Μελέτη διπλού συστήματος αστέρων σε υπερεπαφή με πολύ διαφορετικές μάζες με BVRcIc φωτομετρικές παρατηρήσεις

• Main Author: Τατσιοπούλου, Σπυριδούλα
• Other Authors: Χριστοπούλου, Ελευθερία-Παναγιώτα
• Format: Thesis
• Language: Greek
• Published: 2019
• Subjects: Εκλειπτικά συστήματα; Overcontact binary systems; Extreme mass ration; W UMA systems; 523.844 4

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).