Astronomija

Pirminio ir antrinio minimumo gylis šviesos kreivėje

Pirminio ir antrinio minimumo gylis šviesos kreivėje

Kaip aš galiu paaiškinti maždaug tą patį pirminio ir antrinio minimumo gylį šviesos kreivėje?

Stebiu žvaigždę HD 36486. Išbandžiau filtrus MOST ir BRITE.

Ar tai susiję su fotometriniu filtru? Kai analizės programoje pakeičiu filtrą, rezultatas yra tas pats.


CG Draconis - nykštukinė nova, šviesos kreivė ir mini apžvalga

Štai neseniai sukurta šviesos kreivė iš „CG Draconis“ - užtemdytos nykštukinės novos žvaigždės su pasukimu. Duomenys buvo paimti 0,5 m CDK teleskopu Naujojoje Meksikoje naktį iš gegužės 16 d., Paskambinus J. Shearsui iš Didžiosios Britanijos astronomijos asociacijos „Variable Star“ skyriaus.

Būdami nykštukės nova, mes žiūrime į dvejetainę žvaigždžių sistemą, kurios pagrindinis komponentas yra baltasis nykštukas, kuris kaupia medžiagą iš pagrindinės antrinės žvaigždės sekos:

(iliustracija paimta iš NASA / CXC / M.Weiss.)

Kai masė krenta ant nykštuko, aplink jį susidaro akryto diskas, kuris yra termiškai nestabilus, sukeliantis periodinius protrūkius. „CG Dra“ sistema yra labai aktyvi.

Be protrūkių, CG Dra yra užtemęs dvejetainis failas. Antriniam komponentui skriejant aplink baltąjį nykštuką ir išplėstą akrecijos diską aplink jį, jis juos užgožia kiekvienu periodu, o tai lemia fotometriniu būdu aptinkamą užtemimą (Shears ir kt., 2008).

Trumpai tariant, CG Dra sistemą galima apibūdinti taip:

- protrūkiai maždaug kas 11 dienų.
- Dviejų tipų protrūkiai: trumpi ir ilgi.
- Trumpi protrūkiai trunka apie 4 dienas, ilgai - apie 8 dienas.
- Seklūs užtemimai maždaug kas 4 valandas, maždaug 0,16 balo gylio, 18 minučių trukmės.

Nuo 2008 m. Sistema turėjo tik keletą stebėjimų, todėl tikslas buvo patikrinti dabartinį elgesį ir pamatyti, ar vyksta kažkas naujo.

Tris valandas nuotoliniu būdu stebėjau sistemą „Johnson V“ filtre, pradedant 06:02 ir baigiant 09:04 UTC. Individualūs FITS rėmeliai buvo sukalibruoti ir apdoroti mano parašyta „MetroPSF“ fotometrijos programa. „MetroPSF“ kalibruoja vaizdus astrometriškai, suderina šaltinius su AAVSO Photometric All Sky Survey (APASS) DR9 ir VSX katalogais, identifikuoja kintamuosius, atlieka fotometriją ir generuoja ataskaitas bei šviesos kreives beveik automatiškai, kai visi nustatymai atliekami teisingai.

Gautoje šviesos kreivėje galime pamatyti a

0,2 balo kritimas, prasidedantis maždaug 59351,28 JD. Tai neatrodo tikrasis užtemimas. Labiau tikėtina, kad tai tik netaisyklingos moduliacijos akrecijos diske - žinomas šios sistemos mirgėjimas 0,15 mago, todėl tai tampa sunkiu taikiniu. Galbūt kaupimo diskas yra grumstas.

CG Dra problemos - kodėl ši nykštukų nova yra įdomi:

1) Spektroskopiniai stebėjimai, atlikti Bruch ir kt. (1997), esantis 3,5 m teleskopu Calar Alto mieste Ispanijoje, rodo, kad antrinis komponentas yra K5 ± 2 spektrinio tipo. Pagrindinės sekos žvaigždėms yra žinomi masės tipo ryšiai, leidžiantys įvertinti pagrindinės sekos žvaigždės masę, jei žinome jos tipą. Jei žinome masę, galime įvertinti jos periodą dvejetainėje sistemoje. Tipo ir masės santykis, paimtas iš Schmidt-Kaler (1982), reikštų 6 valandų CG Dra periodą, nesuderinamą su kitų pastebėtu 4 valandų periodu. Tai galima paaiškinti tuo, kad antrinio tankio tankis yra didesnis nei pagrindinės sekos žvaigždės, tačiau to niekada nebuvo pastebėta nė vienoje nykštukinėje novoje.

