导读:本文包含了过相接双星论文开题报告文献综述及选题提纲参考文献，主要关键词:相接双星,洛希瓣,子星
过相接双星论文文献综述
何家佳[1]（2007）在《过相接双星W次型现象的研究》一文中研究指出相接双星:两子星均充满洛希瓣并在洛希瓣外形成公共包层,有人也把相接双星(contact binary)称为过相接双星(overcontact binary)。相接双星系统中,两子星的间距很近,在引力和转动的作用下,系统中的两子星沿它们的质心连线被拉长,同时沿自转轴方向使得两子星变扁(由于离心力的作用),相接双星系统变成一个扁梨形结构。这种结构使得相接双星的掩食现象很容易发生,所以虽然相接双星的产生率较低,但是发现率还是相当高的。同时(本文来源于《中国天文学会2007年学术年会论文集》期刊2007-11-01）
刘亮[2]（2007）在《银河星团中过相接双星的观测与研究》一文中研究指出星团中的过相接双星是两子星均充满并溢出各自的洛希瓣且具有对流公共包层的强相互作用双星系统，在研究上比其它场过相接双星系统具更有多的优势。本文对星团及过相接双星的研究现状进行了简要综述，并对银河星团中的过相接双星进行了观测、分析和研究，取得如下结果：1．通过对银河星团中过相接双星相关量的统计研究发现，星团中过相接双星的数目与星团年龄成正比，年龄越大的星团中过相接双星频数越大。它支持过相接双星是双星的一个演化阶段的观点。2．对过相接双星变幅分布进行了分析研究。通过计算机模拟我们发现，观测到过相接双星的数目和其轨道倾角之间的关系可能是dN∝sin~2idi。在这个关系下，能很好的拟合观测结果。此外，定义了有效发光面积比R_s，它有可能成为系统是否具有其它伴星天体的参考量之一。3．通过对极其年轻的星团IC2944中的过相接双星BH Cen及NGC6383中的过相接双星V701 Sco周期变化进行分析，结果发现BH Cen的轨道周期在长期增加的基础上还迭加了一个周期为P_3=44.6年、振幅为A_3=0.0216天的周期性变化，长期增加的增加率为+1.70(±0.39)×10~(-7)天／年。而质量比为单位一的V701 Sco不存在长期变化，但是它包含一个周期为P_3=41.1年、振幅为A_3=0.0112天的小振幅周期性变化。这两个系统所存在的周期性振荡，表明它们都存在第叁天体。分析表明，过相接双星系统形成时具有较小的轨道周期以及较小的轨道角动量，可能是通过第叁天体使得中心系统的角动量发生了转移，从而中心系统能够在很短的时标内演化成过相接双星，这可能解释了为什么过相接双星能在年轻的星团中形成。同时由于第叁天体是以OB星看不见的暗伴星的形式存在，这就解释了为什么年轻星团中大多是光度很大的亮星，而很少看见光度较小的暗星的原因。4．使用云南天文台1米望远镜及附属的P11024TKB CCD系统对年轻星团M44中过相接双星TX Cnc进行了五个晚上(2003年12月30日，2004年3月16日及12月18，19日)的测光观测，得到V波段完整的光变曲线，并采用WD程序对该数据进行解轨分析，发现它是一颗相接度为24.8％的中等质量比、浅相接的过相接双星。与此同时，对它的轨道周期进行分析揭示了它的轨道周期是长期增加的(dP／dt=+5.61×10~(-8)天／年)。在这个长期变化的基础上还迭加了一个A_3=0.0026天的微弱的周期性变化，这可能表明该系统也存在着一个极暗的第叁伴星。我们还求出了它的基本物理参量：M_1=1.319±0.007M_☉，M_2=0.600±0.01M_☉；R_1=1.28±0.19R_☉，R_2=0.91±0.13R_☉。5．使用云南天文台1米望远镜及附属的PI1024TKB CCD系统对年老星团M67中的过相接双星AH Cnc进行了长达几年(2001年1月到2005年4月)的连续监测。2001年得到了B、V波段完整的光变曲线，2002年得到了V波段完整的光变曲线。