郭建恒[1]2002年在《长周期变星的演化及振动》文中研究表明长周期变星的演化和振动一直是引人入胜的课题。这不仅仅是因为在它们的变化过程中有丰富的物理内容 ,更重要的是可以用它们来做河外星系距离的定标者。在本文中详细的计算了在z=0 .0 0 0 5,z=0 .0 0 1 ,z=0 .0 0 5,z =0 .0 1和z=0 .0 2这样一个大的金属丰度跨度下 ,质量为 1 5M⊙ ,2 0M⊙ 和 3 0M⊙ 恒星的演化和振动。在计算中采用了最新的不透明度 ,考虑了星风损失对大质量星的影响 ,对于每一个模型都从零年龄主序演化到了中心氦燃烧结束。在文中仔细研讨了混合长参数以及中心对流核的对流超射对演化模型的影响 ,同时在中心氦燃烧阶段蓝超巨星和红超巨星的比值被用来限定模型的参数 (尤其是混合长和对流超射 )。尽管在文中并没有得到和观测一致的结论 ,即随着金属丰度的增加B/R增加。但是 ,通过在低金属丰度区采用对流超射 ,而在高金属丰度区放弃对流超射这一方法得到了与观测更相符合的比值。在新的演化模型的基础上 ,对于大质量星的振动进行了详细的计算。各项振动的性质用来和LMC ,M3 3以及MW中的RSGs做比较。对于LMC和M3 3中长周期变星 ,理论的周光关系和观测在基频振动模式下很好的符合 ;而对于MW中长周期变星 ,它们更可能在一阶模式下振动。最终 ,得到了金属丰度和周光关系的之间的联系 ,即随?
龚志刚, 李焱[2]1994年在《渐近巨星分支(AGB)长周期变星研究进展》文中认为AGB长周期变星是中小质量恒星演化到晚期时形成的，由于它们存在强烈的振动和巨大的星风物质损失，研究这类变星对于了解恒星振动性质、星风产生机制及恒星晚期演化都有十分重要的意义。本文比较广泛地考查了最近十几年来国际上对于AGB长周期变星观测和理论研究工作的现状，讨论了AGB长周期变星的主要观测性质以及恒星振动和演化理论工作中所取得的进展，同时也分析了目前研究工作中存在的一些问题和困难，指出今后研究工作中需要逐步加以解决的一些问题。
郭建恒[3]2001年在《长周期变星的演化及振动》文中研究指明长周期变星的演化和振动一直是引人入胜的课题。这不仅仅是因为在它们的变化过程中有丰富的物理内容，更重要的是可以用它们来做河外星系距离的定标者。在本文中详细的计算了在z=0.0005，z=0.001，z=0.005，z=0.01和z=0.02这样一个大的金属丰度跨度下，质量为15M_⊙，20M_⊙和30M_⊙恒星的演化和振动。在计算中采用了最新的不透明度，考虑了星风损失对大质量星的影响，对于每一个模型都从零年龄主序演化到了中心氦燃烧结束。在本文中仔细研讨了混合长参数以及中心对流核的对流超射对演化模型的影响，同时在中心氦燃烧阶段蓝超巨星和红超巨星的比值被用来限定模型的参数（尤其是混合长和对流起射）。尽管在本文中并没有得到和观测一致的结论，即随着金属丰度的增加B/R增加。但是，通过在低金属丰度区采用对流超射，而在高金属丰度区放弃对流超射这一方法得到了与观测更相符合的比值。 在新的演化模型的基础上，对于大质量星的振动进行了详细的计算。各项振动的性质用来和LMC，M33以及MW中的RSGs做比较。对于LMC和M33中长周期变星，理论的周光关系和观测在基频振动模式下很好的符合；而对于MW中长周期变星，它们更可能在一阶模式下振动。最终，得到了金属丰度和周光关系的之间的联系，即随着金属丰度的增加，有周期增加、光度下降的趋势。一个近似的改正δM_(bol)～0.831gZ，对于决定河外星系的距离相信应该有所改善。