2) Jei CG Dra yra įprasta nykštukinė nova, pagrindinė masės žvaigždė, atitinkanti K5 ± 2 spektrinį tipą, netilptų į jos Roche skiltį. Medžiaga pradeda perduoti, kai ji perpildo Roche skiltį, o tai atrodo neįmanoma šioje situacijoje. Masinis perkėlimas ir protrūkiai neturėtų vykti!

3) Radialinio greičio matavimai K5 V antrinio spektre yra maždaug 30 kartų mažesni, nei buvo numatyta šioje sistemoje. Atrodo, kad dėl gravitacinės traukos orbitoje nėra pakankamai antrinio klibėjimo.

Bruch ir kt. (1997) teigia, kad K5 spektras iš tikrųjų gali kilti iš žvaigždės, kuri nėra CG Dra sistemos dalis. Optinis sutapimas? Įdomu būtų užfiksuoti užtemimą ir laikytis šios sistemos.

Bruchas, A., Schimpke, T., Kochsiekas, A. 1997, A & ampA, 325, 601
Schmidt-Kaler, T. 1982, Landolt-Bornstein, 2b, red. K. Schaifersas ir H. H. Voigas (Heidelbergas: Springeris)
Shears, J., Boyd, D., Brady, S., Pickard, R. JBAA, 118, 6


Antrinis minimumas

antrinis minimumas knygoje YY Herculis: Įrodymai apie iškraipytą milžiną p. 197
J. Mikołajewska, E. A. Kolotilovas, S. Yu. Šugarovas ir B. F. Judinas
DOI:.

Po kelerių metų Joelas Stebbinsas, žvaigždžių fotometrijos pradininkas, nustatė, kad yra a antrinis minimumas daug mažesnės amplitudės, įvykusios tiksliai pusiaukelėje tarp pirminių užtemimų. Tai pirmą kartą parodė, kad kompanionas buvo visai ne tamsus, o tik daug silpnesnis už A.

Be pirminio minimumo, mano šviesos kreivė rodo 0,2 dydį

. Kaip ir „Algol“ atveju, pastebimas ir numatomas minimalios šviesos laikas buvo reikšmingas skirtumas. Tikslius fotoelektrinius dydžius tinkamoms palyginimo žvaigždėms lengvai rasite šiuolaikiniuose dangaus atlasuose.

Daugelyje vietų paviršiaus turbulencija eina per parą nuo minimumo iškart po saulėtekio, ankstyvą popietę staiga pakyla iki piko, sumažėja iki

netrukus po saulėlydžio ir ankstyvą vakarą šiek tiek padidėja, prieš ryte grįžtant iki minimumo.

Užtemusių dvinarių klasė (žr. „Algol“), kurios periodai yra nuo 2 iki 5 dienų, kurių gylis

yra beveik nereikšmingas. [H76]
h ir Persei.

karštesnė, dalis pastarosios šviesos yra užblokuota, o bendras dvejetainio aparato ryškumas, žiūrint iš Žemės, laikinai sumažėja. Tai yra pagrindinis dvejetainio minimumas. Bendras ryškumas taip pat gali sumažėti, bet mažiau, kai karštesnis komponentas praeina priešais vėsesnį


Pagrindinis minimumas

Be to pagrindinis minimumas, mano šviesos kreivė rodo 0,2 balų antrinį minimumą. Kaip ir „Algol“ atveju, pastebimas ir numatomas minimalios šviesos laikas buvo reikšmingas skirtumas. Tikslius fotoelektrinius dydžius tinkamoms palyginimo žvaigždėms lengvai rasite šiuolaikiniuose dangaus atlasuose.

pagrindinis minimumas trunka šiek tiek mažiau nei 10 valandų ir vyksta kas 2,493 dienas. Žvaigždės laikotarpis pamažu didėja, be to, jis rodo keletą netaisyklingų, spontaniškų pokyčių. Sistema susideda iš dviejų žvaigždžių, judančių beveik apskritoje orbitoje.