通过对比这两年的观测数据，发现它的光变曲线在0.15到0.56位相之间发生了变化。再通过采用WD程序对其2001年B、V波段的数据进行解轨分析，结果显示该系统是一颗相接度为58.5％的小质量比、深度相接的过相接双星。周期分析的结果表明它的轨道周期正以+3.99(±0.14)×10~(-7)天／年的增加率长期增加。除此之外，该系统的轨道周期还存在着两个周期性变化，它们的变化周期分别为P_3=36.5年，P_4=7.75年。这可能揭示了该系统可能存在其它伴星天体。我们推导出它的基本物理参量为：M_1=1.10±0.09M_☉，M_2=0.19±0.02M_☉。(本文来源于《中国科学院研究生院（云南天文台）》期刊2007-05-01）
何家佳[3]（2005）在《过相接型密近双星W次型与A次型现象的分析研究》一文中研究指出本文首先对过相接双星的W次型和A次型现象进行简要的综述,并对如下几类用Binnendijk方法不能很好分类的特殊双星样本进行简单的介绍:(1) 光变曲线存在A次型和W次型相互转变的;(2) 很难区分是A次型还是W次型的;(3) 是A次型但是物理特征更像W次型的;(4) 光变曲线是A次型但解轨分析的结果却是W次型的,这些都表明Binnendijk按光变曲线的形状对过相接双星进行的分类是不够充分和完善的。然后对两颗过相接双星Y Sex和RZ Com进行分析,取得了以下新的结果: 1.分别在2004年3月13日和2005年1月22同用云南天文台一米望远镜对Y Sex进行观测,获得了该系统在V波段的两个极小光变曲线。观测发现该系统在2002-2004这两年内,光变曲线存在明显的变化。由观测数据得到两个光变极小时刻,并结合前人的极小时刻资料对Y Sex进行了周期分析,发现该系统的轨道周期存在双重周期变化,一个是周期T=60.2年,振幅A=0.022天的长周期变化和一个是周期T=30.1年,振幅A=0.0060天的短周期变化。周期振荡可以用系统中存在第叁天体或子星上的周期性磁活动来解释。 2.在2003年3月用兴隆观测站的85cm望远镜对RZ Corn进行观测,获得该系统V波段的光变曲线,在2004年3月又用云南天文台一米望远镜对RZ Com进行再次的观测,并获得了B、V波段的完整CCD光变曲线。观测发现在1958-2004年之间该系统的光变曲线由W次型转变为A次型,又由A次型转变为W次型,并发现该系统存在变化的O'Connell效应。由观测数据得到的极小时刻,并结合前人的极小时刻资料对RZ Com进行了周期分析,发现一个周期为T=44.8年,振幅为A=0.0058天的周期振荡迭加在过相接双星RZ Com轨道周期长期增加(dP/dt=+4.12×10~(-8)天/年)上。对2004年3月得到的B、V波段的完整光变曲线,我们用2003版的WD程序进行了解轨分析后,发现该系统是一颗充满度为f=21.6%的过相接双星。其测光质量比q=2.276与Mclean & Hilditch(1983)得到的分光质量比是一致的。结合Mclean & Hilditch(1983)根据视向速度所得的质量函数,我们计算出RZ Com的一些有关的物理量:主子星的质量M_1=1.14(±0.19)M_⊙,次子星的质量M_2=0.5±0.09M_⊙,主子星的半径R_1=1.12±0.01R_⊙,次子星的半径R_2=0.78±0.01R_⊙,以及两子星之间的距离A=2.41±0.02R_⊙。(本文来源于《中国科学院研究生院（云南天文台）》期刊2005-05-01）
过相接双星论文开题报告
（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：
