2001년 3월부터 5월까지 총 11일간 소백산천문대의 61cm 망원경과 VR 필터를 사용하여 근접촉쌍성 AX Dra의 광도곡선을 완성하였다. 우리의 관측으로부터 7개(주극심 3개, 부극심 4개)의 새로운 극심시각과 최근의 관측자료에 맞는 광도요소를 결정하였다. Wilson-Devinney 쌍성모델과 q-search방법을 이용하여, 우리의 VR광도곡선을 다양한 로쉬모형과 질량비에 대하여 분석하였다. 그 결과, 우리는 식쌍성 AX Dra가 분리형이거나 반성은 로쉬로브를 채우고 주성은 거의 채운 준분리형인 FO Vir형 근접촉쌍성계임을 알아내었다. 또한, FO Vir형 근접촉쌍성계의 통계적인 연구(Shaw 1994)와 달리, 우리의 VR광도곡선은 모두 같은 형태의 O'Connell효과를 보이고 있으며 그 크기는 약 $0^{m}.008$정도이다.
2001년 3월부터 5월까지 총 11일간 소백산천문대의 61cm 망원경과 VR 필터를 사용하여 근접촉쌍성 AX Dra의 광도곡선을 완성하였다. 우리의 관측으로부터 7개(주극심 3개, 부극심 4개)의 새로운 극심시각과 최근의 관측자료에 맞는 광도요소를 결정하였다. Wilson-Devinney 쌍성모델과 q-search방법을 이용하여, 우리의 VR광도곡선을 다양한 로쉬모형과 질량비에 대하여 분석하였다. 그 결과, 우리는 식쌍성 AX Dra가 분리형이거나 반성은 로쉬로브를 채우고 주성은 거의 채운 준분리형인 FO Vir형 근접촉쌍성계임을 알아내었다. 또한, FO Vir형 근접촉쌍성계의 통계적인 연구(Shaw 1994)와 달리, 우리의 VR광도곡선은 모두 같은 형태의 O'Connell효과를 보이고 있으며 그 크기는 약 $0^{m}.008$정도이다.
We completed the light curves of near-contact binary system AX Dra for 11 nights from March 2001 to May using the 61-cm reflector and VR filters at Sobaeksan Optical Astronomy Observatory. From our observations, seven new times of minimum light (three timings to. primary eclipse, four. for. secondar...
We completed the light curves of near-contact binary system AX Dra for 11 nights from March 2001 to May using the 61-cm reflector and VR filters at Sobaeksan Optical Astronomy Observatory. From our observations, seven new times of minimum light (three timings to. primary eclipse, four. for. secondary) and the light elements consistent with recent observations were determined. Using the Wilson-Devinney binary code and the q-search method, we analyzed our VR light curves for various Roche configurations and mass ratios. As the results, we found the eclipsing binary AX Dra to be the FO Vir-type near-contact binary system interpreted as a detached or a semi-detached system, with the secondary filling its Roche lobe and the primary almost. Unlike the statistical study(Shaw 1994) of the FO Vir-type near-contact binary system, our VR light curves showed the O'Connell effect of all the same type and it's dimensions was about $0^{m}.008$.
We completed the light curves of near-contact binary system AX Dra for 11 nights from March 2001 to May using the 61-cm reflector and VR filters at Sobaeksan Optical Astronomy Observatory. From our observations, seven new times of minimum light (three timings to. primary eclipse, four. for. secondary) and the light elements consistent with recent observations were determined. Using the Wilson-Devinney binary code and the q-search method, we analyzed our VR light curves for various Roche configurations and mass ratios. As the results, we found the eclipsing binary AX Dra to be the FO Vir-type near-contact binary system interpreted as a detached or a semi-detached system, with the secondary filling its Roche lobe and the primary almost. Unlike the statistical study(Shaw 1994) of the FO Vir-type near-contact binary system, our VR light curves showed the O'Connell effect of all the same type and it's dimensions was about $0^{m}.008$.
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문제 정의
및 기하학적 요소들뿐만 아니라 정확한 로쉬모형이 알려져 있지 않다. 따라서, 이 연구에서는 CCD 측광관측에 의해 새롭게 얻은 AX Dra의 광도곡선을 분석하여 이 쌍성계에 풀리지 않고 남아있는 로쉬모형과 측광학적 특징을 알아보고자 한다.
