一、在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星（论文文献综述）
李临甲[1]（2015）在《利用脉动指针探测短周期脉动变星伴星及相关演化探讨》文中提出本文的研究对象为短周期脉动变星,包括天琴座RR型星、盾牌座δ型星以及凤凰座SX型星;研究内容则是利用脉动变星本身的脉动作为探测指针来寻找脉动变星的伴星。本文首先将天琴座RR型星作为主要对象,对该领域的研究内容进行了简要综述,包括其数量和分布、作为标准烛光的特性、奥斯特霍夫星群、脉动周期的长期变化以及Blazhko效应等内容;并针对其在观测上极少被发现处于双星系统中进行了探讨。同时,本文还就凤凰座SX型星的物理及演化特性进行了介绍。通过利用Kepler空间望远镜、地面巡天项目以及国内的一些小口径望远镜的测光观测数据,我们采用O-C分析以及其它相应分析方法在对探测短周期脉动变星的伴星方面取得以下研究成果。1、利用Kepler卫星的高精度不间断的,持续大约1470天的Long candence测光数据,在经过谨慎地O-C分析和论证后,我们在21颗非Blazhko RRab变星中发现两颗星FN Lyr和V894 Cyg是存在着小质量的伴星天体的。经过计算,伴星的质量函数分别为f（M）=（3.94±0.82）×10-6和（2.01±0.22）×10-4M⊙。当假设系统轨道倾角是随机分布时,这两个伴星是亚恒星天体（褐矮星或大质量行星）的概率分别是89.4%和59.4%。当轨道倾角为90度时,伴星与脉动主星的最小距离分别是1.03和0.50 AU。此外,它们的轨道周期分别为794.8和1084.4天。将这些轨道参数与含B型亚矮星的双星轨道参数比较,有迹象表明不同的水平分支星是有着不同的演化历史的,而且伴星在其中起着比较重要的影响。此外,我们还就两颗星的脉动周期的长期变化进行了讨论。根据我们的工作,含天琴座RR型星的双星并不是罕见的,至少是在成员天体相距较远的双星中。2、在对剩余的19颗非Blazhko RRab型星的研究中,我们发现其中一些目标的O-C数据可以用抛物线成分来描述,表明其脉动周期存在着线性变化。但是经过分析,其脉动周期变化率的绝对值要大于由演化导致的变化率。同时考虑到Kepler空间望远镜的观测时长较短,只有4年左右,因此得到的周期变化率不能真实反映其脉动周期的长期变化性质。我们认为这些变化可能为周期更长的周期性变化成分的一部分,因此还需要对这些目标进行持续地跟踪观测。此外,还有一些目标的O-C图表现出准周期性或不规则变化,表明了影响脉动周期变化的机制的复杂性。3、在通过收集地面巡天WASP项目数据和利用国内小口径望远镜观测得到多个光度极大时刻,并收集了1961到2013年间所有光度计算时刻数据后,我们采用O-C分析方法,分析了大变幅盾牌座δ型星SZ Lyn的脉动周期及轨道参数;确认了SZ Lyn所在的恒星系统存在着一个1.15±0.25度/年的轨道进动;并通过分析得出脉动主星SZ Lyn的伴星其实是一个密近双星,并且双星就是导致进动的原因。因此SZ Lyn所在的系统其实是一个三星系统。我们还采用依巴谷卫星（Hipparcos）天体测量数据对SZ Lyn进行了天体测量,结果得出SZ Lyn所在的系统轨道倾角为39.5±17.7度,三角视差为2.61±0.98毫角秒（对应的距离为380±140 pc）。此外,我们重新分析了由Bardin&Imbert（1984）[18]给出的SZ Lyn的平均视向速度值,并注意到其在经过开普勒轨道拟合后的残差中还存在一个弱的周期性变化成分。我们认为未来需要高精度的分光观测来确认这一变化成分。