龚志刚, 李焱, 黄润乾[4]1995年在《中等质量富金属AGB长周期变星的振动研究》文中研究说明本文采用恒星演化计算与恒星振动计算相结合的方法，对中等质量富金属恒星演化到渐近巨星分支时的振动性质进行了分析研究，从理论上得出这类恒星的振动方式是处于一阶谐频振动，而振动的激发则是在氢电离区和氦的二次电离区由多种机制共同作用造成的，同时提出很长周期的ＡＧＢ长周期变星只能是由中等质量恒星演化到ＡＧＢ阶段形成的。我们的理论计算结果还比较支持在ＡＧＢ顶端存在巨大星风物质损失的观点，且这种星风物质损失很可能与恒星振动有关。
罗杨平[5]2012年在《疏散星团变星搜寻及其研究》文中提出疏散星团变星的研究非常有意义，因为疏散星团变星具有相同的年龄、化学组成、红化、距离，并且各种类型的变星族都出现在疏散星团中，它们被用于探测恒星内部结构和验证恒星演化理论，并且还能够提供宿主星团动力学演化非常重要的线索。因此，我们对一些具有特殊特征的疏散星团展开了测光搜寻以及对特殊疏散星团变星进行了深入的研究。首先，为了探测疏散星团B型脉动主序变星的脉动特征，我们对年轻的疏散星团NGC7654进行了时序的BV两色测光观测。18颗慢脉动B型变星(SPB)被探测到，其中14颗是新发现的候选体，3颗是已知的候选体，剩下一颗是以前发现的δ Scuti星候选体被重新识别为SPB星候选体。根据星团成员星的分析，有12颗SPB星很可能是星团的成员星，这使得NGC7654成为目前观测上发现SPB星数目最多的银河系疏散星团。另外我们还在该星团中发现3颗新的γDor星候选体。我们发现这18颗SPB星和3颗γ Dor星的脉动周期都长于对应的径向基频脉动周期。非常有趣的是这18颗SPB星显示出一条粗糙的周光关系，并延伸到γ Dor星。这也是我们首次发现g模式脉动主序变星可能存在一定的周光关系。其次，为了证实双星对疏散星团NGC2141主序加宽的效应，我们对疏散星团NGC2141首次开展食双星CCD测光搜寻。10颗新的变星被发现，其中7颗可能是星团的成员星。利用相位弥散最小方法，9颗变星的周期被确定。根据变星光变曲线的变化、探测周期、以及颜色星等图中的位置，变星样本被分类为：3颗EW型食双星、2颗EA型食双星、2颗EB型食双星、1颗RRd型脉动变星、还有1颗类型并不清楚的变星。非常有趣的是一颗EB型食双星可能是星团的蓝离散星。我们证实星团NGC2141的宽主序主要来源于星团双星族。另外，我们也首次给出星团NGC2141的BVRI四色测光。利用等年龄线拟合双色图和颜色星等图，我们确定星团的红化E(B=V)=0.35、年龄t=2.5Gyr、距离模(m-M)=14.15。我们确定的星团红化和距离模也首次得到一颗很可能属于星团成员的EW型食双星的经验周期颜色亮度关系的强烈支持。最后，为了研究疏散星团中蓝离散星的形成机制以及演化，我们首次给出了在疏散星团NGC2141中发现的一颗蓝离散食双星系统的测光分析。历元被推导出来，新的轨道周期被确定为0.6227天。利用Wilson-Devinney(2003)程序对光变曲线进行测光分析，最佳的测光解表明该蓝离散星是一个半相接的双星系统，并且质量小的子星充满洛希瓣，质量比M2/M1是0.019±0.002，V波段的光度比L2/L1(V)是0.033±0.001。给定当前的质量比，我们发现质量小的子星是超亮的。因此，我们发现该蓝离散食双星系统非常可能起源于两子星之间的物质交流。