가설 설정
서론에서 기술하였듯이, 이 쌍성 계는근접촉쌍성계로 분류하고 있으나, 정확한 로쉬모형은 알려져 있지 않다. 따라서, 우리는 AX Dra의정확한 로쉬모형을 밝히는 것이 이 연구의 중요한 논점이므로, 이를 검증하기 위해 이 쌍성계의 두성분 모두 등포텐셜면을 채우지 않은 경우(Mode 2, Wilson & Biermann 1976), 주성 이 채우고 있는경우(Mode 4), 반성이 채우고 있는 경우(Mode 5), 그리고 두 성분 모두가 채우고 있는 경우(Mode 3)로 가정하여 광도곡선을 분석하였다.
008정도 밝은 O, Connell 효과를 보인다. 이 연구에서는 이 효과의 원인을 항성 표면에서의 흑점활동에 의해 일어난다고 가정하여 광도곡선을 재분석하였다. 이때, AXDra 표면에서의 흑점 활동은 두 가지 원인에 의해 일어날 수 있다.
주성의 온도는 Zhai et (1989)의 분광형 F1 를 이용하여 Popper(1980)의 표로부터 결정한 7050K를 사용하였고, 주연감광계수는 Van Hamme(1993)의 표를 보간하여 결정한 비선형 로그함수를 사용하였다. 중력감광지수와 반사율은 주성과 반성이 각각 복사대기와 대류대기에 의해 이루어졌다고 가정하여 중력 감광지수(gi=L0, g2=0.32)와 반사율(41=1.0, 42=0.5)을 이론값에 의해 고정인 자로 사용하였다.
제안 방법
AX Dra의 광도곡선을 분석하기 위하여 관측점들을 각 필터별로 식부분은 위상 0.01 간격으로, 그 이외의 부분은 0.02 간격으로 각각 70점의 대표점을 표 3과 같이 구하였다. 이때, 위상 0.
따라서, 우리는 AX Dra의 새로운 CCD 광도곡선의 분석을 통하여 이 쌍성계에 풀리지 않고 남아있는 로쉬모형과 측광해를 산출하였다.
첫 번째는 이 쌍성계가 반성이 로쉬로브를 채운 준 분리형 쌍성계로 해석할 수 있기 때문에, 반성에서 주성으로의 질량이동에 따른 마찰과 충격에 의해 주성 표면 위에 hot spot가 존재하는 경우이고, 두 번째는 대류대 기를 가진 반성 표면 위 에서의 cool spot가 있는 경우이다. 따라서, 우리는 두 가지 경우에 대하여 광도곡선을 분석하였고, 그 결과를 표 4의 4번째와 5번째 열에 제시하였다. 그러나, 우리의 광도곡선 분석결과 두 경우 모두 관측된 광도곡선을 거의 같은 수준으로 만족시키고 있어 두 흑점모델 중에서 어느 모델이 관측치를 보다 잘 나타내는지 구별할 수는 없었다.
019이다. 우리는 AX Dra의 측광관측으로부터 각 필터 별로 극심 시 각을 Kwee & van Woerden(1956)의 방법으로 산출한 후, 각 필터 별 극심시각을 가중 평균하여 총 7개(주극심 3개, 부극심 4개)의 새로운 극심시각을 표 1에 수록한 바와 같이결정하였다. 이 연구에서는 최근의 관측자료에 맞는 새로운 광도요소를 구하기 위하여 HJD2449810 이후에 관측된 광전과 CCD 극심시각들을 이용하여 최소제곱법으로
우선, 이 연구에서는 WD 쌍성모델과 q-search 방법에 의해 다양한 로쉬모형과 질량비에 대하 여광도 곡선을 분석하였다. 그 결과, 우리는 식쌍성 AXDra가분리형 혹은 반성이 로쉬로브를 채운 준 분리형을 만족하는 FO Vir형 근접촉쌍성 임을 알 수 있었다.
이 연구에서는 q-search 방법에 의해 산출한 질량비를 조정인자에 포함하고 모든 관측점을 사용하여 Mode 2과 Mode 5에 대하여 광도곡선을 분석하였고, 그 결과를 각각 표 4의 두 번째와 세 번째 열에 수록하였다. 이 표에서 보듯이, AX Drae 분리형이거나, 반성이 로쉬로브를 채운 준 분리형을 만족하는 FO Vir형 근접촉쌍성계임을 알 수 있다.
대상 데이터
AX Dra의 CCD 측광관측을 2001년 3월부터 5월까지 총 11 일간 소백산천문대의 61cm 망원경에액체질소로 냉각되는 PM512 CCD 카메라를 부착하여 수행하였다. 이때 사용한 필터는 Johnson 측광계와 근사한 유효파장을 보이는 VR 필터 이고, AX Dra의 측광관측에 사용된 비교성은 GSC04168- 00570(TYC4168-570-l, V=l0m.
