经典御夫座$\zeta$型双星的轨道与脉动

我们利用 TSU 自动光谱望远镜的观测数据，推导了$\zeta$Aur、32 Cyg 和 31 Cyg 的新轨道，并利用这些轨道识别了这些系统中冷超巨星成分的非轨道速度。我们测量了这些偏差中的周期，识别出径向速度中意想不到的长周期变化，并对这些恒星的自转设定了上限。鉴于我们对组件质量和大小的了解，这些径向速度变化与径向脉动理论并不明显一致。我们的同步测光在$\zeta$Aur 和 32 Cyg 中探测到了由潮汐驱动的非径向脉动（椭球变化），其量级和相位在一阶近似下与简单理论大致相符，尽管它们似乎需要适度的重力昏暗。然而，为了拟合其振幅，32 Cyg 的 K 型成分必须比预期大得多，或者具有比$\zeta$Aur 更大的重力昏暗。然而，同样地，我们的测光数据中几乎没有证据表明冷星存在正常的径向脉动。H-alpha 显示了一些证据，表明 B 型成分在$\zeta$Aur 和 32 Cyg 中导致了色球加热，且这三颗恒星在其星风中总共表现出约 2--3 次微弱的爆发，这类爆发偶尔见于冷超巨星中。我们指出了诠释这些恒星的两个基本问题：(1) 将表面亮度建模为重力昏暗是否合适；(2) 大部分非轨道速度结构是否实际上代表了恒星大气中对流流动的变化。