红巨星的一个普遍观测现象是光度变化。在大麦哲伦云中,红巨变星呈现出五个很好的周光线性序列,分别被命名为A、B、C、D和E序列。A、B、C和D序列的光变周期依次由短至长,各序列之间相互平行;E序列在较低光度区,它不与其它的四个序列平行,但与D序列部分重叠。A、B和C序列是低阶径向脉动变星,E序列为椭球形双星,而最长周期的D序列的起源一直是个谜。本论文研究D和E序列变星的光变特征及演化性质。　　D序列变星又叫长副周期变星。该类变星两个光变周期:一个周期为30-200天的短周期,由径向脉动的低阶模式导致;一个周期为400-1500天的长副周期,其起源不明。由于长副周期光变呈现出稳定而规则的类食特征,而短的主周期光变和径向脉动光变相似,很多天文学家认为D序列变星是一个主星为脉动红巨星的双星系统。双星模型的提出倍受欢迎,但也引来了很多争议。为了检验这个假设的可信性,建立了“脉动双星”模型,并使用了Wilson-Devinney双星程序及傅里叶频谱分析法来研究D序列星的光变性质。研究结果表明:模拟的红巨星的脉动性质与观测和理论相符,但双星的视向速度曲线却和观测相背,同时,模拟出的红巨星质量极低(小于0.4M⊙)而其光度却异常高(高于2500L⊙)。这些结果说明:脉动双星系统在解释长副周期变星的起源上存在缺陷,双星解释模型不合适。　　E序列变星属于椭球形密近双星系统。在该系统中,主星为红巨星,次星为主序星。红巨星的膨胀使得椭球形变星的洛希瓣被大量充满,随后双星经历洛希瓣超流和共同包层演化。共同包层演化的产物很可能是密近双星核行星状星云或post-RGB星。本工作通过蒙特卡洛方法模拟了椭球形变星的演化,并预言了密近双星核行星状星云和post-RGB星的比例。该工作的特色是使用了大麦哲伦云中E序列星的观测比例来归一化计算。该归一化能使得计算结果相对独立于模型假设,具有比较高的可信度。模拟结果表明:具有密近双星核的行星状星云占总行星状星云的7-9％,post-RGB星的诞生率为行星状星云诞生率的3-4％,同时,这些经历共同包层的post-RGB星很可能是低质量的氦白矮双星。　　属于密近双星系统的椭球形变星大部分处在RGB和AGB演化阶段。该演化阶段的显著特点是星体急剧膨胀。红巨星的膨胀将拉近其与伴星的距离并在两星之间产生强大的潮汐力。这个强大的潮汐力将影响双星的轨道运动及演化。研究椭球形双星的轨道动力学和轨道性质是很有意义的。本工作以大麦哲伦云中的E序列变星为研究对象,对其进行了大样本长时期的视向速度监测,并结合MACHO及OGLE的测光数据采用Wilson-Devinney双星程序对这类双星进行解轨。通过光变及视向速度数据,我们可以得到双星的质量、质量比、轨道半径及轨道偏心率等参数。这些统计信息可以和太阳附近的双星轨道性质比较,并分析不同星系环境对双星演化的影响。