[논문]접촉쌍성 WZ Cephei의 CCD 측광관측

이우백; 강영운; 오규동

doi:10.5140/jass.2008.25.1.019

접촉쌍성 WZ Cephei의 CCD 측광관측
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韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences, v.25 no.1, 2008년, pp.19 - 24

이우백 (한국천문연구원) , 강영운 (세종대학교 천문우주학과, 우주구조와 진화연구센터) , 오규동 (전남대학교 지구과학교육과)

초록
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접촉 식쌍성 WZ Cep를 CCD 측광관측하여 BVR 광도곡선을 얻고, 5개의 극심 시각을 결정하였다. 새로운 3색의 광도곡선을 Wilson-Devinney 프로그램에 적용하여 측광학적인 해를 구하고, 광도곡선의 장주기 변화를 검증하였다. 우리 광도곡선의 형태는 전형적인 W UMa형의 대칭적인 것으로 나타나는 반면에 Hoffimann(1984)의 광도곡선은 매우 심한 O'Connell 효과를 보이는 비대칭으로 나타난다. WZ Cep의 대칭적인 광도곡선은 Djurasevic et al.(1998)의 광도곡선에서도 확인되었다.

Abstract ▼ AI-Helper

We present the full BVR light curves and five times of minima of WZ Cep to provides a complete photometric solution and to confirm the long term variation of the light curves. Our light curves show symmetry while previous light curves of Hoffmann (1984) show a high degree of asymmetry (the O'Connell effect). The BVR light curves were analyzed by the method of Wilson-Devinney Differential Correction. Our photometric results show a good agreement with those of Djurasevic et al. (1998).

주제어

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문제 정의

따라서 이번 연구에서는 WZ Cep에 대한 새로운 3색(B, V&R)의 CCD 측광 관측을 하였다. 새로운 광도곡선과 함께 지금까지 발표된 HofFmann(1984)와 Djurasevic et al.

가설 설정

m65을 더하여 (1)규격화 시켰으며 초기의 입력값으로 고정시킨 인자와 그 값은 다음과 같다. 주성의 온도(Ti)는 분 광형 이 F5(Kholopov et al. 1985)로서 de Jager & Nieuwenhuijzen(1987)으로부터 구하여 6650K로 고정하였으며, 중력감광계수(g1 = g2)와 복사반사도(41 = 42)는 주성과 반성을 대류대기로 가정하 여 각각 0.32와 0.5로 고정하였다. 주연감광계수31 = $2)와 복사주연감광계수 x^bolo) = x2(bolo), yi(.

제안 방법

WZ Cep를 2005년 9월 29일부터 4일간 초점비 f/7.5인 레몬산 lm 망원경과 2K CCD로 측광 관측하여 3색(B, V&R)의 광도곡선을 얻었다. 관측에 사용된 비교성은 GSC 4486 1402이며 관측 자료의 전처리 과정은 IRAF 패키지를 이용하였다.
WZ Cep에 대한 새로운 3색(B, V&R)의 CCD에 의한 광도곡선을 얻고 이를 WD 프로그램에 적용하여 이 별의 측광학적 해를 구하였다. 표 2에 관측된 광도곡선으로부터 5점의 새로운 극심시각을 얻었다.
여기서 △m(Min I)은 주극심의 깊이, Am(Min II)은 부극심의 깊이, 그리고 △nXMin I-Min II)는 주극심 과 부극심 깊이의 차이를 말한다. 그런데 WZ Cep의 초기에 발표된 2개(Balazs 1937, Detre 1940)의 광도곡선이 사진관측(Pg)임을 고려하여 그 이후 3개의 광도곡선을 B필터로 관측된 광도곡선만을 서로 비교하였다. 표 3의 값들은 모두 위상 0.
다음으로 표 3에 우리의 광도곡선을 포함한 지금까지 발표된 5개(Balazs 1937, Detre 1940, Hoff mann 1984, Djurasevic et al. 1998과 This paper)의 광도곡선상의 등급 차이를 비교하였다. 여기서 △m(Min I)은 주극심의 깊이, Am(Min II)은 부극심의 깊이, 그리고 △nXMin I-Min II)는 주극심 과 부극심 깊이의 차이를 말한다.
WZ Cep는 전형적인 WUMa형으로서 WD 프로그램의 mode 3을 적용하여 분석하였다. 먼저 관측된 광도곡선을 WD 프로그램에 적용하기 위하여 3색(B, V&R)의 관측치에 각각 O.m65을 더하여 (1)규격화 시켰으며 초기의 입력값으로 고정시킨 인자와 그 값은 다음과 같다. 주성의 온도(Ti)는 분 광형 이 F5(Kholopov et al.
한편, 서론에서도 밝힌바와 같이 광전측광을 통한 WZ Cep의 광도곡선은 Hoffmann와 Djurasevic et al. 사이에 너무나도 큰 차이를 보이고 있기 때문에 이에 대한 비교를 위하여 우리의 광도곡선을 포함한 B 필터에 관하여 모두 3개의 광도곡선을 서로 비교하여 보았다. 그 결과 그림 3에 나타난바와 같이 Djurasevic et aZ.
(1998)의 값을 사용하였다. 한편 그림 1에 나타난바와 같이 WZ Cep의 광도곡선이 약간의 비대칭성을 보이고 있기 때문에 이에 대하여서는 주성에 dark spot를 두어 해를 구하였다. 그림 1의 실선은 WD 프로그램의 mode 3에 의하여 구한 이론적인 광도곡선으로서 관측된 광도곡선을 잘 대표하고 있다.