戴智斌[6]2009年在《食激变变星的测光分析》文中认为激变变星(CVs)是一类相互作用的半相接型密近双星系统,由一颗充满洛希瓣的(K/G/M型)主序矮星或巨星和一颗演化后的白矮星组成。在物质从充满洛希瓣的矮星流向白矮星的过程中,物质流因带有强大的角动量围绕着白矮星运动而无法马上落入白矮星表面,并且彼此之间因粘滞摩擦逐渐消耗角动量而延展形成盘状。这样进入主星洛希瓣的物质流与盘相互碰撞形成了高温高光度的碰撞区域——亮斑。于是,白矮星、吸积盘、亮斑和红矮星就构成了激变变星的基本物理图像。除了偏振星(激变变星的一个磁亚型)以外,几乎所有激变变星的各种观测特征都来自于这个系统内部各成分之间的物理过程和相互作用。在近二十年的激变变星研究领域,轨道周期变化方面的研究工作被长期忽视,主要是由于早期的测光精度不够高,同时激变变星本身比较暗弱且存在大量不规则光变,因此人们在观测上不易获得有价值的数据和重要的研究结果。另一方面,在分光方面的研究也不尽如人意,这是因为激变变星是个含有多光源成分且彼此层次模糊的天体系统,这导致光谱的混迭、偏移和展宽都十分严重而无法获取准确的谱线信息和视向速度曲线。因此,目前要在激变变星领域完成有一定价值的科学研究,无论是测光还是分光都需要有高精度的数据。于是,本篇博士论文立足于国内观测仪器现状,从测光的角度对激变变星中带有掩食的目标进行轨道周期变化分析研究。首先,通过对带有掩食的激变变星进行大量的调研和统计工作,一个较完整的108颗食激变变星星表被获得。其次,以此为基础,对十颗具有代表性特征的食激变变星(新星DQ Her和T Aur,矮新星UGem、Z Cha和V2051 Oph,类新星AC Cnc、V363 Aur、RW Tri、SW Sex和UUAqr)进行了重点监测和分析研究。同时,为了更好的开展对激变变星的研究,本篇论文还对带有掩食的激变变星前身星进行详细的调研,并对其中一颗重要的激变变星前身星HW Vir的轨道周期变化和绝对参量进行系统的研究。从这十一颗样本星的分析和早期的统计研究工作中,我们取得了以下叁个重要的研究成果:1.通过对SW Sex和UU Aqr这两颗处于轨道周期空缺上边缘3h≤P≤4.5h的SW Sex型激变变星进行轨道周期变化分析研究,我们发现二者的轨道周期是长期增加的。再对处于该周期范围的非SW Sex型激变变星DQ Her和U Gem进行轨道周期变化分析研究也发现具有轨道周期的长期增加。虽然后两颗星的轨道周期增加也可以用其他并不成熟的物理机制(如:新星爆发和低倾角系统的热斑运动)来解释,但是它们还是被认为应该是和SW Sex类型的激变变星一样体现出系统内部的强化物质交流过程,而与中断磁滞演化理论要求的向轨道周期减小方向演化不符。这为后续的研究做了一个很好的铺垫工作。2.我们对激变变星前身星HW Vir,处于3h≤P≤4.5h范围之外的类新星AC Cnc、V363 Aur和RW Tri,以及极短轨道周期的矮新星V2051 Oph这五颗几乎覆盖整个激变变星演化链的样本星进行详细的轨道周期变化研究,并发现这五颗星都无一例外的展示出轨道周期长期减小的趋势。另外,这五颗星都因质量比q≤1而必须要引入有效的轨道角动量损失机制,如:引力辐射或磁滞。这个轨道周期变化分析的结论似乎与中断磁滞演化理论一致,但是,很遗憾的是在对短周期样本星HW Vir和V2051 Oph进行详细的轨道角动量损失机制讨论时发现引力辐射能提供的损失作用远没有达到观测的轨道周期减小率。这意味着中断磁滞演化理论预言的极短轨道周期的激变变星应该仅由引力辐射来驱使演化可能是不正确的。考虑到引力辐射机制的解释失败,我们重新将磁滞机制应用在这些目标中发现磁滞能够对观测的轨道周期减小率给出一个很好的解释。至此,中断磁滞演化理论提出的磁滞必须在轨道周期达P～3h时因伴星转变为全对流而同时中断的假设是很难站住脚的。