4、我们对脉动周期为0.05875天的大变幅凤凰座SX型星DW Psc进行了观测和周期分析后,在其O-C图中发现清晰的严格周期性变化成分,周期为6.08年,O-C值变化振幅为0.0066天。而这一成分可以由光时轨道效应来解释,这便意味着DW Psc是在双星系统中的。通过偏心轨道拟合以及计算,我们得到双星的轨道偏心率为0.4,伴星的质量下限为0.45±0.03 M⊙,两子星的距离为2.7±0.3 AU。经过讨论,我们认为伴星的存在对DW Psc这类星族II的凤凰座SX型星的起源和未来演化有着重要的影响。而我们的对DW Psc的伴星探测工作也使得它变成一个非常有趣并值得深入研究的目标。
药新雨[2]（2015）在《TNT巡天观测中的变星测光数据分析和研究》文中研究表明清华大学-国家天文台瞬变源巡天（TNTS）是一个预期执行4年以发现极早超新星为核心目标的项目,大约每隔3至4天对2000平方度的天区扫描一次。同时,这个大天区多次巡天样本为我们去探测变源提供了一个很好的样本,有助于我们去探测诸如变星、活动星系核和类星体等的天文现象。我在硕士期间的主要工作是利用其中600个天区（大约1300平方度）的数据寻找周期性变星。测光数据（无滤波片）是由位于国家天文台兴隆观测站0.6米施密特望远镜所获取的。借助它较短时间的观测间隔和大面积的天区,根据变化指数Js和相位图的辨认,我们一共探测到亮于18等、振幅大于0.1个星等的周期性变星1237颗,周期从0.1天到500天不等,其中有299颗属于新发现的变星。这些变星中,天琴RR型变星有661颗,双星有431颗,半规则脉动星72颗,Mira星29颗和其它类型的半星。我们根据相位图发现有14颗天琴RR型变星存在Blazhko效应,67颗双星存在0’Connell效应。对于这些源的后续观测有助于探究其性质。由于天琴RR变星的周期和振幅依赖于其化学组成,从它们的测光数据中可以推断出其金属性随着到银盘垂直距离的分布。我们发现接近银盘的区域内其金属性分布比较弥散（-3.0<[Fe/H]<0）,但是在较远距离其分布集中于[Fe/H]～-1.7左右。这种变化可能是由于银河系晕中来自球状星团的天琴RR型变星具有不同的金属性和垂直距离,例如OoⅠ型和OoII型,银河系晕双重成分模型等。
李凯[3]（2013）在《球状星团中密近双星的分析及研究》文中认为球状星团是由几万至几百万颗恒星通过引力作用紧密束缚在一起的恒星集团。球状星团的高密度，低金属丰度及成员星具有大致相同的距离模数等，为我们的研究工作提供了天然的实验室。由于观测上的限制，球状星团中密近双星的研究工作近几年才开始兴起，本文搜集球状星团中密近双星的观测资料并进行了分析，为了与场星中的密近双星作比较，还研究了三颗场密近双星，具体研究成果如下：1.通过对球状星团半人马座ω中四颗EA型密近双星（V211、 V239、NV358和NV364）光变曲线的研究，我们发现V211和V239是两颗典型的Algol型双星，同时还是蓝离散星，而且都形成于次星到主星的物质转移，由于这两颗双星处于星团的外围区域，是对球状星团外围区域的蓝离散星形成于物质转移理论很好的证实。NV358与NV364是两颗分离双星，同时是两颗第二代形成的双星，这是对半人马座ω多星族成员很好的证实，它们也处于星团的外围区域，而非中心区域，所以半人马座ω很有可能起初是一个有核的矮星系，之后被银河系的潮汐引力彻底破坏后所残留的星系核。2.我们用WD程序对球状星团NGC6397中的两颗双星V7和V8的光变曲线进行了分析，结果表明这两颗双星都是相接双星，V7是一颗相接度为2.7%的W次型浅度相接双星，V8是一颗质量比极小（q=0.159），相接度为46.1%的A次型中度相接双星。