利略卫星进行了连续一个月的观测,使用小米13pro手机主摄像头进行拍照记录,得到了上百张照片。连续观测后发现,木星和卫星在望远镜的视野中是旋转的,这是由于所用望远镜是地平经纬仪结构,会出现“场旋”现象。

关键词：伽利略卫星轨道周期地平经纬仪天文望远镜木卫四木星连续观测摄像头

南塔斯曼海隆2Ma以来碳酸钙沉积记录及其对环流系统和轨道周期的响应

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地球科学进展 2013年第2期28卷 269-281页

作者：胡正莹王汝建李文宝同济大学海洋地质国家重点实验室上海200092 内蒙古农业大学水利与土木建筑工程学院内蒙古呼和浩特010018

南大洋CaCO3沉积在记录生物泵调节大气CO2的同时,也记录了南大洋表层锋面系统和深部环流格局的重要转变。通过南塔斯曼海ODP 1170站位2 Ma以来CaCO3%和MAR-CaCO3的研究发现,CaCO3%以冰期低和间冰期高的"大西洋"型溶解作用旋回为主,并以M... 详细信息

南大洋CaCO3沉积在记录生物泵调节大气CO2的同时,也记录了南大洋表层锋面系统和深部环流格局的重要转变。通过南塔斯曼海ODP 1170站位2 Ma以来CaCO3%和MAR-CaCO3的研究发现,CaCO3%以冰期低和间冰期高的"大西洋"型溶解作用旋回为主,并以MIS 34/35期(约1.15 Ma BP)和MIS 14/15期(约0.55 Ma BP)为界线,表现出3种沉积模式。而MAR-CaCO3以MIS 57/58,21/22,13/14和11/12为界表现出"两高三低"5个阶段。CaCO3%与轨道参数ETP和底栖有孔虫δ18O的交叉频谱和小波分析显示,其主导周期明显具有从40 ka向100 ka转变的中更新世气候转型(MPT)特征,转型起始与终止时间为1.15～0.55 Ma BP。CaCO3沉积模式的转变与南大洋太平洋区西风带和环南极表层锋面系统的迁移密切相关,在时间上与MPT同步。MPT时期,西风带和环南极表层锋面系统的快速南北迁移,导致CaCO3沉积受到硅质和陆源物质稀释作用的影响。而MAR-CaCO3的阶段性变化主要与南大洋深层环流的变化格局和水团化学性质的变化有关。在1.5～0.85 Ma BP期间,南大洋太平洋区深层水通风增强,利于CaCO3的保存和埋藏,MAR-CaCO3增加;在0.85～0.55 Ma BP期间,CO23-处于不饱和状态的CDW增强,导致南大洋深部CaCO3溶解作用增强,溶跃面上升,MAR-CaCO3降低。

关键词： CaCO3沉积作用轨道周期环流系统 ODP 1170站南大洋

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太阳轨道运动的2400年周期与轨道周期

空间科学学报 2015年第4期35卷 381-392页

作者：刘复刚郑一王建罗金明鲍锟山齐齐哈尔大学理学院齐齐哈尔161006 青岛理工大学理学院青岛266520 南京师范大学地理科学学院南京210046 中国科学院南京地理与湖泊研究所湖泊与环境国家重点实验室南京210008

通过对行星会合指数运动学方程生成的数据进行傅里叶变换,得到了从年、十年、百年、千年、万年到十万年时间尺度的周期,发现这些周期具有后者是前者10~n倍的特殊倍乘关系.如果将通过傅里叶变换得到的年时间尺度最显著的周期4.964 88 a... 详细信息

通过对行星会合指数运动学方程生成的数据进行傅里叶变换,得到了从年、十年、百年、千年、万年到十万年时间尺度的周期,发现这些周期具有后者是前者10~n倍的特殊倍乘关系.如果将通过傅里叶变换得到的年时间尺度最显著的周期4.964 88 a设为单位时间步长代入行星会合指数方程,则可得到稳定的2400年周期.在此基础上由2400年周期振幅的差异性又构成了更长时间尺度的10万年和40~41万年太阳轨道运动特征周期.这对于揭示太阳轨道运动与太阳活动的关系,以及探讨气候千年尺度和轨道周期变化规律的机制具有重要意义.