Pastebėtos & # 946 Lyr A šviesos kreivės, išsidėsčiusios daugiau nei 40 metų, turi mažų smūgių (pvz., Asimetrija šalia pirminių ir antrinių užtemimų) arba mirguliuoja (

). Jie atspindi vidinį & # 946 Lyr A kintamumą, kuris viršija mūsų modelio galimybes.

Kai aušintuvo komponentas praeina priešais karštąjį, dalis pastarosios šviesos yra užblokuota, o bendras binarinio audinio ryškumas, žiūrint iš Žemės, laikinai sumažėja. Tai yra

Kadangi revoliucijos plokštuma yra beveik lygiagreti regėjimo linijai, žvaigždė pastebimai pritemsta, kai blausesnis komponentas praeina priešais ryškesnį komponentą arba užtemdo šviesą, ir vėl labai šiek tiek pritemsta, kai ryškesnis komponentas užtemdo blausesnį (žr. Užtemimą) )


1 Atsakymas 1

Iš šviesos kreivės galite gauti tik temperatūros santykį.

Santykinis indėlis į šviesos kreives yra $ R_ <1> ^ 2 T_ <1> ^ 4 / R_ <2> ^ 2 T_ <2> ^ 4 $. Santykiniai paviršiaus ryškumai yra $ (T_1 / T_2) ^ 4 $.

Mažiausiai pirminio užtemimo metu tam tikras pirminio plotas užtemdomas antriniu. Esant antriniam minimumui, tą patį antrinės plotą užtemdo pirminis. Todėl srautų santykis šiuose taškuose suteikia $ T_ <2> ^ 4 / T_ <1> ^ 4 $ ir taigi temperatūros santykį.

Dabar galite išreikšti bendrą šviesumą kaip $ L = 4 pi sigma R_ <1> ^ 2 T_ <1> ^ 2 kairę (1 + frac^ <2> T_ <2> ^ 4>^ 2 T_ <1> ^ <4>> dešinė) $

Bet dabar galite įvertinti skliaustą ir jei žinote, koks bolometrinis srautas yra $ f $ iš dvejetainio (ne užtemimo), tada, jei atstumas yra $ d $, kairę pusę galite pakeisti $ L = 4 pi d ^ 2 f $. Tada pertvarkysite, kad gautumėte $ T_1 $, taigi viskas bus nustatyta.

Žinoma, pirmiau supaprastinta diskusija ignoruoja galūnių patamsėjimą ir daro prielaidą, kad žvaigždės yra juodi kūnai.


Šis tyrimas yra naujo W UMa kontaktinio dvejetainio OQ Dra stebėjimas V juostos CCD. Analizei atlikti buvo gautas pirminis ir antrinis minimumai ir apskaičiuota nauja epocha. Apskaičiuotas sistemos laikotarpis buvo 0,33967 diena. Šviesos kreivės analizė buvo atlikta naudojant „Binary Maker 3“ ir PHOEBE, naudojančius naujausią „Wilson – Devinney“ kodą. Gavome fotometrinės masės santykį qptm = 0.55.

O’Connello efektas taip pat buvo pastebėtas pritaikytame modelyje. Galiausiai geriausias modelis buvo pasiektas įvedus po 2 dėmeles ant kiekvieno komponento.


5. SANTRAUKA IR APTARIMAS

Šiame darbe mes išsamiai išanalizavome W UMa sistemos KIC 9532219 šviesos kreives ir užtemimo laiką, remdamiesi aukšta kokybe Kepler duomenys nuo 3 iki 17 ketvirčio. Šių analizių rezultatus galima apibendrinti taip:

0.072 M rudai nykštukinei žvaigždei. Trečiasis kūnas labai mažai prisideda prie visos šios sistemos šviesos.

Šviesos kreivės sintezėje aptikta kartu su silpnesne žvaigžde KIC 9532228, išskiriant 4 arksekus.