同时，我们还对这两颗双星的轨道周期进行了分析，这是首次对球状星团中的相接双星进行周期分析，发现它们的周期都是长期增加的。V7周期的长期增加率为dP/dt=4.071（14）×10-8days yr-1，V8周期的长期增加率为dP/dt=2.569（2）×10-7days yr-1。伴随着V7周期的长期增加，根据热弛豫震荡理论它将从当前的浅度相接状态演化到相接度更低的状态，最后它的相接状态可能破坏。随着周期的长期增加，V8的质量比会随之减小，当它的轨道角动量小于它的自旋角动量的三倍时它将最终并合成一颗快速自转的单星。V8不仅是一颗相接双星，同时它还是一颗蓝离散星双星的候选体，它的双重身份使它对理解蓝离散星形成于双星间的物质转移发挥了重要的作用。3.基于球状星团M54中两颗双星V134和V144光变曲线的研究，我们得到V134是一颗中等质量比（q=0.530），相接度为50.6%的深度相接双星；V144是一颗极端小质量比（q=0.160）浅度相接双星（f=19.5%），并且它们的光变曲线都展示出很强的O’Connell效应。这两颗双星非常特别，它们两子星的表面重力加速度完全不同于主序星，而是与亚巨星支恒星一致，这样的相接双星非常少见。这两颗双星在M54的颜色-星等图上位于蓝离散星区，同时它们还是星团可能的成员星，因此这两颗双星是蓝离散星双星的候选体，并且有可能形成于双星间的物质转移。4.场星中三颗密近双星的研究。1)通过HV Aqr的VRI多波段光变曲线与轨道周期的分析，我们得到HV Aqr是一颗小质量比深度相接双星，同时它的周期是长期减小的，减小率为dP/dt=8.84（±0.18）×10-8days yr-1，周期的长期减小很有可能是由主星至次星的物质转移同轨道角动量损失共同作用的结果。2)EQ Tau是一颗类太阳G型双星，通过研究它的五组光变曲线得到它是一颗质量比为0.442的浅度相接双星，同时它的主星有很强的磁活动。我们还分析了EQ Tau的轨道周期变化，得到它的轨道周期在长期减小的基础上叠加了一个周期性振荡。EQ Tau磁活动的周期性变化不能很好的解释轨道周期中的周期性振荡，并且，2010年观测的光变曲线很有可能存在类似transit的事件，所以，轨道周期中存在的周期性振荡可能是由第三天体的光时轨道效应引起的。3)W UMa型双星UZ CMi一直是一颗被忽视的天体，我们对它进行了首次测光研究和轨道周期分析。结果表明它是一颗相接双星，相接度为38.4%，质量比为0.452。它的周期在长期增加的基础上叠加了一个周期性振荡成分，我们认为周期中的周期性振荡成分是由第三天体的光时轨道效应引起的。
初毓桦[4]（1977）在《热超短周期造父变星的共性》文中研究说明热超短周期造父变星的周期≤0.d1、变幅≥0.m2、光谱型为A.在银河系中呈延仲球状分布;在银晕星族的球状星团和年老盘族的运动星群中都有.在色星等图上,处于造父不稳定带的左外侧而温度较高,故简称热造父变星.球状星团中超短周期造父变星现知五颗.三颗是热造父变星:半人马ω的V65星（Mv=+0.m82）,M56的V11星（Mv=+0.m10）和M15的K1082星（Mv=0.m09）。它们在色星等图上的位置紧邻,亮度和天琴RR型星相近,但色均较蓝.它们都处在银河系中呈延伸球状分布的贫金属星团中.银河系中已知超短周期造父变星的周期变幅图上,有可用0.m2简示的变幅分布隙,和两条周期分布隙.其中变幅≥0.m2、周期≤ 0.d1的-群共九颗,是银河系一般星场的热造父变星.其银纬分布除一颗是b=+10°44′外,余均为|h|>20°.这九颗中的两颗是年老盘族的运动星群的成员,-颗具有空间速度高和金属线强度ΔS≥2的星族Ⅱ星的特点.
