Фундаментальные параметры компонент маломассивных кратных звезд каталога Hipparcos

• Автор: Малоголовец, Евгений Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2007
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 155 с. : ил.

1 Эмпирические массы звезд нижней части Главной последовательности
1.1. Масса - ключевой параметр теории внутреннего строения и эволюции звезд
1.2. Массы и светимости звезд нижней части Главной последовательности
1.3. Точные эмпирические массы с использованием современных методов наблюдений
1.4. Двойные звезды каталога ШРРАИСОБ
1.5. Спекл-интерферометричсская выборка звезд БТА из списков новых двойных систем и систем с предполагаемой двойственностью Н1РРАДСОЗ
1.6. Выводы
2 Спекл-интерферометрические измерения и методы построения орбит кратных звезд
2.1. Метод спекл-интерферометрии. Восстановление модуля и фазы изображений
2.2. Методика и техника спекл-наблюдений кратных звезд на БТА
2.3. Спекл-интерферометрия двойных звезд
2.4. Спекл-интерферометрия тройных звезд
2.5. Калибровка масштабов изображений и привязка позиционных углов
2.6. Вычисление орбитальных параметров двойных систем
2.7. Выводы
3 Интерферометрические исследования новых двойных звезд каталога ШРРАНСОЭ
3.1. Результаты измерений 2000-2001 гг
3.2. Комментарии к измерениям отдельных пар
3.3. Тройные системы
3.3.1. Измерения
3.3.2. Комментарии к тройным системам
3.4. Выводы
4 Интерферометрические орбиты и фундаментальные свойства двойных систем
4.1. Новые орбиты пар с быстрым относительным движением компонент
4.2. Комментарии к орбитальным системам

4.3. Основные физические свойства компонент и их положение на диаграмме
М — Му
4.4. Основные ограничения точности определения масс
4.5. Модель системы К-карликов ЭЛ 765.2=Н1Р 96656
4.5.1. Эмпирические массы звезд в диапазоне 0.6-0.9 Л4©
4.5.2. Интерферометричсские и спектральные наблюдения ЭЛ 765
4.5.3. Комбинированная орбита и основные физические свойства компонентЮб
4.6. Выводы
5 Иерархические тройные системы с маломассивными компонентами вЛ 795 и СЛ 900
5.1. Иерархические кратные звезды и системы типа Трапеции
5.1.1. Статистические свойства звезд с кратностью >3
5.1.2. Иерархия кратных звезд
5.1.3. Динамическая устойчивость кратных звезд
5.1.4. Примеры кратных систем с различной степенью иерархии
5.2. Маломассивная тройная система ДЛ
5.2.1. Наблюдения и анализ данных
5.2.2. Абсолютные звездные величины и спектральные классы по данным дифференциальной спекл-фотометрии
5.2.3. Параметры орбит и суммарная масса
5.2.4. Иерархия орбит, оценки динамической устойчивости и Козаи-механизм осцилляций
5.3. Молодая тройная система ЭЛ
5.3.1. Наблюдения и анализ данных
5.3.2. Абсолютные звездные величины, массы и спектральные классы компонент
5.3.3. Вероятные периоды и иерархия орбит
5.4. Выводы
Заключение

Список иллюстраций
1.1 Положение звезд из критического списка (Андерсен 1991) (звездочки) и
визуально-двойных звезд (Генри и Маккарти 1993) (кружки) на диаграмме М-Му
1.2 Зависимость вероятного орбитального периода от наблюдаемых параметров двойной звезды
1.3 Распределение звезд выборки по показателю цвета В-У: новых двойных звезд (слева) и звезд с предполагаемой двойственностью (справа)
1.4 Распределение звезд выборки по видимой звездной величине НР новых двойных звезд (слева) и звезд с предполагаемой двойственностью (справа)
1.5 Распределение звезд выборки по тригонометрическому параллаксу 7г: новых двойных звезд (слева) и звезд с предполагаемой двойственностью (справа)
1.6 Распределение новых двойных звезд интерферометрической выборки БТА по угловому расстоянию между компонентами р и разности блеска АНР
по наблюдения ШРРАНСОЭ
2.1 Спекл-интерферограмма одиночной звезды
2.2 Передаточная функция биспектра (одномерный случай): 1-низкочастотная
область биспектра, 2-осевая область биспектра, 3-околоосевая область биспектра, 4-область средних частот биспектра
2.3 Калибровка масштаба изображения и позиционного угла с помощью диафрагмы с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся пучке
от главного зеркала телескопа
2.4 Спектр мощности серии короткоэкспозиционных изображений интерференционной картины
2.5 Автокорреляционная функция серии мгновенных изображений двойной
звезды: а) обычный метод усреднения, б) усреднение с использованием разности соседних изображений
2.6 Квадрат пространственного спектра двойной звезды
2.7 Автокорреляционная функция двойной звезды
2.8 Средний темповой сигнал (слева) и распределение чувствительности по
полю камеры (справа)
2.9 Влияние фотонного шума на оценку автокорреляционной функции:
а) автокорреляционная функция без коррекции фотонного смещения
б) автокорреляционная функция с коррекцией фотонного смещения

Средняя автокорреляционная функция серии изображений:
< А(г) >=< J I(r')I(r + r')dr' >, (2.21)
где /(г) - распределение яркости в мгновенном изображении, является
результатом преобразования Фурье от спектра мощности < |/(^)|2 >:
1 с
< А(г) >= — / < 1{и)2 > exp(i2Ttrv)dv (2.22)
Ztt J
и представляет собой свертку автокорреляционной функции распределения яркости по объекту о(г) со средней автокорреляционной функцией точечного источника < s(r) >:
< A(r) >= Jо(г - г') < s(r') > dr'. (2.23)
Для телескопа с большой апертурой (D/r0 > 1) передаточная функция
спекл-интерферометрии хорошо описывается двухкомпонентной моделью Корффа (Корфф 1973):
< S(y) >= 7j(I/)e-6.88(AVF/n,)S[i-(Ai/F/B)i] + о.435(г0/£>)2Д)(г/), (2.24)
где Tq(u) - передаточная функция безаберрационного телескопа. Отметим, что < S(u) > - центральносимметричная функция.
Вклад низкочастотной составляющей пере_
даточной функции значительно ослабляется при накоплении спектра мощности разности соседних изображений < h{v) — >■ Из-за наличия
корреляции на уровне атмосферного пятна замытия, компенсируется атмосферная подложка автокорреляционной функции. Кроме того, такой метод усреднения автоматически учитывает темновой сигнал приемника. Однако из-за низкого отношения сигнал/шум в спектре мощности этот метод применяется только для обнаружения и предварительной оценки положения компонент двойных и тройных систем, особенно для измерений на пределе возможностей спекл-интерферометричеких наблюдений (рис. 2.5).
В случае двойной звезды яркость компонент которой А и В, а вектор разделения равен р, квадрат пространственного спектра объекта (и)2 и автокорреляционная функция объекта о(г) равны:
|0(ь')|2 = А2 + В2 + 2ABcos(2ttup), о(г) = (А2 + B2)6(r) + AB5(r + р) + АВ5(г - р). (2.25)