V1010 Oph형은 질 량이 큰 주성이 로쉬로브를 채우는 준분리 형 쌍성 계로 광도곡선에서 O'Connell 효과를 보이는 반면에, FO Vir형은 질량이 작은 반성이 로쉬로브를 채우고 이 효과를 거의 보이지 않는 근접촉쌍성계이다. 우리는 쌍성의 진화과정을 이해하는데 있어서 중요한 연결고리 역할을 하는 근접촉쌍성 중에서신뢰할만한 광도곡선뿐만 아니라 정확한 로쉬모형이 알려져 있지 않고, 단지 Shaw(1994)에 의해 근접촉쌍성으로 제시된 AXDra(BV40, V=l0m.9)을 우리의 연구대상으로 선정하였다. AX Dra는 Kip- penhahn(1955)에 의해 변광 의 심 천체로 발견된 이후로 사진과 광전관측이 수행되었다.
l4)이다. 우리의 관측으로 총 1856점(V: 929점, R-. 927점)의 원시자료를 얻 었고, 모든 관측자료는 HJD 대 Amag(변광성-비교성)으로 환산되었다. 각 관측치의 확률오차(probable errors)는 V와 R 필터 에서 각각 .
이론/모형
질량비를 알 수 없다. 따라서, 이 연구에서는 q-search 방법 (Leung et al. 1985)을 이용하여 가중치 제곱합 Swi(Oi - G)2(이하 W로 약함)이 가장 작은 질량비를 광도곡선 분석의 초기값으로 산출하였다. 그 결과, 두 성분 모두 로쉬로브를 채우고 있지 않은 Mode 2와 반성만이 채운 Mode 5의 경우는 질량비가 0.
표 3에서 Wt는 각각의 대표점을 계산하기 위해서 사용된 관측점의 개수이다. 작성된 대표점 광도곡선을 이용하여 AXDra의 측광해를 산출하기 위하여 Wilson-Devinney 쌍성모델(Wilson & Devirmey 1971, Wilson 1993, 이하 WD라 약함)을 사용하였다. 서론에서 기술하였듯이, 이 쌍성 계는근접촉쌍성계로 분류하고 있으나, 정확한 로쉬모형은 알려져 있지 않다.
주성의 온도는 Zhai et (1989)의 분광형 F1 를 이용하여 Popper(1980)의 표로부터 결정한 7050K를 사용하였고, 주연감광계수는 Van Hamme(1993)의 표를 보간하여 결정한 비선형 로그함수를 사용하였다. 중력감광지수와 반사율은 주성과 반성이 각각 복사대기와 대류대기에 의해 이루어졌다고 가정하여 중력 감광지수(gi=L0, g2=0.
성능/효과
1985)을 이용하여 가중치 제곱합 Swi(Oi - G)2(이하 W로 약함)이 가장 작은 질량비를 광도곡선 분석의 초기값으로 산출하였다. 그 결과, 두 성분 모두 로쉬로브를 채우고 있지 않은 Mode 2와 반성만이 채운 Mode 5의 경우는 질량비가 0.74-0.79 범위에서 만족스러운 해를 나타낸다. 그러나, 두 성분 모두 로쉬로브를 채운 Mode 3과 주성만이 채운 Mode 4의 경우에는 광도곡선을 만족하는 질량비를 찾을 수가 없었고, 분리형 쌍성계나 반성이 로쉬로브를 채우는 준분리형 쌍성계로 수렴하는 오류가 발생하였다.
분석하였다. 그 결과, 우리는 식쌍성 AXDra가분리형 혹은 반성이 로쉬로브를 채운 준 분리형을 만족하는 FO Vir형 근접촉쌍성 임을 알 수 있었다. 그러나, 분리형 쌍성모델인 경우 반성 이로쉬로브를 거의 채우기 때문에, 우리는 AX Dra의 로쉬모형이 분리형보다는 준분리형으로 해석하는 것이 더 타당하다고 생각한다.
수록하였다. 이 표에서 보듯이, AX Drae 분리형이거나, 반성이 로쉬로브를 채운 준 분리형을 만족하는 FO Vir형 근접촉쌍성계임을 알 수 있다. 그러나, 분리형 모델인 경우, 반성이 로쉬로브를 약 99.
참고문헌 (6)
10.1086/113717
Popper, Daniel M..
Stellar Masses.
Annual review of astronomy and astrophysics,
vol.18,
no.1,
115-164.
Zhai Di-sheng, Li Qi-sheng, Xie Xing-fa.
Photoelectric photometry of the short-period binary AX draconis.
Chinese astronomy and astrophysics,
vol.13,
no.2,
216-222.
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