Darant prielaidą, kad mes interpretuojame KIC 9532219 šviesos ir laiko variantus teisingai, KIC 9532219 būtų keturvietė sistema, susidedanti iš užtemdyto dvejetainio ir dviejų cirkuliacinių palydovų. Trečiasis ir ketvirtasis komponentai gali būti reikšmingas raktas į ultratrumpojo laikotarpio dvejetainio formavimąsi ir evoliuciją ir gali būti pagrindinis trečiosios mūsų sintezėse aptiktos šviesos šaltinis. Apribotų objektų buvimas ir atitinkamas trečiosios šviesos indėlis į sistemos šviesumą paverstų KIC 9532219 įdomiu taikiniu dinaminiams daugelio sistemų evoliuciniams tyrimams. Norint nustatyti tariamą ketvirtąjį komponentą, reikia daugybės tikslių vidurio užtemimų ateityje. Kadangi šioje sistemoje yra silpnas dvejetainis aparatas, kurio orbitos periodas yra labai trumpas, maždaug 4,8 val., 10 m klasės teleskopai, tokie kaip Keck ir GTC, padės išmatuoti jo radialinius greičius.

Mes vertiname anoniminio teisėjo kruopštų skaitymą ir vertingas pastabas. Šiame dokumente yra duomenų, surinktų Kepler misija. Kepler buvo pasirinktas 10-ąja „Discovery“ programos misija. Programos finansavimas Kepler misiją teikia NASA mokslo misijos direktoratas. Mes naudojome „Simbad“ duomenų bazę, tvarkomą CDS, Strasbūre, Prancūzijoje. Šį darbą parėmė KASI (Korėjos astronomijos ir kosmoso mokslo institutas) dotacija 2016-1-832-01.


Deannos Emery dienoraštis „Astronomija 16“

Šiame tinklaraščio įraše aptariami ir analizuojami užtemdytos mažos masės dvinarių žvaigždžių sistemos NSVS01031772 duomenys, kuriuos Harvardo universiteto astronomijos klasė pastebėjo naudodama optinį molio teleskopą. Laboratorijos tikslas yra rasti dvigubo brūkšnio spektroskopinio dvejetainio žvaigždžių mases, spindulius ir pusiau pagrindines ašis, naudojant radialinio greičio diagramos ir šviesos kreivės duomenis.

Dvejetainė žvaigždė yra dviejų žvaigždžių, kurios yra gravitaciškai susietos ir skrieja aplink bendrą masės centrą, sistema. Kai dvejetainės žvaigždės yra labai toli, jos negali būti išspręstos ir vertinamos kaip vienas taškas, tačiau, kadangi jos skrieja viena kitai, mes matome sumažėjusį ryškumą, kai jie kerta vienas kitą. Taip yra todėl, kad neišspręstas taškas, kurį matome, turi abiejų žvaigždžių ryškumą, tačiau kai vienas kerta kitą, jis blokuoja kitos žvaigždės šviesą, kaip parodyta žemiau esančioje animacijoje.

Figūra 1: Grafike parodytas ryškumo kritimas, kai viena žvaigždžių pereina kitą.
Vaizdo kreditas:
http://38.media.tumblr.com/fa98981e91a5ea5d13953d3a8086c2ac/tumblr_n0s10t9MS21rnq3cto1_500.gif
3 paveikslas: Dviejų žvaigždžių orbitos viena kitos atžvilgiu. 1 žvaigždutė pavaizduota oranžine spalva ir yra masyvesnė už 2 žvaigždutę, rodoma geltona spalva.
Dabar, norėdami išspręsti žvaigždžių spindulius, turime naudoti tranzito gylio lygtį, kuri buvo išvesta ankstesnėje problemoje, ir tranzito laiko išraišką, kurią turime išvesti. Norėdami tai padaryti, turime atsižvelgti į Stefano-Boltzmanno įstatymą (L propto R ^ 2T ^ 4 ). Iš čia galime pamatyti, kad jei temperatūra yra gana panaši, didesnės spindulio žvaigždės spindesys bus didesnis. Taigi galime daryti išvadą, kad pirminis tranzitas (tranzitas su didesniu gyliu) įvyksta tada, kai mažesnio spindulio žvaigždė praeina priešais didesnės spindulio žvaigždę, blokuodama didesnę šviesos dalį, antrinė tranzitinė (su mažesniu gyliu) tada įvyksta, kai didesnio spindulio žvaigždė praeina priešais mažesnio spindulio žvaigždę.