考虑到近年来其他有关全对流恒星的磁场及星风的研究工作和我们在3h≤P≤4.5h范围发现观测与理论不符的结论(第一点的研究工作),我们认为磁滞应该很自然的穿过轨道周期空缺而不会产生任何中断。从最新的轨道周期分布图中可以看出轨道周期空缺现象正在慢慢弱化,因此,如果轨道周期空缺确实消失的话,那么磁滞作用可以自然的通过这个禁区并且在激变变星演化晚期因伴星转变为低质量的棕矮星而最终消失。这也是对激变变星中最短轨道周期截止现象给出一个自然的解释。3.在对这十一颗样本星进行轨道周期变化分析时,我们发现有九颗星的O-C图具有周期性振荡变化。于是,两个最有可能的机制——Applegate机制(磁活动)和光时效应被详细的讨论。由于磁活动机制在所有的九颗包含周期性振荡成分的样本星中都遭遇到严重的能量不足问题,因此,我们认为对于激变变星O-C图的周期性振荡来说光时效应可能会是更好的一个解释。以此为基础,大量的棕矮星甚至大质量地外行星在激变变星环境中被发现。考虑到激变变星都是低质量双星系统,我们可以预测未来的激变变星轨道周期变化分析工作应该会找到更多类似棕矮星等的暗弱天体。
郭建恒[7]2006年在《亮蓝变星的光变起因和星风结构》文中认为亮蓝变星是具有不规则光变的大质量恒星，它们的光变起因一直不为人们所知。针对它们特殊的性质，星风成为探索亮蓝变星光变机制的最好工具。在本文中我们将主要研究它们的星风，在结合了前人对其测光、光谱和偏振等性质后，我们着重研究了它们的连续谱。在考虑大气模型并结合星风的影响后，我们发现亮蓝变星的光变不可能是由于单纯的物质损失率的增加而形成的，它们的光变一定与其自身的膨胀／收缩有关。同时，在通过连续谱的拟合后我们发现，亮蓝变星的星风结构与其所处的状态密切相关。当它们处在最小状态时，它们的星风与正常的B型星相似，星风的加速是快的、陡峭的(B＜1)。当它们处在最大状态时，它们的星风与正常的A型星相似，星风的加速是慢的、平坦的(B＞1)。对于亮蓝变星星风的几何结构，我们认为一个球状的星风已经可以很好的说明观测的性质，那些观测到的偏振现象很可能是因为星风的不均匀性而引起的，星风中的“团”是诱发偏振的主要原因。 另外，针对两颗具有双峰结构特征的亮蓝变星，我们认为它们的双峰结构最有可能是因为光学“伴星”污染所致，它们可能与其他亮蓝变星并无本质的不同，所有亮蓝变星的内在性质是一致的。
韩忠涛[8]2017年在《矮新星的观测与研究》文中指出矮新星是激变变星的重要亚型,最大的特征是展现出频繁的爆发现象。它是由一颗充满洛希瓣的晚型主序星和一颗弱磁白矮星构成的半相接型密近双星系统。从次星流向主星的物质带着强大的角动量,在白矮星周围形成吸积盘,物质流与吸积盘交汇的区域形成高温高亮的热斑。如此复杂的结构使得矮新星展现出复杂多变的测光行为,变化时标可以从几秒一直延伸到数十年的广阔范围。首先,变化时标几十天至几十年的剧烈光变是矮新星爆发,当前的研究普遍认为爆发是由吸积盘不稳定引起的。而光学波段最短时标的快速振荡和闪烁通常在几秒至几分钟量级,这些短时变化则被认为与吸积过程有关。因此,对这些光变进行研究一方面可以很好的检验当前的爆发和吸积盘理论,另一方面对快速振荡的研究有助于理解具体的吸积过程,这将进一步帮助我们理解其他有盘系统。本文选择掩食矮新星为研究对象,主要原因是掩食可以为我们研究系统的物理结构和各组分的几何位型提供很好的机会。此外,以掩食作为探针可以对系统的演化状态进行探测,同时搜寻绕矮新星转动的亚恒星伴星。