初毓桦[5]（1977）在《在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星》文中研究说明 作者前曾怀疑球状星团NGC7078（M15）的屈斯特纳（Küstner,F. ）星表K1082星是变星,便对我台于1956—1957年间拍摄的M15底片52张上的该星进行了光度测量。并于1975年拍摄了几张底片进行了复核,认为这是一颗新类型的变星——热超短周期造父变星。若以M15的中心为α=21h27m.6,δ=+11°57′（1950.0）,则K1082
初毓桦[6]（1976）在《在球状星团M15内发现的一颗新型变星——热超短周期造父变星》文中指出球状星团M15里的K1082星,是一颗新型的变星。这颗变星的周期是0d.087004,变幅约为0.2等。它的光变曲线具有缓长的上升段和快陡的下降段。它的B-V色指数约为+0.10.其在颜色星等图上的位置,处在盾牌座δ型星的热边界的左外。它可能属于人们正在探寻讨论中的星族Ⅱ超短周期造父变星的一个次型,我们暂称之为热超短周期造父变星。
二、在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星（论文提纲范文）
（1）利用脉动指针探测短周期脉动变星伴星及相关演化探讨（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一部分 综述部分：短周期脉动变星和相关分析方法及意义的介绍 |
| 第一章 短周期脉动变星 |
| 1.1 天琴座RR型星 |
| 1.1.1 天琴座RR型星的数量与分布 |
| 1.1.2 作为标准烛光的天琴座RR型星 |
| 1.1.3 奥斯特霍夫星群 |
| 1.1.4 脉动周期的长期变化 |
| 1.1.5 Blazhko效应 |
| 1.1.6 天琴座RR型星的伴星研究 |
| 1.1.7 天琴座RRd型星 |
| 1.2 其它短周期脉动变星 |
| 1.2.1 盾牌座δ型星及相关天体 |
| 1.2.2 凤凰座SX型星 |
| 第二章 研究分析方法 |
| 2.1 频谱分析方法（傅里叶分析方法） |
| 2.2 O-C分析方法 |
| 2.3 天体测量方法 |
| 第三章 探测研究脉动变星的伴星的意义 |
| 第二部分 工作部分: 短周期脉动变星的伴星探测及相关演化探讨 |
| 第四章 Kepler空间望远镜视场中的天琴座RR型星 |
| 4.1 Kepler数据的处理及分析 |
| 4.2 FN Lyr和V894 Cyg的脉动周期及伴星分析 |
| 4.2.1 FN Lyr和V894 Cyg的O-C分析 |
| 4.2.2 讨论和结论 |
| 4.3 Kepler视场中其它非Blazhko RRab型星的脉动周期分析 |
| 第五章 大变幅盾牌座δ型星SZ Lyn的脉动周期及轨道分析 |
| 5.1 介绍 |
| 5.2 对SZ Lyn的测光观测及数据收集 |
| 5.3 O-C分析及讨论 |
| 5.4 依巴谷卫星的观测及天体测量 |
| 5.5 讨论 |
| 5.6 总结 |
| 第六章 凤凰座SX型星DW Psc的脉动周期变化分析 |
| 6.1 介绍 |
| 6.2 对DW Psc的测光观测 |
| 6.3 对DW Psc的O-C分析 |
| 6.4 讨论和总结 |
| 第七章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 简历 |
| 致谢 |
（2）TNT巡天观测中的变星测光数据分析和研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 第二章 测光介绍 |
| 第三章 数据处理软件 |
| 3.1 SExtractor |
| 3.2 Swift Reduction Package |
| 3.3 VARTOOLS |
| 3.4 Phase Dispersion Minimization (PDM) |
| 第四章 变星 |
| 4.1 变星的介绍 |
| 4.2 变星的分类 |
| 4.3 脉动变星 |
| 4.3.1 天琴RR型变星 |
| 4.3.2 Mira变星 |
| 4.3.3 半规则变化变星 |
| 4.4 掩食双星 |
| 第五章 观测和数据处理 |