关键词：太阳轨道运动行星会合指数 2400年准周期轨道周期

RS CVn型密近双星SZ Psc和ER Vul的轨道周期分析

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RS CVn型密近双星SZ Psc和ER Vul的轨道周期分析

作者：王晓亮湘潭大学

学位级别：硕士

RS Cvn型双星属于色球活动双星,是一类磁活动较强的食双星系统,这类双星有着很强的Hα和CaII的H和K等谱线发射,同时轨道周期是变化的。为了便于研究,将RS CVn星双星分为周期小于一天的短周期RS CVn型双星、周期大于等于一天而小于14天... 详细信息

RS Cvn型双星属于色球活动双星,是一类磁活动较强的食双星系统,这类双星有着很强的Hα和CaII的H和K等谱线发射,同时轨道周期是变化的。为了便于研究,将RS CVn星双星分为周期小于一天的短周期RS CVn型双星、周期大于等于一天而小于14天的正常RS CVn型双星和周期大于14天的长周期RS CVn型双星三种类型。1955年,科帕尔以两子星是否充满洛希瓣为依据,将双星分为分离双星、半相接双星和相接双星三类。RS CVn型双星的两子星均未充满各自的洛希瓣,是分离双星的典型的代表。分离双星因两子星均未充满各自的洛希瓣,两子星的相互作用和影响相比较小。半相接双星是指一个子星充满洛希瓣的双星系统,其典型的代表是Algol型双星,它是由一个没有充满洛希瓣的大质量的主序星和一个充满洛希瓣的小质量巨星或亚巨星组成。相接双星是两子星均充满各自的洛希瓣,且有一个公共包层的强相互作用双星。本文首先对RS Cvn型密近双星系统的轨道周期的基本分析方法和引起双星系统的轨道周期变化的物理机制进行了简单的介绍。其次对两颗RS Cvn型双星的样本星SZ Psc和ER Vul的轨道周期变化进行了研究,我们得到了以下的研究结果: 1.对RS Cvn型双星SZ Psc的轨道周期进行了分析,发现它的轨道周期是变化的。SZ Psc的轨道周期在以变化率为dP / dt = - 2.7×10天/天长期的减小的同时也含有一个振幅为0.2667天、周期为55.5年的正弦形式的变化。变化率为dP / dt = -2.7×10天/天的长期减小可能是由于星风磁滞引起的,我们通过理论计算得到了阿尔芬半径R A= 72.1R;对引起轨道周期的周期性变化的物理机制的分析研究表明SZ Psc的轨道周期的55.5年的周期性变化可能是由主子星的周期性磁活动引起。 2.发现RS Cvn型双星ER Vul的轨道周期在长期减小的同时也存在2个周期性的变化成分,其减小率和2个变化周期分别为dP / dt = -3.4×10天/年、17.2年、46.2年。由于ER Vul是典型的分离双星,它的轨道周期的长期减小可能是由星风磁滞引起的,其减小率与通过理论计算得到的值具有相同的数量级。2个周期性的变化可能分别由两子星的周期性磁活动和第三天体的光时效应引起的。

关键词：密近双星轨道周期磁活动光时效应第三天体

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RS CVn型密近双星的轨道周期分析

RS CVn型密近双星的轨道周期分析

作者：田永坡湘潭大学

学位级别：硕士

与其它类型的恒星相比,RS CVn型双星具有许多独特的物理性质:快速同步自转、两子星的物质损失和强磁场等。在这种极端物理条件下,RS CVn型双星表现出了许多类似太阳的磁活动现象:色球活动（如Hα,Hβ,CaII H＆K等谱线发射）、X射线发射... 详细信息

