Исследование спектральной и фотометрической переменности ОВ-звезд с аномальными пространственными скоростями

• Автор: Баранников, Алексей Алексеевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 178 с. : ил.

Содержание
Введение
I Методика получения и обработки спектральных и фото-
- электрических наблюдений исследуемых звезд
1.1 Спектральные наблюдения
1.2 Фотоэлектрические наблюдения
1.3 Методы поиска скрытой периодичности неравномерных временных рядов спектральных и фотоэлектрических наблюдений
II Спектральные и фотоэлектрические наблюдения В-звезд
V 600 Her и HD 161573
II.1 Наблюдения B0.5III эллипсоидальной переменной V 600 Her
(HD 149881)
И.2 Новые наблюдения B4V звезды HD 161573
IIIПоиск релятивистских спутников у’’убегающих” О-звезд
III. 1 Изучение природы переменности лучевых скоростей и опти-
ческого блеска 08If звезды 9 Sge (HD 188001)
III.2 Исследование спектральной и фотометрической переменности 05Vnfp звезды HD 192281
IV Исследование спектральной и фотометрической переменности пекулярной ’’убегающей” 07Ifpe звезды HD
IV. 1 Введение

IV.2 Наблюдения
IV.3 Поиск и изучение долговременной переменности лучевых
скоростей, блеска и цвета
IV.4 Изучение коротковременных изменений лучевых скоростей,
блеска и цвета
IV.5 Спектральные высокодисперсионные ПЗС наблюдения
IV.6 Заключение
Заключение
Список литературы
Приложения

Введение
Современная теория звездной эволюции в отношении массивных двойных систем предсказывает, что число релятивистских объектов, являющихся мощными источниками рентгеновского излучения, составляет лишь небольшую часть (ок. 1%) от общего числа релятивистских объектов в паре с ОВ - звездами (Ван ден Хейвел и Хейз, 1972 [45], Тутуков и Юнгель-сон, 1973 [130], Масевич и др., 1976 [96]). Остальные 99 % нейтронных звезд и черных дыр в массивных тесных двойных системах (ТДС) должны находиться в нерентгеновской стадии, т.е. излучение этих объектов в рентгеновском диапазоне сравнительно невелико. По различным оценкам таких "спокойных” двойных систем с релятивистскими спутниками может наблюдаться тысячи в нашей Галактике. Ожидаемое преобладание нерентгеновских двойных систем над рентгеновскими связано в первую очередь с продолжительным временем ядерной эволюции звезды. По эволюционному сценарию для массивных тесных двойных систем (Ван ден Хейвел, 1976 [46]), после взрыва сверхновой и образования релятивистского объекта, маломассивная ОВ - звезда к этому моменту не успевает проэволюционировать и, как правило, еще находится на Главной Последовательности. Следовательно, аккреция вещества на компактный объект обусловлена, в основном, веществом звездного ветра нормальной ОВ -звезды. Даже значительный темп истечения вещества посредством сильного звездного ветра не в состоянии образовать мощный рентгеновский источник. Для этого необходимо, чтобы прошло время порядка времени ядерной эволюции звезды (1О1О(М/М0)-2 лет), когда поверхность нормальной звезды приблизится к границам полости Роша, при этом значи-

за ночь разности звездных величин между V600 Her и звездой сравнения для каждого фильтра, следующие три столбца дают ошибку измерения соответственно в В, V и R - фильтрах, в последнем столбце указано значение п - число индивидуальных оценок блеска, вошедших в среднее за ночь. Наблюдения в ночи JD2448063 и JD2448064 проводились с перерывами. Поэтому в данные ночи индивидуальные измерения были разбиты на 2 группы и усреднялись отдельно. На рис. II.2 приведены индивидуальные и средние BVR-кривые блеска V600 Her. Характер временного ряда наших спектральных и фотометрических наблюдений не позволяет исследовать короткопериодическую переменность звезды, поэтому в дальнейшем под переменностью лучевых скоростей и блеска мы будем подразумевать только 5d.2 - дневную переменность.
Решение кривой лучевых скоростей и кривых блеска, системы V600 Her. Для анализа были взяты новые BVR-кривые блеска и сводная кривая лучевых скоростей звезды. Сводная кривая лучевых скоростей объединяет наблюдения, приведенные в работе Хилла и др. (1976а) [142] (бальме-ровские линии Н, линии Не I, О И), и наши наблюдения линий Н и Не I. Свертка индивидуальных измерений по фазам орбитального периода проводилась с эфемеридами Хилла и др. (1976а) [142]. Забегая вперед, отметим, что в процессе работы мы оценили значение {О — С) для современной эпохи и пришли к выводу, что эти эфемериды применимы в настоящее время. Заметим также, что сначала мы анализировали кривую лучевых скоростей, построенную по нашим последним наблюдениям 1988-1991 гг., но при этом доверительные интервалы искомых параметров получались слишком широкие. Поэтому окончательно для большей точности мы решили использовать сводную кривую лучевых скоростей по наблюдениям 1924-1991 гг.
Совместное решение кривой лучевых скоростей и кривых блеска V600 Her проводилось в рамках модели тесной двойной системы, состоящей из опти-