4 paveikslas: Mažesnės žvaigždės tranzitas per didesnę žvaigždę.

Iš 4 paveikslo matome, kad didesnės žvaigždės rėmelyje mažesnės žvaigždės greitis yra (v_1 + v_2 ) ir ji turi nuvažiuoti (2R_1 + 2R_2 ) atstumą. Tranzito laikas, (t_), pateikiama:


5 paveikslas: Punktyrinė linija atspindi šviesos kreivę, atimant mažesnės žvaigždės ryškumą. ( delta_1 ) yra pirminio tranzito gylis, o ( delta_2 ) - antrinio tranzito gylis.

Dvejetainio NSVS01031772 optiniai stebėjimai buvo atlikti naudojant molinį teleskopą, kuris yra 0,4 m DFM inžinerijos teleskopas, esantis ant Harvardo mokslo centro stogo. Molio teleskopas turi DFM filtro ratą su Beselio filtrais ir „Apogee Alta U47“ vaizdo CCD su 13 'x 13' matymo lauku. CCD yra ((1024 x 1024)) taškų, o tai reiškia, kad kiekvieno taško kampinis skersmuo yra maždaug 0,76 '. Be to, teleskopas valdomas naudojant teleskopo valdymo sistemą, taip pat gali būti valdomas naudojant „The Sky“ programinę įrangą, kuri pateikia dangaus žemėlapį su daugelio iš anksto užprogramuotų astronominių objektų koordinatėmis. Tai leidžia lengvai rasti ir nukreipti teleskopą prie konkretaus objekto. Be to, teleskopas ir kupolas turi automatinio sekimo funkcijas, kurios seka taikinį, tuo pačiu kompensuodamos Žemės sukimąsi. Norint tiksliau sekti, taip pat galima naudoti žvaigždę gidą.

6 paveikslas: Molio teleskopas
Vaizdo kreditas:
http://isites.harvard.edu/fs/docs/icb.topic207662.files/Clay_Telescope_3.jpg

Stebėjimo procesas buvo suskirstytas į grupes, kurios rinko duomenis atskirai skirtingomis dienomis nuo kovo 24 d. Iki balandžio 12 d. Aš stebėjau 2015 m. Balandžio 11 d. Naktį. Oras buvo gana giedras ir daugiausia debesuotas, temperatūra buvo ((50 ^ circ ) F), o santykinė oro drėgmė - 32%.

Mes stebėjome dvejetainį NSVS01031772 dešiniajame pakilime 13:45:35 ir deklinaciją +79: 23: 48. Vaizdai buvo paimti kaip 60 sekundžių ekspozicija R juostos filtre, nes žvaigždės buvo M tipo nykštukai, kurių temperatūra buvo pakankamai žema, kad jos skleistų žymiai raudonus bangos ilgius.

Galimą klaidą mūsų duomenyse gali sukelti nedidelis debesuotumas, šviesos tarša iš Kembridžo ir Bostono srities ir kai kurie „MaxIm DL“ programinės įrangos sunkumai, dėl kurių kai kuriomis naktimis nutrūko duomenų rinkimas.


WOODEBCAT - Medienos sąveikaujančių dvejetainių katalogų katalogas

Katalogo laukai yra žvaigždžių pavadinimo nustatymo sąrašo numeris (nurodytas originaliame kataloge 1900 m. Lygiadienį) mėlynos spalvos, esant didžiausiam šviesos pralaidumui, maksimaliam pagrindinio minimumo šviesos gyliui tuo pačiu pralaidumo juostos pralaidumo pagrindiniu mažiausiu antrinio minimumo gyliu ir jos spektro žvaigždžių spektro klasei užtemdyta esant pagrindinei šviesai ir pasirinktinai neapibrėžtumo ženklų spektrinė klasė, užtemdyta prie antrinės šviesos, naujausia patikima pirminio minimumo epocha, naujausias orbitos periodas, pirminės minimalios minimalios trukmės visumos pirminio minimalaus BD, CoD, CPD ir HD skaičiaus pakaitiniai sistemos žymėjimai ir kodai, nurodantys sistemos pobūdį.

