Визуально-двойные звезды околополярной области по наблюдениям на 26"-рефракторе в Пулкове

• Автор: Грошева, Елена Александровна
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 116 с. : ил.

Глава

Наблюдения околополярных двойных звезд

1.1 Пулковская программа наблюдений визуально-двойных

звезд

1.2 Методика фотографических наблюдений и измерений астронегативов

1.3 Стандартизация измерений

1.4 Определение собственных движений компонент визуально-двойных звезд

1.4.1 Сравнение положений

1.4.2 Метод томографических координат

1.5 Результаты определения собственных движений

1.6 Результаты определения относительных положений для

пяти визуально-двойных звезд
Глава
Распознавание физических пар звезд
2.1 Обзор наиболее известных критериев
2.2 Сравнительный анализ критериев
2.3 Метод распознавания физических двойных на основе статистического анализа собственных движений компонент
2.3.1 Плотность вероятности вектора собственного
движения
2.3.2 Построение функции распределения собственных движений
2.3.3 Определение критического значения вероятности
2.4 Результаты применения статистического метода

Глава
Исследование избранных визуально-двойных звезд
3.1 Метод параметров видимого движения
3.2 Результаты определения орбит визуально-двойных
звезд
Заключение
Литература
Приложение 1
Приложение 2
Приложение Таблица 1
Приложение Таблица 2
Приложение Таблица 3
Приложение Таблица 4
Приложение Таблица 5
Приложение Таблицы 6-10

Актуальность темы.
По мере открытия двойных систем различных типов стало ясно, что двойственность не является исключительным явлением, а скорее является правилом и 50ч-70% звезд, по крайней мере в окрестностях Солнца, входят в состав двойных и кратных систем [47].
С момента открытия двойных звезд и по сей день интерес к наблюдениям двойных звезд определяется возможностью получения или уточнения звездных масс на основе орбитального движения. Поэтому особым вниманием пользуются двойные звезды с коротким периодом обращения компонент, наблюдение которых ведет к быстрому получению орбитальных параметров и масс звезд, в то время как широким двойным звездам не уделялось должного внимания. Тем не менее, широкие двойные -ценный объект для исследования с точки зрения проблемы возникновения и эволюции двойных систем, не только в целях понимания эволюции звездной материи, но и улучшения знаний о галактической динамике.
Статистика показывает, что наиболее хорошо определены орбиты компонент двойных звезд, имеющие большую полуось приблизительно равную 15-30 а.е., практически нет орбит с а >100 а.е., предварительным орбитам соответствуют а « 50 ч- 100 а.е. и периоды 350 -г 700 лет [64, 65], поэтому необходимо накопление данных об орбитальных характеристиках относительного движения в широких системах. Особый интерес с позиции звездной динамики представляет изучение распределения периодов обращения, больших полуосей и экцентриситетов орбит. В целях изучения гипотезы влияния гравитационного поля Галактики на ориентацию долгоэволюционирующих двойных систем необходим также статистический анализ параметров ориентации орбит двойных звезд, не только полюсов

орбиты и скорость орбитального движения звезд, важно чтобы ряд фотографических наблюдений охватывал дугу достаточной длины для надежного определения ее кривизны.
Ограниченность области применения метода ПВД:
1) не всегда удается определить один из основных параметров метода ПВД - радиус кривизны наблюдаемой дуги. На спрямленных участках видимой орбиты радиус кривизны не определяется и, в качестве радиус-вектора положения необходимо привлекать его динамические оценки, исходя из наблюдаемой пространственной скорости относительного движения и сумм масс компонент.
2) для определения орбиты необходимо знать тригонометрический параллакс и относительную лучевую скорость, что ограничивает область применения только близкими яркими звездами.
Алгоритм метода ПВД, описанного в [7,12] таков:
Расстояние между компонентами вычисляется по ключевой формуле метода ПВД, которая требует требует знания кривизны траектории:
г3 = ±к2^ьт{у-0) [а.е.3] , (3.1)

где р — расстояние между компонентами А и В на средний момент дуги наблюдений,
0 — позиционный угол на этот момент, ц — относительное видимое движение в картинной плоскости;
\1 — его направление,
рс — радиус кривизны дуги наблюдений,
к2 — динамическая постоянная астроцентрического движения.
к2 = 4к2(Ма + Мв) [а.е.3/год2]
Кривизна траектории рс вычисляется следующим образом. Выбираются два участка наблюденной дуги, к которым строятся касательные в точках Т и Гг, соответствующих средним моментам наблюдений участков. На эти