太阳型浅接触双星HH Bootis的新光度研究

摘要

短周期太阳型接触双星HH Boo被监测了大约8年的光度。结果表明，CCD光在 ， ， ，和2010年观测到的多色光曲线是对称的，而2011年和2012年观测到的多色光曲线显示了正的O’connell效应，其最大值跟随主极小值大于其他最大值。这表明太阳型接触双星的光曲线是可变的。通过Wilson-Devinney码(W-D码)分析我们的多色光曲线，确定HH Boo是一个质量比为的w型浅接触双星系统=1.703（31），接触系数为＝ ．通过将109次新测得的最小光场次数与文献中已编制的最小光场次数进行比较，可以看出 该图显示了一个周期为的循环振荡= 6.58(11) yr，振幅为= 0.0018这种循环变化可能揭示了围绕中心双星运行的第三个极冷天体的存在。

1.介绍

HH Boo (GSC03472-00641, NSVS 5100852)首次被列为星等为＝颜色指数 ＝在Tycho-2目录中[24］.HH Boo的可变性是由Maciejewski等人发现的[2］.他们报告说，HHOO是一个EW型二进制系统，距离2003年4月19日至5月7日之间的12晚收集的214个数据点几乎8小时的时间。其光线曲线上的主要和次要最小值的深度是＝和 ，分别。他们给出了初始极小期的初步星历表 HH Boo的光谱与G5III型最相似，为蓝色。Maciejewski和Ligeza对HH Boo进行了第一次径向速度研究[25］.他们估计半径和质量，并推导出质量比 = 0.633 (42),= 0.78 (8) ，和= 0.49 (5) ．最近，Qian等人给出了ew型双星的一个新的周期分布[26，27]，根据国际变星指数[VSX]给出的40646个系统的轨道周期28])。HH Boo的周期(0.319 d)接近EWs分布的峰值，是典型的ew型双星。

第一光度法的多色光弯曲进来 ， ，和乐队由Dal和Sipahi出版[16]这是由埃格大学天文台的35厘米Schmidtccasseground型米德望远镜获得的。如他们论文中的图3所示，他们的光线曲线显示了积极的O’Connell效应[29]其中，主要最小值之后的最大值高于其他值。光线曲线的不对称性可能是由恒星暗斑活动引起的（例如[30.])。他们证明了HH Boo很可能是W UMa二元的a型子类的成员，并导出了HH Boo的绝对参数。轨道周期以…的速率连续减小 ＝ d被他们检测到，这可以解释为从二次系统到一次系统的质量转移或系统的质量损失。

2011年和2012年，安卡拉大学天文台使用0.40米米的Meade-LX200 GPS望远镜观测到了HH Boo[31]新的CCD光线曲线乐队。它们的光曲线也显示出积极的奥康奈尔效应。通过分析他们的光曲线和公布的径向速度数据，他们确定了双星的参数。他们发现，HH Boo是w子类接触系统，光曲线的不对称性可以用位于主恒星(更热、质量更小的成分)上的一个冷的星斑区域来解释。他们报告说 图表显示了以…为周期的循环变化= 7.39年，振幅为=0.00227 d。

2.观察

2．1．光谱学

2017年6月4日，利用中国国家天文台兴隆站2.16m望远镜的OMR摄谱仪观测了HH Boo的低分辨率谱图，确定了太阳型接触双星的光谱。我们选择狭缝宽度为“Grism-14”的波长范围为3200 Å到7500 Å ([33])。曝光时间为15分钟。通过使用IRAF包(IRAF由亚利桑那州图森的国家光学天文台(NOAO)支持)来降低光谱http://iraf.noao.edu/iraf/web/iraf-homepage.html)，包括偏置减影、平场和宇宙射线去除。最后提取一维光谱。使用winmk软件(http://www.appstate.edu/~grayro/MK/winmk.htm)，归一化后的光谱显示在图的上窗格中1．根据恒星光谱分类([32)，我们确定其光谱类型为G2V，与[得到的G5III相似。2］.