Katalogo bibkodas

Literatūra

Kilmė

HEASARC pokyčiai

Parametrai

Wood_Num
Sąrašo numerio radimas: numeriai priskiriami katalogo tvarka, t. Y. Didėjančio dešiniojo pakilimo tvarka 1900,0 lygiadienio tvarka.

vardas
Bendrasis dvejetainės sistemos pavadinimas. Kai įmanoma, tokiu atveju gali būti naudojamas „Bayer“ arba „Flamsteed“ pavadinimas, kintamos žvaigždės žymėjimas bus įrašytas į parametrą „Alt_Names“. Tam tikrais atvejais vartojamos graikų raidžių trijų ženklų santrumpos. Kai nėra jokio kito konkretaus identifikavimo, pagal pavadinimą pagal pavadinimą numatomas dangaus dalies, kurioje yra sistema, trijų ženklų žvaigždyno pavadinimas: taigi, pavyzdžiui, jei „Doradus“ žvaigždyne vardas būtų nustatytas kaip & quotDOR & quot. Taigi, pavadinimas paprastai nėra unikalus identifikatorius šioje duomenų bazėje ir šiam tikslui turėtų būti naudojamas parametras Wood_Num (radimo sąrašo numeris).

RA
Teisingas pakilimas numatytuoju lygiadieniu: atkreipkite dėmesį, kad pradiniame šio katalogo variante tai suteikiama tik minutės tikslumu (tikslioje 1900 lygiadienio koordinačių transkripcijoje, kuri buvo naudojama originalioje versijoje, žr. Parametrą Position_1900) ).

Gruodžio mėn
Deklinacija numatytojoje lygiadienyje: atkreipkite dėmesį, kad tai suteikiama tik artimiausiu laipsniu originalioje šio katalogo versijoje (tikslioje 1900 lygiadienio koordinačių transkripcijoje, kuri buvo naudojama originalioje versijoje, žr. Parametrą Position_1900).

Pozicija_1900
Tiksli dangaus koordinačių transkripcija 1900 m. Lygiadienyje, naudojama originalioje versijoje, pvz., „1909-55“ reiškia 1900 RA 19 val. 09 min., 1900 m. Gruodžio mėn. –55 laipsnių.

LII
Dvejetainės sistemos galaktinė ilguma.

BII
Dvejetainės sistemos galaktinė platuma.

Max_Mag
Paprastai tai yra mėlyna spalva esant didžiausiai šviesai, išskyrus atvejus, kai parametre „Max_Mag_flag“ (q.v.) yra raidinis kodas, tokiu atveju tai yra didžiausios šviesos dydis nurodytoje juostoje.

„Max_Mag_Flag“
Vėliava, nurodanti maksimalų dažnių juostos greitį arba pastabos faile apie šį parametrą esančią pastabą. Jei mėlynos spalvos nėra prie didžiausios šviesos, raidinis kodas nurodo kitas juostos juostas (pvz., U ultravioletiniams spinduliams, V vaizdams, R raudoniems, tušti mėlyniems ir kt.). Dvitaškis (:) rodo neapibrėžtumą band-pass. & QuotN & quot vertė rodo, kad pastabų byloje yra atitinkama pastaba. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Prim_Min_Depth
Pirminio minimumo gylis tame pačiame dažnių juostoje, kaip ir didžiausia šviesa (Max_Mag).

„Prim_Min_Depth_Flag“
Vėliava, nurodanti juostos perėjimą kaip pagrindinį minimumą, arba pastabos faile apie šį parametrą esanti pastaba. Jei mėlynos spalvos nėra pagrindinio minimalaus dydžio, raidinis kodas nurodo kitas pralaidumo juostas (pvz., U - ultravioletiniai, V - vaizdiniai, R - raudoni, tušti - mėlyni ir kt.). Dvitaškis (:) rodo neapibrėžtumą band-pass. & QuotN & quot vertė rodo, kad pastabų byloje yra atitinkama pastaba. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Sek. Min. Gylis
Antrinės minimalios šviesos gylis tame pačiame dažnių juostoje, kaip ir didžiausios šviesos stipris (Max_Mag).