星团中的过相接双星是两子星均充满并溢出各自的洛希瓣且具有对流公共包层的强相互作用双星系统，在研究上比其它场过相接双星系统具更有多的优势。本文对星团及过相接双星的研究现状进行了简要综述，并对银河星团中的过相接双星进行了观测、分析和研究，取得如下结果：1．通过对银河星团中过相接双星相关量的统计研究发现，星团中过相接双星的数目与星团年龄成正比，年龄越大的星团中过相接双星频数越大。它支持过相接双星是双星的一个演化阶段的观点。2．对过相接双星变幅分布进行了分析研究。通过计算机模拟我们发现，观测到过相接双星的数目和其轨道倾角之间的关系可能是dN∝sin~2idi。在这个关系下，能很好的拟合观测结果。此外，定义了有效发光面积比R_s，它有可能成为系统是否具有其它伴星天体的参考量之一。3．通过对极其年轻的星团IC2944中的过相接双星BH Cen及NGC6383中的过相接双星V701 Sco周期变化进行分析，结果发现BH Cen的轨道周期在长期增加的基础上还迭加了一个周期为P_3=44.6年、振幅为A_3=0.0216天的周期性变化，长期增加的增加率为+1.70(±0.39)×10~(-7)天／年。而质量比为单位一的V701 Sco不存在长期变化，但是它包含一个周期为P_3=41.1年、振幅为A_3=0.0112天的小振幅周期性变化。这两个系统所存在的周期性振荡，表明它们都存在第叁天体。分析表明，过相接双星系统形成时具有较小的轨道周期以及较小的轨道角动量，可能是通过第叁天体使得中心系统的角动量发生了转移，从而中心系统能够在很短的时标内演化成过相接双星，这可能解释了为什么过相接双星能在年轻的星团中形成。同时由于第叁天体是以OB星看不见的暗伴星的形式存在，这就解释了为什么年轻星团中大多是光度很大的亮星，而很少看见光度较小的暗星的原因。4．使用云南天文台1米望远镜及附属的P11024TKB CCD系统对年轻星团M44中过相接双星TX Cnc进行了五个晚上(2003年12月30日，2004年3月16日及12月18，19日)的测光观测，得到V波段完整的光变曲线，并采用WD程序对该数据进行解轨分析，发现它是一颗相接度为24.8％的中等质量比、浅相接的过相接双星。与此同时，对它的轨道周期进行分析揭示了它的轨道周期是长期增加的(dP／dt=+5.61×10~(-8)天／年)。在这个长期变化的基础上还迭加了一个A_3=0.0026天的微弱的周期性变化，这可能表明该系统也存在着一个极暗的第叁伴星。我们还求出了它的基本物理参量：M_1=1.319±0.007M_☉，M_2=0.600±0.01M_☉；R_1=1.28±0.19R_☉，R_2=0.91±0.13R_☉。5．使用云南天文台1米望远镜及附属的PI1024TKB CCD系统对年老星团M67中的过相接双星AH Cnc进行了长达几年(2001年1月到2005年4月)的连续监测。2001年得到了B、V波段完整的光变曲线，2002年得到了V波段完整的光变曲线。通过对比这两年的观测数据，发现它的光变曲线在0.15到0.56位相之间发生了变化。再通过采用WD程序对其2001年B、V波段的数据进行解轨分析，结果显示该系统是一颗相接度为58.5％的小质量比、深度相接的过相接双星。周期分析的结果表明它的轨道周期正以+3.99(±0.14)×10~(-7)天／年的增加率长期增加。除此之外，该系统的轨道周期还存在着两个周期性变化，它们的变化周期分别为P_3=36.5年，P_4=7.75年。这可能揭示了该系统可能存在其它伴星天体。我们推导出它的基本物理参量为：M_1=1.10±0.09M_☉，M_2=0.19±0.02M_☉。
（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。
过相接双星论文参考文献
[1].何家佳.过相接双星W次型现象的研究[C].中国天文学会2007年学术年会论文集.2007
[2].刘亮.银河星团中过相接双星的观测与研究[D].中国科学院研究生院（云南天文台）.2007
[3].何家佳.过相接型密近双星W次型与A次型现象的分析研究[D].中国科学院研究生院（云南天文台）.2005