文章立足于国内外中小口径望远镜的观测资料和美国变星观测者协会(AAVSO)发布的长期数据,对食矮新星的爆发、短时振荡、演化以及伴星天体进行研究,取得的研究成果如下:1、利用AAVSO发布的长期数据对两颗Z Cam型矮新星AY Psc和V729Sgr的爆发特性进行研究,发现它们都展现出多样化的测光行为。首先,对AY Psc的分析发现其正常爆发是接近100%占空比的准周期振荡,同时获得了它们的爆发参数。对AY Psc的亮度停滞进行研究发现停滞期间的平均亮度比爆发循环时亮。然而,此次亮度停滞是以一次爆发作为结束,而不是像其他Z Cam型星一样先回到宁静态,然后才开始爆发循环。我们倾向于认为此次反常行为是由物质转移率的偶然爆发引起。更重要的是,亮度停滞期间存在着类似类新星中发现的“矮小”爆发。对另一颗样本V729 Sgr的研究显示其存在复杂多变的爆发行为,通过与大量矮新星和类新星样本的爆发参数进行对比,发现它是一颗处于矮新星和类新星之间的特殊样本。另外,通过使用阿根廷2.15m望远镜的测光数据,首次探测和分析了V729 Sgr的快速振荡。2、探测到两颗短周期矮新星V2051 Oph和IY UMa以及一颗分离白矮星双星SJ1435的轨道周期长期减小。由于它们都是由一颗白矮星外加一颗全对流主序星组成的系统,因此根据激变变星的标准模型,次星成为全对流星后磁滞完全停止,整个系统的演化应该由引力辐射单独推动。然而,将观测到的周期减小率与引力辐射引起的损失进行比较,发现这些观测值远大于纯引力辐射导致的损失率。这个结果表明标准模型的磁中断假设是不正确的,而且当前对全对流星的研究也指出它们存在着明显的磁活动并经历着磁滞引起的自转变慢过程。基于这些分析和讨论,我们认为激变变星的次星演化成为全对流星后,磁滞不会完全停止,而仅仅是出现一个可能的突变。3、对两颗可能的周期反弹体WZ Sge和V4140 Sgr进行轨道周期变化研究,发现WZ Sge的轨道周期长期减小,而V4140 Sgr的轨道周期长期增加。结合前人对WZ Sge次星的直接探测和当前观测到的周期减小,认为WZ Sge并没有演化穿过最短周期成为反弹体。更细致的分析发现,观测到的周期减小率大约是纯引力辐射的1.53倍。结合标准模型和最新的修正模型,我们构建了WZ Sge的演化路径并预言它的最短周期位于77.98分钟处。如果以当前速度演化,那么2530万年后它将演化成为一颗反弹体。而对于V4140 Sgr的轨道周期增加,经过仔细探讨研究,基本排除了物质转移机制的可能性。而且,与近似周期的其他系统相比,V4140 Sgr的测光行为却是非常特殊的。因此,V4140 Sgr极有可能是一颗周期反弹体。同时,这也是第一颗直接探测到轨道演化的反弹候选体。4、在轨道周期变化研究过程中,发现V2051 Oph、DV UMa、V4140 Sgr、SJ1435和EX Dra的轨道周期均存在周期性振荡。对于包含至少一颗晚型星的密近双星,通常考虑类太阳磁活动周(Applegate机制)和第叁天体的光时轨道效应作为周期性振荡的可能解释。通过详细的分析和讨论,发现Applegate机制在解释这些样本中观测到的周期性变化时面临着严重的能量缺乏问题。因此,我们认为这些周期性振荡最有可能的物理机制是第叁天体的光时轨道效应。计算结果显示,V2051 Oph和V4140 Sgr的伴星是类木巨行星,而DV UMa、SJ1435和EX Dra的伴星都是褐矮星。另外,我们还对两颗可能存在周期性的周期振荡的样本V729 Sgr和GSC 4560-02157进行分析和讨论。