与其它类型的恒星相比,RS CVn型双星具有许多独特的物理性质:快速同步自转、两子星的物质损失和强磁场等。在这种极端物理条件下,RS CVn型双星表现出了许多类似太阳的磁活动现象:色球活动（如Hα,Hβ,CaII H＆K等谱线发射）、X射线发射、大面积的黑子活动、耀斑、星风损失以及轨道周期变化。RS CVn型双星轨道周期变化与磁活动的联系引起了众多天文工作者的极大兴趣。本文首先对双星轨道周期的基本分析方法进行了简要的介绍,然后重点对RS CVn型双星轨道周期变化进行了研究。我们的主要结果如下: 1.对RS CVn型双星BH Vir的轨道周期进行了分析。对Kjurkchieva 2004年给出的测光观测数据进行计算,得出了17个新的光变极小时刻,用从文献中搜集的和这17个光变极小时刻对系统的O ? C曲线进行了分析。发现系统的轨道周期存在3个周期性变化的成分,其变化周期分别为9.2年、11.8年和50.7年。我们认为9.2年和11.8年的轨道周期变化是由磁活动引起的,这一结果与Xiang等人对此系统的黑子活动周期的研究结果相一致;50.7年的轨道周期变化是由第三天体的光时效应引起的。另外,用Wilson-Devinney程序分析了Arevalo等人1986年观测的BH Vir的UBVRI多色光变曲线,得出了测光参量和黑子活动参量。在次子星上用一个高温黑子很好的拟合了光变曲线,结果表明黑子出现在低纬度地区,黑子相对光球温度为Ts / Tph=1.13±0.03。同时还得到了系统的质量比q = m2 / m1=0.971（这一结果与翟迪生1990年得到的值q =0.968相近）,及主子星的光球温度T1 =5969±11 K。对比1953年到1991年的黑子活动情况,发现系统可能存在10年左右的活动周。 2.对RU Cnc和AW Her的轨道周期进行分析后,发现它们的轨道周期存在周期性变化。RU Cnc的轨道周期变化存在2个周期性变化成分,其变化周期分别为13.38年37.6年。AW Her的轨道周期变化的调制周期为12.79年。我们认为AW Her轨道周期的周期性变化是由活动子星的周期性磁活动引起的。 3.发现RS CVn型双星WY Cnc的轨道周期呈现出长期减小的成分,其减小率为dP / dt=?1.20×10?7天/年。由于WY Cnc是典型的分离双星,它轨道周期的长期减小不能解释为两子星间的物质交流,这种周期变化可能是由于星风磁滞造成的双星系统的质量和角动量损失。

关键词：密近双星轨道周期磁活动磁滞第三天体

RS CVn型密近双星CG Cyg和V471 Tau的轨道周期分析

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RS CVn型密近双星CG Cyg和V471 Tau的轨道周期分析

作者：史晓敏湘潭大学

学位级别：硕士

密近双星的种类有很多，但在众多的密近双星中，RS CVn型密近双星有着独特的物理性质。RS CVn型密近双星是一种色球活动双星，具有较强的磁活动，表现出许多类似太阳的磁活动现象，如：H和CaII的H、K等谱线发射，黑子活动，耀斑，星风... 详细信息

密近双星的种类有很多，但在众多的密近双星中，RS CVn型密近双星有着独特的物理性质。RS CVn型密近双星是一种色球活动双星，具有较强的磁活动，表现出许多类似太阳的磁活动现象，如：H和CaII的H、K等谱线发射，黑子活动，耀斑，星风损失等。这些活动直接或间接引起双星系统的轨道周期变化。本文首先对研究RS CVn型双星的轨道周期变化的方法和引起轨道周期变化的机制进行了简单的阐述，然后详细分析了RS CVn型双星CG Cyg和V471Tau的轨道周期变化。我们得到的主要结果如下： 1.对RS CVn型双星CG Cyg的轨道周期进行了分析。通过对CG Cyg的轨道周期的研究历史进行周密地调研，我们知道，CG Cyg的轨道周期是变化的。首先，我们用Milone&Ziebarth1974年提出的一个历元公式对收集的极小时刻数据进行计算，得到O C值，用最小二乘方法拟合O C曲线，得到CG Cyg双星系统的轨道周期变化存在两个调制周期:61.63yr和20.34yr，同时，发现CG Cyg的轨道周期还伴随着一个长期的增加，增加率为dP/dt9.77(2.17)10 dyr;然后又用一个较新的历元公式对数据进行了计算，得到一条新的O C曲线，同样用最小二乘方法对新的O C曲线进行拟合，得到轨道周期的周期性变化的调制周期分别为18.9yr和21.6yr，而其长期的轨道周期增加率为dP/dt2.41(0.17)10 dyr。这两组结果显然不一致。为了验证这些结果，我们又分别对这两个历元公式计算得到的O C用多项式拟合。计算结果表明，拟合基于用Milone&Ziebarth在1974年提出的历元公式计算得到的O C曲线获得轨道周期变化的调制周期分别为P(mod1)127.8yr和P(mod)263.9yr;拟合基于用新的历元公式计算得到的O C曲线获得轨道周期变化的调制周期分别为P(mod1)129.2yr和P(mod)264.6yr，并且都伴有一个长期的轨道周期增加：dP/dt2.4810 dyr，由轨道周期的增加率计算得到双星的质量转移率为dM/dt2210M111.⊙yr。基于这些计算结果，我们对CGCyg的轨道周期变化原因进行了分析，得到结果为：系统不存在第三天体或是第四天体，调制周期的产生可能是由双星的磁活动引起的，而周期的长期增加可能是由于主星与双星质量中心之间的物质交流造成的。 2.对RS CVn型双星V471Tau的轨道周期进行分析。通过分析，我们得出V471Tau的轨道周期存在一个调制周期为31.1yr的周期性变化，其相应的振幅为PΔ=5.59(0d.64)10。最后分析总结得出这个周期性的变化可能是由双星系统的磁活动引起的，而不是起因于第三天体的光时轨道效应。

