Многоцветная электрофотометрия Альфа Северной Короны, GG Ориона, DI Геркулеса, V541 Лебедя, V577 Змееносца - затменных двойных звезд со значительным эксцентриситетом

• Автор: Волков, Игорь Михайлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 129 с. : ил

Содержание

Введение

Глава I. Методика узкополосных и гетерохромных фотоэлектрических

наблюдений затменных двойных систем

§1.1. Обнаружение затменных систем из фотографических наблюдений, определение

орбит, периодов и оценка точности

§1.2. Широкополосные и узкополосные многоцветные наблюдения с фотоумножителями. Практика использования одноканальных и многоканальных
фотометров

§1.3. Использование ПЗС - матриц в фотометрии: преимущества и недостатки

в сравнении с фотоумножителями

§ 1.4. Исследование кривых реакции использованных в работе систем
фотометрической аппаратуры
§1.5. Учет поглощения излучения в атмосфере и редукция наблюдений в стандартную фотометрическую систему
Глава II. Исследование релятивистского вращения линии апсид
затменной системы а Северной Короны
§2.1. Постановка задачи. История открытия и изучения системы
§2.2. Узкополосная электрофотометрия а Северной Короны в Хк 4600 и 7510 А и
построение высокоточных кривых блеска
§2.3. Определение фотометрических и абсолютных элементов
§2.4. Обнаружение и первое измерение скорости апсидального вращения
§2.5. Анализ возможных причин расхождения с теорией наблюдаемой
скорости апсидального движения
Глава III. Определение физических характеристик и обнаружение вращения линии апсид в затменной системе вв Ориона
§3.1. Обзор наблюдательных данных и постановка задачи
§3.2. Высокоточная электрофотометрия СЮ Ориона в ТШВЭ. Обнаружение
физической микропеременности звезды
§3.3. Фотометрия (Ю Ориона в Московской обсерватории ГАИШ МГУ
с использованием ПЗС-матрицы
§3.4. Фотометрические и абсолютные элементы из решения сводной фотоэлектрической кривой блеска системы. Аномальное межзвездное поглощение в
направлении СЮ Ориона
§3.5. Измерение скорости вращения линии апсид
Глава IV. Поиск третьего тела в затменной системе Б1 Геркулеса с
аномально медленным вращением линии апсид
§4.1. Краткая библиография работ и постановка задачи
§4.2. Высокоточная электрофотометрия Б1Геркулеса в ТШВЭ
§4.3. Результаты решения кривых блеска итерационным методом дифференциальных
поправок
§4.4. Подтверждение аномалий в апсидальном движении Геркулеса

§4.5. Анализ графика (О-С) и изменений глубин минимумов с целью обнаружения третьей звезды в системе П1 Геркулеса. Новые ограничения на третий свет.
Глава V. Электрофотометрия уникальной затменной звезды V541 Лебедя с целью уточнения параметров апсидального движения
§5.1. История исследования системы
§5.2. Новые фотоэлектрические наблюдения и построения сводной кривой блеска. ..98 §5.3. Определение фотометрических элементов и физических характеристик
V541 Лебедя
§5.4. Результаты исследования апсидального движения
Глава VI. Первые фотоэлектрические исследования затменной системы V577 Змееносца с эллиптической орбитой
§6.1. Обнаружение и детальное исследование физической переменности блеска
главной компоненты системы в полосах WBVR
§6.2. Построение кривых блеска и определение фотометрических и абсолютных
элементов системы
§6.3. Прогнозы возможности исследования апсидального движения в системе V577 Змееносца
Заключение
Список литературы

Введение
Современное состояние исследований по проблеме вращения линии апсид.
Среди всего многообразия двойных звезд особое место занимают затменные системы, обладающие значительньм эксцентриситетом. Оставив в стороне вопрос о происхождении двойных систем (детальной общепринятой теории пока нет), остановимся на тех возможностях, которые предоставляют сравнительно простые фотометрические наблюдения данных объектов. Известно, что двойные звезды не являются идеальными шарами. Даже хорошо разделенные пары чувствительны к взаимному притяжению и оказываются слегка вытянутыми по направлению друг к другу. Модель трехосного эллипсоида вращения является весьма хорошим приближением. Кроме того, звезды вращаются, а значит, на них действуют центробежные силы, сплющивая их у полюсов вращения. Поэтому результирующие силы, действующие на центр масс каждой из звезд, немного отличаются от предсказываемых законом обратных квадратов. В случае эксцентричных орбит это приводит к тому, что эллипсы, описываемые компонентами двойной вокруг общего центра масс, оказываются незамкнутыми. Можно представить дело так, что большая ось эллипса (линия апсид) поворачивается в пространстве, причем по направлению орбитального вращения. Скорость этого вращения пропорциональна степени отклонения формы звезды от идеальной сферы. Первым теоретические исследования этого эффекта провел Рассел (1928). В последовавших за этим работах Чандрасекара (1933), Коулинга (1938) и Стерна (1939) авторы определили, что задача определения теоретически ожидаемой угловой скорости вращения линии апсид сводится к определению неких параметров к], характеризующих степень концентрации вещества звезды к ее центру. Эти параметры имеют эволюционный статус, уменьшаясь при сжатии звезды и увеличиваясь при ее расширении. Параметры задаются следующими соотношениями (см., например, Халиулпин, 1997):
/+1-»7,(Д)
к £---------------------------------------------(1)
' 2(/+/?,(*)) ’
где функции ///г) принимают нулевые значения в центре звезды (г = 0) и задаются следующими дифференциальными уравнениями первого порядка:
г^ + 6£^1( +1} + п (л _ 1} = ю + 1) , у = 2,3,4. (2)
Ж р(г)

-0.02 -0.01 0.00 0.01 0.02 Фаза
Рис.2.2. Кривые блеска а Северной Короны в минимумах по наблюдениям в разных фильтрах. Внизу каждого графика приведены уклонения О-С.