2.2.多色CCD光度观测

HH Boo是监控光度计的13个晚上从12月25日,2010年4月23日,2018年,通过接下来的三个望远镜:云南天文台的1.0米望远镜(YNOs-1m), 60厘米望远镜在云南天文台(YNOs-60cm),和85厘米望远镜在国家天文台兴隆站在中国(兴隆- 85厘米)。1.0 m望远镜卡塞格伦焦点上的相机是Andor Technology的DW436 CCD，其视场约为 ．60厘米望远镜上使用的CCD相机与1.0米望远镜上使用的CCD相机相同，但视野更大，约 ．

第一个完成 ， ， ，和在2010年12月25日、27日和30日的三个晚上，用PI获得了光曲线 TE CCD相机安装在兴隆85厘米望远镜上。光度系统的有效视场为 在主要关注点。过滤系统接近标准的Johnson-Cousin-BesselCCD光度测量系统[34］.积分时间为40秒、30秒、20秒、10秒 ， ， ，和分别乐队。每个波段大约获得200幅图像(= 197,= 196,= 196,= 196）。一个图像带如图所示2．GSC03472-00043和GSC03472-01201，坐标和震级如表所示1被选为分别为HH孔的比较和检查星。比较和检查恒星足够靠近变量，即它们两者之间的空气质量差异非常小。因此，未进行灭绝校正。使用IRAF孔径光度封装中的光任务（测量恒星列表的大小）来减少观察到的图像，包括平面校正处理。

2010年12月25日、27日和30日获得的CCD光度数据 ， ， ，和表中列出了频带2- - - - - -5如图所示3.,分别。四波段CCD光曲线相对于线性星历， 如图所示4．比较星和检查星之间的星等差异也显示在图的低窗格中。的时代2)由我们得到(四波段光最小值的平均值)，周期由G得到罗尔等[31］.

3.轨道周期调查

若干作者已经调查了HHOO博罗的轨道周期的变化（例如，[16，31])。Dal和Sipahi [16]发现周期正在以…的速度减少 ＝ d这可以解释为质量传递或/和角动量损失通过磁制动。随后,克罗尔等[31]的报告说，双星的周期通过增加一些日食时间呈现出循环变化。然而，这些数据并没有覆盖整个周期 曲线。为了调查周期的变化，我们从2010年12月25日开始监测该系统。采用最小二乘抛物线拟合方法，确定30个个体的光最小CCD次数，列于表中6．另一方面，广角行星搜索(WASP)是一个由几个学术组织组成的国际联盟，使用凌日光度法对系外行星进行超广角搜索[35，36］.WASP数据库(https://wasp.cerit-sc.cz/)发布了HH Boo从2004年到2007年的许多光度数据。利用这些数据，得到了79次光最小值，包括在表中7．

将所有可用的光电和CCD最小光次数汇编在表的第1列中7．的 (观测最小光次数-计算最小光次数)2)亦列于表第6列7并绘制在图的上面板中5.图中黑色实心点是指G收集的数据罗尔等[31]，蓝色实心点为WASP数据计算的日食时间，红色实心点为Nelson [21， Hubscher & Lehmann [22或Hubscher [23]，绿色实心点指我们观察到的数据。如图所示 图中可以显示出一种循环变化，这种变化可以通过第三个物体(例如，37])。最小二乘解得到以下星历: 这种星历是一种周期为的循环振荡= 6.58(11) yr，振幅为= 0.0018(1) d确定。(3.)显示在图的下面板5并列于表第7列7．

4.光度的解决方案

由Dal和Sipahi获得HH Boo的光度溶液[16)和G罗尔等[31］.然而，这些光曲线是用两个小型望远镜得到的，显示出了一点大的散射。如图所示4，光曲线精度高，几乎对称，可确定可靠的光度参数。为了了解它的几何结构和进化状态 ， ， ，和光照曲线如图所示4使用W-D编码进行分析[38- - - - - -41］.在溶液处理过程中，选择star 1的有效温度为= 5680 K，根据我们的结果G2V和G罗尔等[31］.如图所示4，两个最小值的深度几乎相同，表明两个分量的温度几乎相同。因此，我们取两个分量的重力暗化系数和测热反照率相同的值，即:＝= 0.32 (42),＝= 0.5 (43].根据Claret&Gimenez使用肢体变暗系数[44]（x和y是钢管和带通肢体变暗系数）。

