Please use this identifier to cite or link to this item: http://hdl.handle.net/10889/12233
Title: Μελέτη διπλού συστήματος αστέρων σε υπερεπαφή με πολύ διαφορετικές μάζες με BVRcIc φωτομετρικές παρατηρήσεις
Other Titles: Study of an overcontact binary system with extreme mass ratio with BVRcIc photometric observations
Authors: Τατσιοπούλου, Σπυριδούλα
Keywords: Εκλειπτικά συστήματα
Keywords (translated): Overcontact binary systems
Extreme mass ration
W UMA systems
Abstract: Τα διπλά εκλειπτικά συστήματα παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον, γιατί μέσω της φωτομετρικής μελέτης τους μπορούν να εξαχθούν παράμετροι όπως ο λόγος των μαζών και η κλίση του επιπέδου της τροχιάς με αξιοπιστία, εφόσον υπάρχει ολική έκλειψη. Επιπλέον λόγω της γεωμετρίας τους υπάρχει η δυνατότητα προσδιορισμού των απόλυτων παραμέτρων των αστέρων μελών μέσω της ανάλυσης και της μοντελοποίησης των φωτομετρικών παρατηρήσεων. Στο πρώτο κεφάλαιο της παρούσας εργασίας παρουσιάζεται η θεωρία για τα διπλά εκλειπτικά συστήματα και το αν έχει φυσικό νόημα η ύπαρξη κατώτερου ορίου του λόγου των μαζών για συστήματα σε επαφή. Στο δεύτερο κεφάλαιο παρουσιάζεται το προφίλ του μελετούμενου συστήματος EO CVn, το οποίο κατηγοριοποιείται σε W UMa τύπου Α και περιγράφονται συνοπτικά η διαδικασία λήψης των δεδομένων στα φίλτρα B, V, Rc, Ic και η ανάλυση αυτών. Επιπλέον παρουσιάζεται η νέα αστρονομική εφημερίδα, όπως και το πώς έγινε η εύρεση αυτής. Εξηγείται πως υπολογίζονται οι χρόνοι ελαχίστου φωτός μέσω του λογισμικού Minima25c και μέσω του λογισμικού PHOEBE και με χρήση όλων των χρόνων ελαχίστου φωτός που συλλέχθηκαν κατασκευάστηκε το διάγραμμα O-C, από το οποίο υπολογίστηκε η μεταβολή της περιόδου του συστήματος EO CVn ίση με 6.1 x 10^{-7} days/year = 0.0527 sec/year. Η μεταβολή της περιόδου οφείλεται σε μεταφορά μάζας από τον δευτερεύοντα αστέρα προς τον πρωτεύοντα με ρυθμό \dot{M_1} = 0.84 x10^{-7} \frac{M_{\odot}}{year}. Στο τρίτο κεφάλαιο διερευνάται η θερμοκρασία του EO CVn μέσω διάφορων μεθόδων που περιγράφονται, όπως η χρήση φάσματος, δεικτών χρώματος B-V, J-H, εμπειρικών σχέσεων κ.α. Επίσης, παρουσιάζονται τα αποτελέσματα που λήφθηκαν από το q-i scan και του μοντέλου του EO CVn που προέκυψε στατιστικά από 200 μοντέλα που εκτελέστηκαν μέσω του Heuristic scan. Το προτεινόμενο μοντέλο χαρακτηρίζεται από q = 0.111, i = 81(1)^{o} και f = 71.2(1.2) %. Στο τέταρτο και τελευταίο κεφάλαιο δίνονται τα συμπεράσματα από την μελέτη της περιόδου του συστήματος και οι απόλυτες παράμετροί του. Τα μέλη του EO CVn έχουν μάζες M_1 = 1.18^{+0.03}_{-0.04} M_{\odot} και M_2 = 0.13^{+0.04}_{-0.04} M_{\odot}, ακτίνες R_1 = 1.382\pm 0.007 R_{\odot} και R_2 = 0.556\pm 0.003 R_{\odot}, φωτεινότητες L_1 = 2.50\pm 0.26 L_{\odot}και L_2 = 0.38\pm 0.04 L_{\odot} . Επιπλέον συγκρίνονται με τον EO CVn 67 αντικείμενα W UMa που χαρακτηρίζονται από μικρό λόγο μαζών q \leq 0.25 και μεγάλο παράγοντα πλήρωσης f \geq 50 \%. Επιπρόσθετα, προσομοιάστηκε γραμμική συνάρτηση στα διαγράμματα logM-logL και logM-logR ξεχωριστά για τα πρωτεύοντα και δευτερεύοντα μέλη από όπου εξήχθησαν στατιστικές σχέσεις με σκοπό την μελλοντική τους χρήση σε άλλα αντικείμενα. Τα αντικείμενα αυτά όπως και το σύστημα EO CVn είναι πιθανό να οδηγούνται προς συγχώνευση και δημιουργία ενός ταχέως περιστρεφόμενου αστέρα τύπου blue straggler ή FK Com όταν η τροχιακή στροφορμή του συστήματος γίνει μικρότερη από το τριπλάσιο της στροφορμής λόγω ιδιοπεριστροφής των μελών του (Jorb < 3Jspin, αστάθεια Darwin).