李凯[9]2013年在《球状星团中密近双星的分析及研究》文中认为球状星团是由几万至几百万颗恒星通过引力作用紧密束缚在一起的恒星集团。球状星团的高密度，低金属丰度及成员星具有大致相同的距离模数等，为我们的研究工作提供了天然的实验室。由于观测上的限制，球状星团中密近双星的研究工作近几年才开始兴起，本文搜集球状星团中密近双星的观测资料并进行了分析，为了与场星中的密近双星作比较，还研究了叁颗场密近双星，具体研究成果如下：1.通过对球状星团半人马座ω中四颗EA型密近双星（V211、 V239、NV358和NV364）光变曲线的研究，我们发现V211和V239是两颗典型的Algol型双星，同时还是蓝离散星，而且都形成于次星到主星的物质转移，由于这两颗双星处于星团的外围区域，是对球状星团外围区域的蓝离散星形成于物质转移理论很好的证实。NV358与NV364是两颗分离双星，同时是两颗第二代形成的双星，这是对半人马座ω多星族成员很好的证实，它们也处于星团的外围区域，而非中心区域，所以半人马座ω很有可能起初是一个有核的矮星系，之后被银河系的潮汐引力彻底破坏后所残留的星系核。2.我们用WD程序对球状星团NGC6397中的两颗双星V7和V8的光变曲线进行了分析，结果表明这两颗双星都是相接双星，V7是一颗相接度为2.7%的W次型浅度相接双星，V8是一颗质量比极小（q=0.159），相接度为46.1%的A次型中度相接双星。同时，我们还对这两颗双星的轨道周期进行了分析，这是首次对球状星团中的相接双星进行周期分析，发现它们的周期都是长期增加的。V7周期的长期增加率为dP/dt=4.071(14)×10~(-8)days yr~(-1)，V8周期的长期增加率为dP/dt=2.569(2)×10-7days yr~(-1)。伴随着V7周期的长期增加，根据热弛豫震荡理论它将从当前的浅度相接状态演化到相接度更低的状态，最后它的相接状态可能破坏。随着周期的长期增加，V8的质量比会随之减小，当它的轨道角动量小于它的自旋角动量的叁倍时它将最终并合成一颗快速自转的单星。V8不仅是一颗相接双星，同时它还是一颗蓝离散星双星的候选体，它的双重身份使它对理解蓝离散星形成于双星间的物质转移发挥了重要的作用。3.基于球状星团M54中两颗双星V134和V144光变曲线的研究，我们得到V134是一颗中等质量比(q=0.530)，相接度为50.6%的深度相接双星；V144是一颗极端小质量比（q=0.160）浅度相接双星（f=19.5%），并且它们的光变曲线都展示出很强的O’Connell效应。这两颗双星非常特别，它们两子星的表面重力加速度完全不同于主序星，而是与亚巨星支恒星一致，这样的相接双星非常少见。这两颗双星在M54的颜色-星等图上位于蓝离散星区，同时它们还是星团可能的成员星，因此这两颗双星是蓝离散星双星的候选体，并且有可能形成于双星间的物质转移。4.场星中叁颗密近双星的研究。1）通过HV Aqr的VRI多波段光变曲线与轨道周期的分析，我们得到HV Aqr是一颗小质量比深度相接双星，同时它的周期是长期减小的，减小率为dP/dt=8.84(±0.18)×10~(-8)days yr~(-1)，周期的长期减小很有可能是由主星至次星的物质转移同轨道角动量损失共同作用的结果。2）EQ Tau是一颗类太阳G型双星，通过研究它的五组光变曲线得到它是一颗质量比为0.442的浅度相接双星，同时它的主星有很强的磁活动。我们还分析了EQ Tau的轨道周期变化，得到它的轨道周期在长期减小的基础上迭加了一个周期性振荡。EQ Tau磁活动的周期性变化不能很好的解释轨道周期中的周期性振荡，并且，2010年观测的光变曲线很有可能存在类似transit的事件，所以，轨道周期中存在的周期性振荡可能是由第叁天体的光时轨道效应引起的。3）W UMa型双星UZ CMi一直是一颗被忽视的天体，我们对它进行了首次测光研究和轨道周期分析。结果表明它是一颗相接双星，相接度为38.4%，质量比为0.452。它的周期在长期增加的基础上迭加了一个周期性振荡成分，我们认为周期中的周期性振荡成分是由第叁天体的光时轨道效应引起的。