Sec_Min_Depth_Flag
Vėliava, rodanti juostos perėjimą antriniam minimumui arba pastabos faile apie šį parametrą. Jei mėlynos spalvos nėra antriniu minimumu, raidinis kodas nurodo kitas juostos juostas (pvz., U ultravioletiniams spinduliams, V vaizdams, R raudoniems, tušti mėlyniems ir kt.). Dvitaškis (:) rodo neapibrėžtumą band-pass. & QuotN & quot vertė rodo, kad pastabų byloje yra atitinkama pastaba. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

„Prim_Spect_Type“
Spektrinė žvaigždės klasė užtemo esant minimaliai šviesai. Spektrinio tipo dvitaškis (:) ir klaustukas (?) Atitinkamai nurodo neapibrėžtus ir labai neapibrėžtus tipus.

„Prim_Spect_Type_Flag“
„Quot“ nurodo pastabą apie pirminę spektro klasę pastabų byloje. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti kaip failą remarks.dat adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Sec_Spect_Type
Spektrinė žvaigždės klasė užtemsta esant antrinei minimaliai šviesai. Spektrinio tipo dvitaškis (:) ir klaustukas (?) Atitinkamai nurodo neapibrėžtus ir labai neapibrėžtus tipus.

„Sec_Spect_Type_Flag“
& QuotN & quot žymi pastabą apie antrinę spektro klasę pastabų byloje. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

„Prim_Min_Epoch“
Naujausia patikima pirminio minimumo epocha Julijaus dienos (JD) vienetais. Literatūros nuoroda pateikiama kaip pirmasis įrašas pastabų byloje. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat Tikslumas kinta, atsižvelgiant į tikslumo laipsnį, kurį reiškia reikšmingų skaičių.

„Prim_Min_Epoch_Flag“
„Quot“ nurodo pastabą apie pirminio minimumo epochą pastabų byloje. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat Dvitaškis (:) žymi neaiškią epochą.

Orbital_Period
Naujausias orbitos periodas dienomis, nebent parametre „Orbital_Period_Flag“ yra „quot“, tokiu atveju orbitinio laikotarpio vienetai yra metai. Tikslumas skiriasi, atsižvelgiant į tikslumo laipsnį, kurį reiškia reikšmingų skaičių skaičius.

Orbital_Period_Flag
& QuotN & quot žymi pastabą apie orbitos periodą, esančią pastabų byloje. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat „quot“ reiškia, kad orbitinis laikotarpis nurodomas ne dienos dvitaškis (:) nurodo neapibrėžtą orbitos periodą.

Prim_Min_Dur
Pirminio minimumo trukmė valandomis, jei nenurodyta kitaip dienomis (jei Prim_Min_Dur_Flag = & quotD & quot) arba metais (jei Prim_Min_Dur_Flag = & quotY & quot).

„Prim_Min_Dur_Flag“
Žyma, kurioje nurodytas pirminio minimumo trukmės vienetas arba neapibrėžtumo nuoroda, arba tai, kad pastabų byloje yra atitinkama pastaba. & QuotD & quot rodo, kad vienetas yra dienos, & quotY & quot, kad tai metai. Dvitaškis (:) rodo, kad trukmė yra neapibrėžta, o klaustukas (?) Rodo, kad ji yra labai neapibrėžta. & QuotN & quot reiškia, kad pastabų faile yra pastaba apie pirminio minimumo trukmę. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Visiškumas_Dur
Pirminio minimumo viso užtemimo fazės (visumos) trukmė valandomis, jei nenurodyta kitaip dienomis (jei Totality_Dur_Flag = & quotD & quot) arba metais (jei Totality_Dur_Flag = & quotY & quot).

Totality_Dur_Flag
Vėliava, kurioje nurodomas arba visumos trukmės vienetas, arba neapibrėžtumo nuoroda, arba tai, kad pastabų byloje yra atitinkamas užrašas. & QuotD & quot rodo, kad vienetas yra dienos, & quotY & quot, kad tai metai. Dvitaškis (:) rodo, kad trukmė yra neapibrėžta, o klaustukas (?) Rodo, kad ji yra labai neapibrėžta. & QuotN & quot reiškia, kad pastabų faile yra pastaba apie visumos trukmę. Šis failas nėra dabartinės duomenų bazės dalis, tačiau jį galima rasti adresu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/FTP/heasarc/dbase/misc_files/woodebcat/remarks.dat

Bd
Bonner Durchmusterung (BD) žymėjimas.