可调参数包括轨道倾角( ）;星2的平均温度( ）;恒星1的单色光度( ， ， ， ）;恒星1的无量纲势(＝ ，模式3为过接触配置)。我们选择的初始值由G罗尔等[31，并将其作为可调参数。然后对其进行微分修正，直至收敛并得到最终解。解收敛于= 1.703(31)。光度解决方案列于第2列表中8使用这些光度参数计算的理论光线曲线绘制在图中6．光曲线几乎是对称的，不需要斑点解决方案。求解结果表明，HH Boo是一个接触因子为的w型浅接触二元＝质量比= 1.703(31)。0.0, 0.25, 0.5, 0.75阶段的几何结构如图所示7．

5.讨论和结论

高精度CCD光曲线 ， ， ，和给出了2010年获得的波段，并用W-D方法进行了分析。我们的解确定HH Boo是一个质量比为的w型过接触双星系统=1.703（31）。质量较小的部件的温度约为= 359 k高于更大量的k。填充因素是关于说明HH Boo是一个浅接触双星系统。HH - Boo的观测特性类似于一些ew型接触双星，如AE - Phe [45]， V524 Mon [46]， NSVS 2669503 [47， DE Lyn [48， AQ Boo [49]， GK Aqr [50]和V532 Mon [51].所有系统均为W型浅接触系统，具有 在接触的开始阶段(例如，[37])。它们可以由分离的EAs形成，通过壳a的质量传递和通过磁制动的角动量损失(例如，[27，52])，磁制动比脉冲星更弱(例如，[53，54])。

如图所示4，我们2010年观察到的光线曲线是对称的，可以表明系统中的弱拍摄活性（例如，[55，56])。然而，光线是弯曲的 ， ，和Dal＆Sipahi 2011年获得的乐队[16显示出积极的奥康奈尔效应(见他们论文中的图3)。的G罗尔等[31也显示出积极的奥康奈尔效应。这些性质表明，HH Boo的光曲线是可变的。我们的光度解显示HH Boo是w型的子类双星，而Dal和Sipahi [16证明了HH Boo很可能是W UMa二进制文件的a型子类的成员。由G得到的解罗尔等[31表明ew型二进制文件是w型。他们利用位于主恒星上的一个冷星斑区域来模拟极大值的不对称性。HH Boo是一个太阳类型的接触双星(Sp. = G2V)，周期为0.318666天，其中两个组成部分都旋转得非常快。光曲线的变化可能是由磁活动引起的。

为了研究轨道周期的变化，我们对双星进行了大约8年的监测，获得了30次单独的日食。利用WASP数据，得到了79次光最小值。我们的分析表明 Boo经历了一个循环振荡。如图所示5在美国，我们的数据很好地涵盖了整个周期。这种循环振荡可以更合理地解释为通过第三个物体(例如，[57，58])。第三个天体围绕HH Boo双星运行的周期约为6.58年。半振幅 振荡,计算为0.31（3）Au。然后，通过使用以下等式， 的小质量函数= 0.00065(22)是确定的。和两个分量的质量结合起来= 0.627 ， = 1.068通过G罗尔等[31，则HH Boo中假定的第三个物体的轨道倾角和轨道半径与质量的关系如图所示8．如图所示，附加物体的最小质量为0.129这表明它是一颗非常冷的恒星。通过使用同样的方法，报告了一些围绕演化双星运行的次恒星物体(例如，57，59])。在光度测定溶液中，没有第三光被检测到。这意味着第三个分量的轨道倾角不可能非常低。然而，为了进一步了解光曲线和轨道周期变化的性质，需要长期的光度监测。

数据可用性

我们所有的数据都已经显示在论文中了。

信息披露

本文利用来自黄蜂数据的DR1 [60)，以及CERIT科学云的计算和存储设施。不。cz.1.05 /3.2.0 /08.0144，由捷克马萨里克大学运营。

的利益冲突

作者声明他们没有利益冲突。

致谢

本项目由天文联合研究基金资助。国家自然科学基金面上项目(no. U1831109);中国科学院天体结构与演化重点实验室(no. U1831109);OP201708)。低分辨率光谱图由杨元贵博士使用兴隆2.16 m望远镜观测到，在此向他表示感谢。利用兴隆85 cm望远镜、1 m R-C反射望远镜和60 cm R-C反射望远镜对HH Boo进行CCD光度观测。

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