대상 데이터

5인 레몬산 lm 망원경과 2K CCD로 측광 관측하여 3색(B, V&R)의 광도곡선을 얻었다. 관측에 사용된 비교성은 GSC 4486 1402이며 관측 자료의 전처리 과정은 IRAF 패키지를 이용하였다. 그 결과 관측점은 374(B), 371(V), 371(R)을 얻었다.

이론/모형

새로운 광도곡선과 함께 지금까지 발표된 HofFmann(1984)와 Djurasevic et al.(1998)의 광도곡선상의 차이점을 비교하고 WD 프로그램(Wilson & Devinney 1971, Wilson & van Hamme 2004)을 적용하여 WZ Cep의 새로운 해를 구하였다.
5로 고정하였다. 주연감광계수31 = $2)와 복사주연감광계수 x^bolo) = x2(bolo), yi(.bolo) = x2(holo)는 van Hamme(1993)으로부터 구하여 고정하였다. 그 외의 수정시킨 초기값은 Djurasevic et al.

성능/효과

75에서의 광도를 1로 규격화시켜서 일치시켜본 것이다. 결과적으로 현재의 3개의 광도곡선만을 비교하여 본다면 Hoffmann의 광도곡선은 최근에 발표된 2개의 광도곡선과는 매우 큰 차이를 보이고 있다.
75를 기준한 등급 차이도 함께 구한 것이다. 그 결과 표 3에 나타난 바와 같이 주식심과 부식심의 등급차인 △m(Min I-Min II) 값이 Hoffmann의 광도곡선에서 가장 큰 0.30을 보이는데 비하여 나머지 4개의 광도곡선은 이 값이 그리 크지 않은 전형적인 W UMa형의 대칭적인 광도곡선 형태를 보이고 있음을 알 수가 있다.
우리의 3색(B, V&R) CCD 광도곡선과 함께 광전측광 관측으로부터 얻은 Hoffmann(1984)의 2색(B&V) 광도곡선과 Djurasevic et al(1998)의 3색(B, V&R) 광도곡선을 비교하여 본 결과 O'Conell 효과가 큰 것으로 발표된 Hoffmann(1984)의 광도곡선은 최근의 2개의 광도곡선과 현저하게 차이가 나타나는 점으로 보아 이에 대한 철저한 검증이 요구된다(그림 3). 이와 함께 지금까지 발표된 WZ Cep의 5개의 광도곡선의 관측결과를 비교 분석한 결과(표 3), WZ Cep는 전형적인 W UMa형으로 약간의 비대칭성을 보이지만 Hoffmann의 광도곡선과 같은 매우 큰 비대칭성은 없는 것으로 나타났다. 한편, 우리의 해와 Djurasevic et ".

후속연구

는 주성과 반성에 각각의 dark spot을 두어 해를 얻었다. 따라서 이러한 비교는 앞으로 WZ Cep의 분광관측 결과와 함께 적용함으로서 보다 좋은 해를 얻을 수 있을 것으로 기대된다.

참고문헌 (14)

Balazs, J. 1937, Beob. Zirko d. AN, 19, 7
Detre, L. 1940, Budapest. Mitt, 10. 3
de Jager, C. & Nieuwenhuijzen, H. 1987, A&A, 177, 217
Djurasevic, G. 1992, ApS&S, 197, 17
Djurasevic, G. 1993, ApS&S, 206, 145
Djurasevic, G., Zakirov, M., Hojaev, A., & Arzumanyants, G. 1998, A&AS, 131, 17

상세보기
Hoffmann, M. 1984, Veroff. der Astron. Inst. Bonn, No.96
Kaluzny, J. 1986, Acta Astronomica, 36, 105
Kholopov, P. N., Samus, N. N., Frolov, M. S., Goranskij, V. P., Gorynya, N. A., Kireeva, N. N., Kukarkina, N. P., Kurochkin, N. E., Medvedeva, G. I., Perova, N. B., & Shugarov, S. Yu 1985, GCVS (4th ed.), Moscow, Vol.1
Kreiner, J. M., Kim, C-H., & Nha, I-S. 2001, An Atlas of (O-C) Diagrams of Eclipsing Binary Stars, Vols.1-6 (Krakow: Press of Pedagogical Univ.)
Shaw, J. S. 1990, Active Close Binaries, ed. Ibanoglu (Dordrecht: Kluwer Academic Pub.), p.241
van Hamme, W. 1993, AJ, 106, 2096
Wilson, R. E. & Devinney, E. J. 1971, ApJ, 166, 605

상세보기
Wilson, R. E. & van Hamme, W. 2004, Computing Binary Star Observables (Florida: University of Florida)

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