| 5.1 TNT巡天介绍 |
| 5.2. 光变曲线的生成 |
| 5.2.1 星等修正 |
| 5.2.2 对星等误差的修正 |
| 第六章 TNTS中的变星 |
| 6.1 搜寻变星 |
| 6.2 变星的分类 |
| 6.2.1 天琴RR型变星 |
| 6.2.2 掩食双星 |
| 6.2.3 其它类型的变星 |
| 第七章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 附录1 TNTS变星星表 |
| 附录2 TNTS变星相位图与部分星的光变图 |
| 致谢 |
| 个人简历 |
| 在学期间的研究成果 |
（3）球状星团中密近双星的分析及研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 序言 |
| 第一章 球状星团及其中密近双星的研究现状 |
| 1.1 球状星团的研究现状 |
| 1.1.1 球状星团简介 |
| 1.1.2 球状星团中的变星概况 |
| 1.2 球状星团中密近双星的研究现状 |
| 第二章 球状星团半人马座ω中四颗EA型双星的测光研究 |
| 2.1 球状星团中第二代形成的双星的发现 |
| 2.1.1 NV364 ω Cen –球状星团中发现的第一颗第二代形成的双星 |
| 2.1.2 NV358 ω Cen –球状星团中发现的另一颗第二代形成的双星 |
| 2.1.3 小结 |
| 2.2 半人马座ω中发现的两颗蓝离散星双星 |
| 第三章 球状星团NGC 6397中两颗处于不同演化阶段的相接双星的研究 |
| 3.1 球状星团NGC 6397简介 |
| 3.2 球状星团NGC6397中V7和V8两颗双星的测光分析与周期研究 |
| 3.2.1 数据与测光分析 |
| 3.2.2 V7和V8的周期研究 |
| 3.2.3 绝对物理参量的估算 |
| 3.3 小结 |
| 第四章 球状星团M54中两颗与众不同的相接双星的研究 |
| 4.1 球状星团M54简介 |
| 4.2 球状星团M54中V134与V144两颗双星的测光分析 |
| 4.3 小结 |
| 第五章 场星中密近双星的研究 |
| 5.1 相接双星HV Aqr多波段光变曲线与周期变化的研究 |
| 5.1.1 HV Aqr简介 |
| 5.1.2 HV Aqr新的CCD测光观测 |
| 5.1.3 W-D程序对光变曲线的分析 |
| 5.1.4 HV Aqr的周期分析 |
| 5.1.5 小结 |
| 5.2 EQ Tau：三体的磁活动强烈的相接双星 |
| 5.2.1 EQ Tau简介 |
| 5.2.2 新的CCD测光观测与光变曲线变化 |
| 5.2.3 EQ Tau的周期变化分析 |
| 5.2.4 EQ Tau光变曲线分析 |
| 5.2.5 结果与讨论 |
| 5.3 W UMa型双星UZ CMi首次的测光研究 |
| 5.3.1 UZ CMi简介 |
| 5.3.2 光电和CCD观测 |
| 5.3.3 O-C曲线的变化 |
| 5.3.4 用W-D程序进行测光分析 |
| 5.3.5 讨论与结果 |
| 结论与展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
四、在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星（论文参考文献）
- [1]利用脉动指针探测短周期脉动变星伴星及相关演化探讨[D]. 李临甲. 中国科学院研究生院(云南天文台), 2015(01)
- [2]TNT巡天观测中的变星测光数据分析和研究[D]. 药新雨. 青海师范大学, 2015(08)
- [3]球状星团中密近双星的分析及研究[D]. 李凯. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2013(05)
- [4]热超短周期造父变星的共性[J]. 初毓桦. 天文学报, 1977(02)
- [5]在球状星团M15中发现的一颗新类型变星——热超短周期造父变星[J]. 初毓桦. 科学通报, 1977(01)
- [6]在球状星团M15内发现的一颗新型变星——热超短周期造父变星[J]. 初毓桦. 天文学报, 1976(02)