关键词：密近双星轨道周期磁活动第三天体光时效应

密近双星RT CrB、GSC 1537-1557与AH Tauri的测光研究与轨道周期分析

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密近双星RT CrB、GSC 1537-1557与AH Tauri的测光研究与轨道周期...

作者：肖听雨湘潭大学

学位级别：硕士

宇宙中有50%以上的恒星是双星,其中密近双星是非常重要的一员。它们常常表现出活跃而复杂的物理活动,例如色球活动、CaII H&K谱线发射、黑子活动、轨道周期变化等。通过对密近双星进行观测,并对得到的光变曲线、O-C曲线等进行分析计算,... 详细信息

宇宙中有50%以上的恒星是双星,其中密近双星是非常重要的一员。它们常常表现出活跃而复杂的物理活动,例如色球活动、CaII H&K谱线发射、黑子活动、轨道周期变化等。通过对密近双星进行观测,并对得到的光变曲线、O-C曲线等进行分析计算,我们能够得到大量有用的信息,为我们研究天体的结构、演化、相互作用等提供了有利条件。本文首先对双星的综合光变曲线分析法和轨道周期变化的基本研究方法进行了简单介绍,然后分别对三颗样本星RT CrB、GSC 1537-1557与AH Tauri的光变曲线以及轨道周期进行了研究。我们得到的主要结果如下:1.对分离双星RT CrB 1985年与2001年的光变曲线进行了分析,得到了其测光解和黑子活动参量。用主子星上的高温黑子以及次子星上的低温黑子对光变曲线进行了拟合,较好地解释了光变曲线的畸变扰动波。同时对RT CrB轨道周期的分析发现其轨道周期存在长期减小,减小率为7 1dP/dt3.11 10 d yr--=-′,这可能是由星风磁滞引起的角动量损失造成的。2.分析了GSC 1537-1557的CCD测光数据,发现GSC 1537-1557是一颗W次型的相接双星,相接度为f=(8.10±1.79)%,两子星质量比为q=M/M=2.645。其光变曲线的不对称变化可以由主子星上的高温黑子与次子星上的低温黑子来解释。通过分析O-C曲线我们发现GSC 1537-1557的轨道周期存在周期性变化,周期为8.1年,振幅为0.00335天。这可能是由第三天体的光时轨道效应造成的,若取该系统的总质量为1.3M,则第三天体的质量下限为0.19 M,是一个低温且昏暗的天体。3.从2006年AH Tauri的CCD测光观测数据中,得到了两个新的光极小时刻,利用W-D程序分析观测数据,获得了轨道测光解,发现AH Tauri是一颗A次型的W UMa型相接双星,相接度为6.6%,两子星质量比为0.505,其光变曲线的畸变能够用主子星上的低温黑子来解释。另外,结合新极小时刻和从文献中搜集到的极小时刻,我们分析得到AH Tauri的轨道周期具有两个变化成分,一个是长期减小成分,减小率为dP/dt(1.823(?)0.215)10d yr-(-1);另一个为周期性变化成分,变化周期为54.62年。轨道周期的长期变化可能由两子星间物质交流或是星风磁滞引起的系统质量损失造成,相应的物质交流率为dM/dt1.94×10M yr,星风磁滞引起系统的质量损失率为dM/dt--4.97×10Myr。周期性震荡可由第三天体的光时轨道效应或是活动子星的周期性磁活动来解释。

关键词：密近双星黑子活动轨道周期磁滞第三天体

密近双星AH Vir和TV Cas的轨道周期分析

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密近双星AH Vir和TV Cas的轨道周期分析

作者：陈明湘潭大学

学位级别：硕士

在浩瀚的宇宙中,恒星是一个庞大的家族。在这一庞大的群体中,超过一半的恒星是双星,还有一部分是三合星。这其中密近双星是最受关注的一类,因为它们表现出非常活跃的物理现象。具体来说有很强的Hα和CaⅡ的H和K谱线发射、X射线发射、色... 详细信息

