Abstract
We reinvestigate UV line emissions of 44i Boo, W UMa, AW UMa and VW Cep, which are indicaters of chromospheric activity of these stars. C I, C II, C IV, Si IV lines show significant variation in orbital phase. Among those lines, the Line of C IV showed the strongest line flux. while other Si IV and N V lines showed relative low line intensities. 44i Boo emitted the strongest flux than other stars. UV light curves of target stars shoed UV maximum at phase around 0.2 an 0.8 Such UV emissions are generally believed to be observed at the active regions and contacting parts of the two stars due to the clear visibility at the phase 0.2 and 0.8. Total emissivity of four transitions lines lead to conclude that the activity of this region is 40 times larger than the quiet sun. It is obvious that the activity decrease according to increase period. We obtained also Mg II light curve of AW UMA and VW Cep. These stars showed more clearly phase-dependent light curves. We estimated effective temperature of two star, AW UMa and VW Cep, using by Mg II flux.
lUE 저분산 자로플 가지고 44i Boo, W UMa, AW UMa및 VW Cep에서 나오는 자외선 방출선들의 특징을 조사하였다 단파장영역과 장파장영역에서의 방출선 선세기를 구하여, 이를 자$\boxUl$선 등급으로 변환하여 광도곡선을 얻었다 단파장 영ff에서 나오는 방출선인 C I, C II, C IV, SiIV, N V에 대한 선세기를 구한 결파, C IV가 모든 별에서 가장 센 방출을 보였으며. Si IV와 NV는 비교적 작은 양의 선세기를 나타내었다. 4개의 W UMa 별 쿵에근 44i Boo가 가장 높은 선세기를 보였으며, 단과장 영역에서는 위상 0.2와 0 8부근에서 자외선 팡도가 maximup을 보이는 변광을 확인하였다 또한, 전이영역에서 나오는 C IV, Si IV, N V 방출선을 합하여 이를 극소기의 태양값과 비교하여 태양보다 최대40배의 높은 활동성을 가지고 있음을 알았다. 짧은 주기를 갖는 별,즉 44i Boo, W UMa, AW UMa순으로 전이영역의 헐동성이 감소하는 것으로 나타났다. 장 파장 영역에서는 AW UMa와 VW Cep의 Mg ll 방출선을 조사하였는데, 단파장의 방출선 보다 뚜렷한 주기적 변광을 보였으며, 이를 이응하여 두 별의 유효온도를 추정하였다..