方维静[10]2016年在《高振幅的δScuti变星的周期变化分析》文中认为对四颗高振幅的δScuti型脉动变星GSC 4464-0924、V524 And、AD CMi、CY Aqr的O-C图像进行了分析。得到GSC 4464-0924的周期是增大的,它的周期变化率dP/dE为123.10 10 days/cycle-?。V524 And的周期是在减小的,它的周期变化率dP/dE为122.45 10--?days/cycle。对AD CMi和CY Aqr两颗星进行周期分析的时候发现它们的O-C的图形并不是呈现单纯的抛物线的形式,因此我们对这两颗的周期变化进行了进一步的分析。首先利用离散的傅里叶变换的方法对它们的谐频进行分析,然后用Kopal[1]的方法得到可能存在的伴星的轨道参数。我们得到的结论是AD CMi可能存在着一颗伴星,而这颗伴星的轨道参数为:轨道周期P26.36years??,离心率e??0.8542,同时我们计算了当轨道倾角i?=30?-90?时伴星的质量m??1.0228 M⊙-2.6595 M⊙。而CY Aqr可能不仅仅存在着一颗伴星,很可能存在着两颗伴星,第一颗伴星的轨道参数为:轨道周期为P??54.2years,离心率为e??0.49。当1i?=30?-90?时计算得出伴星的质量1m?0.09 M⊙-0.04 M⊙。第二颗伴星的轨道参数为:轨道周期为P??47.3years,轨道倾角为e??0.69。当2i?=30?-90?时计算得出伴星的质量2m?0.05 M⊙-0.02 M⊙。因此CY Aqr极有可能为一个叁星系统。
参考文献：
[1]. 长周期变星的演化及振动[J]. 郭建恒. 云南天文台台刊. 2002
[2]. 渐近巨星分支(AGB)长周期变星研究进展[J]. 龚志刚, 李焱. 天文学进展. 1994
[3]. 长周期变星的演化及振动[D]. 郭建恒. 中国科学院云南天文台. 2001
[4]. 中等质量富金属AGB长周期变星的振动研究[J]. 龚志刚, 李焱, 黄润乾. 天体物理学报. 1995
[5]. 疏散星团变星搜寻及其研究[D]. 罗杨平. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2012
[6]. 食激变变星的测光分析[D]. 戴智斌. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2009
[7]. 亮蓝变星的光变起因和星风结构[D]. 郭建恒. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2006
[8]. 矮新星的观测与研究[D]. 韩忠涛. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台). 2017
[9]. 球状星团中密近双星的分析及研究[D]. 李凯. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2013
[10]. 高振幅的δScuti变星的周期变化分析[D]. 方维静. 西华师范大学. 2016