Abstract (translated): Eclipsing binary systems are of great interest because, through their photometric study, parameters such as mass ratio and inclination can be derived with reliability if there is a total eclipse. Moreover, due to their geometry, it is possible to determine the absolute parameters of their components by analyzing and modeling the photometric observations. In the first chapter of this thesis is presented the theory of eclipsing binary systems and whether it is natural to have a lower limit of the mass ratio for systems in contact. In the second chapter the profile of the studied system EO CVn is presented, which is a W UMa A type system and the process of obtaining data on filters B, V, Rc, Ic is briefly described as well as the analysis of them. In addition, the new astronomical ephimeris is presented, as well as how it was found. It is explained that the minimum light times are calculated by the software Minima25c and through the software PHOEBE and the diagram O-C was constructed by using all the minimum light times which are collected. From which the change of the period of EO CVn was calculated to 6.1 x 10 ^ {- 7} days / year = 0.0527 sec / year .The change in period is due to mass transfer from the secondary star to the primary star at a rate of \dot{M_1} = 0.84 \times 10 ^ {- 7} M_ {\odot}/year. In the third chapter the temperature of EO CVn is investigated through various methods which are described, such as the use of spectrum, color indicators B-V, J-H, empirical relations etc. Also the results obtained from the q-i scan and the model of EO CVn which was statistically derived from 150 iterations of 200 models executed through Heuristic scan are presented. The final model is characterized by q = 0.111, i = 81 (1) ^ {o} and f = 71.2 (1.2) % . In the fourth and final chapter are presented the conclusions from the study of the period of the system as well as its absolute parameters. The masses of primary and secondary components of EO CVn are M_1 = 1.18 ^ {+0.03} _ {- 0.04} M_ {\odot} and M_2 = 0.13 \pm 0.04 M_{\odot} respectively, their radii are R_1 = 1.382 \pm 0.007 R_ {\odot} and R_2 = 0.556 \pm 0.003 R_ {\odot} and their luminosities are L_1 = 2.50 \pm 0.26 L_{\odot} and L_2 = 0.38 \pm 0.04 L_ {\odot}. In addition, EO CVn is compared with 67 W UMa systems which are characterized by a small mass ratio q \leq 0.25 and a large fillout factor f \geq 50 \%. Additionally, a linear function was simulated in the logM-logL and logM-logR diagrams separately for the primary and secondary components from which statistical relationships were derived for the purpose of their future use in other objects. This kind of binaries are likely to be driven to merge and may evolve from the present extreme low mass ratio and high fillout stage into a rapidly rotating single star ( blue straggler, FK Com type star). This will happen when their orbital angular momentum becomes less than three times the total spin angular momentum ( Jorb < 3Jspin, instability Darwin).
Appears in Collections:Τμήμα Φυσικής (ΜΔΕ)

Files in This Item:
File Description SizeFormat 
Nemertes_Tatsiopoulou(phys).pdf3.7 MBAdobe PDFView/Open


This item is licensed under a Creative Commons License Creative Commons