在浩瀚的宇宙中,恒星是一个庞大的家族。在这一庞大的群体中,超过一半的恒星是双星,还有一部分是三合星。这其中密近双星是最受关注的一类,因为它们表现出非常活跃的物理现象。具体来说有很强的Hα和CaⅡ的H和K谱线发射、X射线发射、色球活动、大面积的黑子活动、星风损失、耀斑、以及轨道周期变化。此外根据是否充满洛希瓣,还可以将双星分为分离双星、半相接双星和相接双星三类。本文一开始简单说明密近双星周期研究的基本背景知识、研究方法,接着简要阐述可能引起所观测到的这种密近双星系统的轨道周期发生变化的原因,然后对密近双星的样本星AH Vir和TV Cas的轨道周期变化进行分析,得到以下的研究结果： 1.对密近双星AH Vir,我们首先从文献和数据库搜集的光极小值,总共收集到500个光极小值,用新拟合的历元进行计算O-C值,然后用加权的最小二乘法对系统的O-C图像进行拟合,计算结果表明AH Vir的轨道周期在以变化率dP/dt=（2.1869±0.0161）×10-7天/年连续增加;并且展现出周期分别为24.79、44.63年,振幅分别为0.0058、0.0066天的双正弦式周期性变化。由于AH Vir是过相接系统并且其子星具有强烈H。和Mg Ⅱ等发射线,我们认为AH Vir轨道周期的周期性变化是由主子星的周期性磁活动引起的,另外可能还与第三天体有关系;非周期性的长期增加可能由于次子星转移物质到主子星引起的,其质量转移率为dM1/dt=1.05×10-7M（?）yr-1 2.我们对密近双星TV Cas的轨道周期也进行了同样的研究。通过计算得出该星以dP/dt=-（4.6357±0.1136）×10-7天/年的变化率长期减少;此外还发现该星的轨道周期在1969年、2004年发生两个不连续的跳变,这个不连续的周期突变叠加在周期长期减小当中。对此我们用了三条直线进行拟合,拟合结果较为理想。由于TV Cas是典型的半分离双星,周期的长期减少不能用两子星间的物质交流来进行解释,这可能是系统角动量与质量损失造成的。值得指出的是周期的不规则跳变在Algol型双星中很常见。

关键词：密近双星轨道周期磁活动光时轨道效应

W UMa型双星YY Eri和LO And的测光与轨道周期研究

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W UMa型双星YY Eri和LO And的测光与轨道周期研究

作者：余婷湘潭大学

学位级别：硕士

W UMa型相接双星得益于其与众不同的几何结构,出现掩食现象的概率很高,便于我们进行观测,从而获得掩食数据也较为容易。在过去几十年间,随着光电测光、CCD测光技术日益精进并且此类测光技术广泛地应用于观测研究中,帮助人们获取一系列... 详细信息

W UMa型相接双星得益于其与众不同的几何结构,出现掩食现象的概率很高,便于我们进行观测,从而获得掩食数据也较为容易。在过去几十年间,随着光电测光、CCD测光技术日益精进并且此类测光技术广泛地应用于观测研究中,帮助人们获取一系列的观测数据资料,为研究W UMa型相接双星结构、演化等奠定了基础。1.利用国家天文台兴隆站观测得到LO Andromedae的BVR波段CCD测光数据,从中提取出两个新的光极小时刻。随后使用2015年版本的Wilson-Devinney程序对LO And进行解轨,得出相关物理参数,结果表明LO And为W UMa型相接双星,质量比q约为0.31。此外,我们从文献和相关网站收集了LO And所有的光电和CCD光极小时刻数据,结合观测所得到的两个新极小时刻,对LO Andromedae进行轨道周期分析。发现LO And轨道周期在长期增加的同时存在一个调制周期P=26.44年的周期性变化。轨道周期长期增加率为dP/dt=2.10×10d?yr,轨道周期长期增加可解释为两子星间的物质转移。由于LO And是一个类太阳型双星系统,其轨道周期的周期性变化可归因为第三天体的光时轨道效应或周期性磁活动引起。2.我们从文献中收集了YY Eri所有光电和CCD光极小时刻数据,对YY Eri轨道周期变化进行分析。研究结果表明,YY Eri的轨道周期长期增加,并在此基础上叠加了一个周期性振荡。轨道周期的周期增加率为dP/dt=6.38×10d?yr,可以用两子星间的物质转移解释;轨道周期的周期性变化周期分别为P=38.62年和P=22.36年,引起该周期性变化的机制可能分别是第三天体的光时轨道效应和周期性磁活动。

关键词：轨道周期物质转移第三天体磁活动测光分析