CD
„Cordoba Durchmusterung“ (CD arba CoD) žymėjimas.

Cpd
Cape Photographic Durchmusterung (CPD) žymėjimas.

HD
Henry Draper katalogo (HD) arba Henry Draper katalogo pratęsimo (HDE) numeris.

Alt_Names
Iki 4 alternatyvių sistemos žymėjimų: tai gali būti katalogų identifikatoriai ir skaičiai, kintančių žvaigždžių žymėjimai ir kt.

Pastabos
Iki 14 raidinių ir skaitmeninių kodų, nurodančių konkrečios sistemos pobūdį. Pilnas 1 raidės kodų sąrašas yra toks:

Klasė
„Browse“ klasifikacija pagal pirminės žvaigždės spektrinį tipą.


Pavadinimas: KITAUJANTI ŠVIESOS KREIVĖ IR ULTRASHORT LAIKOTARPIO LAIKOTARPIO KONTAKTINĖ BINARINĖ ŽINKELIS

KIC 9532219 yra W UMa tipo užtemimo dvejetainis kanalas, kurio orbitos periodas yra 0,1981549 dienos, kuris yra mažesnis už kontaktinių dvejetainių programų paskirstymo laikotarpio trumpalaikę ribą (~ 0,22 dienos). Keplerio sistemos šviesos kreivė rodo ryškius pokyčius tiek užtemimo gylyje, tiek šviesos maksimumuose. Taikant trečiojo kūno ir dėmės efektus, šviesos kreivės sintezė rodo, kad užtemdanti pora šiuo metu yra ribinio kontakto stadijoje, kai masės santykis yra q = 1,20, orbitos nuolydis i = 66. ° 0, temperatūros skirtumas T–T = 172 K, o trečioji l šviesa = 75,9%. Norėdami suprasti šviesos variacijas su laiku, šviesos kreivę padalijome į 312 segmentus ir analizavome juos atskirai. Rezultatai atskleidžia, kad užtemimo gylio kitimą pirmiausia lemia besikeičiantis užterštumo kiekis dėl netoliese esančios žvaigždės KIC 9532228 tarp Keplerio kvartalų ir kad kintamasis O’Connell efektas atsiranda dėl žvaigždžių taško aktyvumo mažiau masyviam pagrindiniam komponentui. Remiantis mūsų šviesos kreivės laikais, KIC 9532219 laikotarpio tyrimas rodo, kad orbitos laikotarpis buvo kitoks kaip parabolės žemyn ir šviesos kelionės laiko (LTT) efekto derinys dėl trečiojo kūno, kuris daugiau ir raquo turi laikotarpį 1196 dienų, o mažiausia masė - 0,0892 M ekscentrikos orbitoje 0,150. Paraboliniai pokyčiai gali būti maža antrosios LTT orbitos dalis dėl ketvirtojo komponento platesnėje orbitoje, o ne masės perkėlimo ar kampinio impulso praradimo. & laquo mažiau


Pusiau atskiras modelis

kur yra dalinis laikotarpio pokytis, yra masę prarandančios žvaigždės paviršiaus sluoksnio tankis kaip jos vidutinio tankio dalis, R2 yra vidutinis šios žvaigždės spindulys, x yra vertė M2 išreikštas visos sistemos mase ir s yra metinis masę prarandančios žvaigždės paviršiaus išsiplėtimo greitis. Jei pakeisime atitinkamais skaičiais, kaip antai Murad & amp Budding, rasime tipinį santykinį laikotarpio svyravimą apie

. Šios tvarkos laikotarpio pokyčius galima pastebėti klasikiniam B atvejui Algolams ankstesnėse pusiau atskiros būklės stadijose (plg. Pvz., U Cepas Kreineris, 1978). Tačiau tai žymiai didesnė už pastebėtą TT Aur vertę

(2 skyrius). Svarstydami laikotarpio kitimą, palyginti su pusiau atskira hipoteze, atkreiptume dėmesį į šiuos dalykus. i) paviršiaus išsiplėtimo greitis s yra jautri pradinės nevykėlio masės funkcija (nežinoma, bet čia manoma


Žiūrėti video įrašą: Nordstreet vebinaras #7 Kas yra pirminė ir antrinė hipotekos? (Sausis 2022).