本論文使用1998-2002年RXTE的觀測數據，針對座落於球狀星團NGC 6624中心附近的低質量X-ray雙星4U 1820-30，做長時間之監測以求得軌道週期的演化，以及尋找可能存在的運行機制：階級式的三星系統(hierarchical triple system)或吸積盤進動所引起的superhump現象。 4U 1820-30是由中子星與白矮星組成的雙星系統，距離地球約7.6千秒差距(kiloparsec)，它擁有目前已知X-ray雙星中最短的軌道週期(約11 .4分鐘)，而且軌道週期的一次微分項( )並不為常數。雖然Rappaport等人(1987)根據理論計算出 >0，但是Tan等人(1991)卻由實際觀測的結果推算出 <0，此理論值與觀測值不符合的現象引起眾人對軌道週期演化的興趣。為了與1976年以來的文獻結果相結合，本論文使用的觀測數據必須先跟phase zero epoch作比較，以便得出軌道週期相位演化的曲線。並不是每段1998-2002年之觀測數據的軌道光變都很明顯，經過AoV (Analysis of Variance)篩選機制以及觀測數據統計上的限制，符合要求的觀測數據只介於1998-1999年，並從中發現明顯的相位偏移(phase shift：-0.20 -0.31)及相位跳動( phase jitter= 0.034 )。 1976-1999年的相位演化曲線顯示三次擬合(cubic fitting)優於二次擬合(quadratic fitting)的可信度高達~99%，並從三次的擬合結果求得： = (1.87±0.96) x 10-13 yr-1、 = (-1.34±0.52) x 10-7 yr-1，這是4U 1820-30首次被觀測到軌道週期的二次微分項( )。然而 項的發現意謂著，Tan等人(1991)提出的球狀星團重力加速理論可能需要被修正，甚至是更換另一個全新的理論，方能解釋為何理論值與觀測值不符合。 另一方面，4U 1820-30不單具有約11分鐘的軌道週期，還擁有約171天的長週期X-ray光變現象(long-term modulation)，Grindlay (1986, 1988)提出這可能是第三顆星對此雙星系統造成的影響(階級式的三星系統，hierarchical triple system)。此外Haswell等人(2001)也提出，任何軌道週期小於4.2小時並以中子星為主星的低質量X-ray雙星，應該普遍地存在superhump現象。為了進一步驗證上述兩種運行機制是否真的存在於4U 1820-30，因而應用一維的CLEAN演算法(one-dimensional CLEAN algorithm)來尋找階級式三星系統或superhump在傅氏空間(Fourier space)中可能造成的beat sideband (sideband會出現在軌道頻率附近)。儘管RXTE 1998-2002年的觀測數據中擁有11組頻率解析度(frequency resolution)夠高的觀測時段(歷時 1.4-11.8 天)，但是這些觀測數據可能因曝光時間(exposure time)明顯不足而造成訊噪比(signal to noise ratio)過低，所以未能在CLEAN spectrum中發現任何明顯的sideband，藉此本論文也提出了諸點可供改善日後觀測的建議以利sideband的尋找。 第一型X-ray爆發(TypeⅠX-ray burst)只發生在所謂的low state (low luminosity state)，但在RXTE 1996-2002年的觀測中，只在1996年和1999年分別觀測到一個X-ray爆發及一個異常的X-ray爆發(簡稱Superburst)，除此之外，即使該觀測點處於low state也沒觀測到任何劇烈的X-ray波動，造成此現象的可能原因是：4U 1820-30的low state小於Chou及Grindaly (2001)所訂定的範圍(光變曲線最低處的±23天)；另一種可能是Superburst的產生機制影響了中子星表面的熱核反應，導致劇烈的X-ray爆發不常發生。 We report our analysis results of the orbital modulation for the ultra-compact low mass X-ray binary 4U 1820-30 in globular cluster NGC 6624 monitored by the Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) from 1998 to 2002.Tthe data with insignificant orbital variations were first filtered out by their AOV statistics. Clear phase drift from -0.25 to -028 as well as phase jitter of 0.034 are detected during the 1998-2000 observation period. Combined with the observation results since 1976, the orbital phase evolution is in fact better described as a cubic function rather than the quadratic model proposed by the historical reports. The cubic fitting yields the first discovered = (1.87±0.96) x 10-13 per year and period derivative of = (-1.34±0.52) x 10-7 yr-1 at the phase zero epoch (HJD 2,442,803.63544). We conclude that the previous period derivatives were probably underestimated due to the significant . On the other hand, the CLEAN algorithm was also applied to search the possible side bands made by a hierarchical third star (triple model) or the tidally driven modulations of the accretion disk (superhump). However, no significant (2σ upper limit) sideband was detected in our data sets.
