بخشی از مقاله
چكيده
ستاره دوتایی گرفتی - GSC 1682- 1542،BB Peg - HIP 110493 با رده طیفیF8V که یک سیستم W UMaازنوع W است، طی چند شب در ماههای شهریور و مهر سال ۱۳۹۵در دو صافی VوR جانسون با استفاده از تلسکوپ اشمیت کاسگرین 1۵ اینچ همراه با CCD مدلST-7 در رصدخانه دکتر مجتهدی دانشگاه بیرجند نورسنجی شده است.
پردازش تصاویر نجومی و کاهش داده ها توسط نرم افزار IRIS انجام شده است. از نرم افزار فوبه، برای تحلیل منحنی های نوری حاصل از نورسنجی سیستم و بدست آوردن پارامتر های فیزیکی و هندسی نسبی سیستم دوتایی، استفاده گردیده و سپس با استفاده از داده های سرعت شعاعی، پارامتر های مطلق سیستم تعیین شده است. کلیه نتایج پژوهش با نتایج دیگران مقایسه شده است.
مقدمه
دوتایی گرفتی سیستم BB peg یک دوتایی گرفتی فوق تماسی وجزء ستارگان زیر گروهW سیستم W UMaاست. اولین بار تغییراتش توسط هافمیستر مورد توجه قرار گرفت.]1[ هریونک - 1991 - برای اولین بار مشاهدات طیف سنجی از سیستم منتشر کرده است و اولین طیف سنجی اش نسبت جرم را 103.1±10110 تعیین کرده است.]0[ لئوو روزینسکی از اندازه گیری سرعت شعاعی نسبت جرم را 1036 بدست آوردند.]3[ در نهایت پریبوال و همکاران رده طیفی سیستم را تعیین کردند
ویتنی اولین کسی بود که متوجه شد که دوره مداری ستاره متغیر است و سرانجام دوره مداری این سیستم را 103610روز به دست آورد. اغلب ستاره شناسان ادعا کردند که دوره مداری به علت انتقال جرم بین مولفه ها درحال تغییر است ، درحالی که برخی هم جسم سوم را عامل تغییرات پریود مداری میدانستند. اکثر منجمین غیر همترازی شدت نور در فازهای غیر گرفت رابه وجود لکه های سرد وگرم نسبت می دهند.
مشاهدات نورسنجی
ستاره دوتایی گرفتی BB Peg طی چهار شب در ماههای شهریور و مهر سال 1390، در دو صافیVوR جانسون با استفاده از تلسکوپ اشمیت کاسگرین با قطر دهانه 1.اینچ وCCD مدل ST-7 در رصدخانه دکتر مجتهدی دانشگاه بیرجند نورسنجی شده است. پس از بررسی های الزم سیستم TYC 1682-1525-1با قدر11/16به عنوان ستاره مقایسه انتخاب شد. پردازش تصاویر نجومی و استخراج داده ها توسط نرم افزار IRIS صورت گرفته است. چون زمان خروجی این نرم افزار ژولیانی می باشد، ابتدا این زمان به زمان ژولیانی خورشید مر کزی تبدیل شده است سپس بااستفاده از زیج خطی اعالم شده توسط مگدی وهمکاران رابطه1 این زمانها به فاز تبدیل شده است.
تحلیل منحنی نوری سیستم دوتایی
برای تحلیل منحنی های نوری نامتقارن بدست آمده ازنور سنجی سیستم و بدست آوردن پارامتر های فیزیکی وهندسی نسبی سیستم دوتایی، نسبت جرم را از مراجع طیف سنجی، دماها را از رده طیفی وضرایب تاریکی را از جداول ون هام ، همچنین آلبدوی و ضرایب تاریکی گرانشی با توجه به دمای مٔو لفه ها،انتخاب وبه عنوان کمیتهای ورودی برنامه فوبه مورد استفاده قرار گرفته است.
همچنین عدم تقارن مشاهده شده در فازهای 1000 و1070 در منحنی های نوری سیستم، باقرار دادن دو لکه سرد بر روی ستاره اولیه و ثانویه اصالح شده است. پس از انجام تصحیحات دیفرانسیلی بهترین تطبیق منحنی محاسباتی بر داده های مشاهداتی مطابق شکل1بدست آمده است. جداول1و0 مشخصات لکه های حاصل و پارامتر های فیزیکی وهندسی نسبی و مقایسه شان با کار سایر محققین را نشان میدهد
در جدول0،i شیب مداری،q نسبت جرم مٔولفه ثانویه به اولیه، Tدما، پتانسیل سطح،X وY ضرایب تاریکی لبه ، L تابندگی و r شعاع قسمتهای مختلف مٔولفه ها می باشد.
شکل:1 انطباق منحنی محاسباتی بر داده های مشاهداتی در صافی های V و R
جدول :1مشخصات لکه ها و مقایسه با کارسایر محققین
به کمک کمیتهای 1 = 071/0 ± 11/0 km/s و 2 = 97/0 ± 7/0 km/s که توسط لوو روسینسکی اعالم شده وبا استفاده از شیب مداری که از تحلیل منحنی نوری بدست آمده است، کمیتهای مطلق مانند جرم، شعاع، دما و فاصله مراکز دو ستاره محاسبه شده است. جدول3 پارامتر های مطلق و مقایسه آن با کار سایر محققین را نشان می دهد
