Фотоэлектрические исследования вращения линии апсид избранных затменных двойных звезд

• Автор: Козырева, Валентина Савельевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 135 с. : ил.

СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА I. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ СООТНОШЕНИЯ ДЛЯ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ЛИНИИ АПСИД ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ.
§1.1 Вращение эллиптической орбиты из-за приливной и
вращательной деформации компонент
§1.2 Релятивистское вращение линии апсид
§1.3 Влияние третьего тела на апсидальное движение за-
тменной системы
§1.4 Методы определения периода апсидального движения
из фотометрических данных
ГЛАВА И. ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ И АНАЛИЗ КРИВЫХ БЛЕСКА ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ.
§2.1 Методика проведения фотоэлектрических наблюдений
и описание использованной апппаратуры
§2.2 Обработка данных фотоэлектрических измерений и
учет атмосферной экстинкции
§2.3 Определение фотометрических и абсолютных элементов из анализа кривых блеска затменных систем
ГЛАВА III. МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ИЗМЕРЕНИЯ И ПЕРВЫЕ ОПРЕДЕЛЕНИЯ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ЛИНИИ АПСИД ВОСЬМИ ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ.
§3.1 Широкополосная WBVR -фотометрия и скорость вращения линии апсид тесных двойных систем V451 Oph,
ОХ Cas, IT Cas, HP Aur
§3.2 Фотоэлектрические исследования затменных систем

СО Сер и AI Нуа на Высокогорной Памирской обсерватории РАН
§3.3 Результаты фотометрических исследований VI136 Cyg,
ES Lac, MZ Lac, EQ Vul, выполненых на основе международной программы изучения двойных систем с эксцентричными орбитами
ГЛАВА IV. ОБНАРУЖЕНИЕ И ИССЛЕДОВАНИЕ АНОМАЛИИ В АПСИДАЛЬНОМ ДВИЖЕНИИ У НЕКОТОРЫХ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ.
§4.1 Уникальная затменная система с релятивистким вращением линии апсид EW Ori
§4.2 Вращение линии апсид у BW Aqr - двойной системы с молодыми компонентами, находящимися на стадии эволюции до начальной главной последовательности
ГЛАВА V. ОТКРЫТИЕ ТРЕТЬЕГО ТЕЛА И РЕШЕНИЕ ПРОБЛЕМЫ АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ В СИСТЕМЕ AS Саш.
§5.1 Многоцветные фотоэлектрические измерения и получение кривых блеска
§5.2 Определение фотометрических и абсолютных элементов. Третий свет в системе
§5.3 Определение скорости вращения линии апсид
§5.4 Построение графика О-С и определение параметров
третьего тела в системе
ГЛАВА VI. СРАВНЕНИЕ НАБЛЮДАЕМЫХ И ТЕОРЕТИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ВВЕДЕНИЕ
Затменные переменные звезды представляют единственную на сегодня возможность оценить распределение плотности р(г) по радиусу звезды. Такая возможность возникает в связи с тем, что взаимная приливная и вращательная деформация компонент в звездной паре нарушают их чисто кеплеровское движение. Эти нарушения проявляются для внешнего наблюдателя, в основном, в виде вращения линии апсид (большой оси орбитального эллипса) со скоростью, зависящей от р(г) для обеих компонент двойной. Полный поворот орбиты при этом в достаточно тесной системе может происходить всего за несколько десятков лет. Наблюдаемые параметры этих систем являются неисчерпаемым источником информации для дальнейшего развития физики и теории эволюции как одиночных, так и кратных звезд, и этим определяется актуальность наших работ.
К началу наших исследований (~ 1980 г.) было известно лишь 15 затменных систем с хорошо установленным апсидаль-ным движением, в которых поворот орбиты происходил, в основном, за счет приливной и вращательной деформации компонент. К настоящему времени известны 58 систем с вращением линии апсид ( см. Таблицу 6.1 ниже).
Кроме вращения линии апсид, вызванного приливной и вращательной деформацией компонент (классический член, uic/), эллиптическая орбита двойной звезды поворачивается согласно общей теории относительности даже в случае точечных масс. Скорость этого поворота (релятивистский член, uj'rei) зависит лишь от масс компонент, эксцентриситета орбиты и большой полуоси относительной орбиты. В некоторых звездных парах релятивистский член составляет значительную долю от общей скорости, и'оЬт апсидального движения, и его следует учитывать для всех тесных двойных систем (ТДС).
Здесь следует отметить, что в ТДС, в отличие от случая движения перигелия Меркурия, различаются абсолютная и относительная орбиты компонент. Поэтому ожидалось, что могут

пары стандартов. Применение описанной методики позволяет получить абсолютные VBVR звездные величины с точностью ОТЮОб. Такого же порядка точности и для других широкополосных систем [иВУЯ и др.). Однако точность дифференциальных величин затменной системы относительно звезды сравнения (т.е. точность кривой блеска) обычно в несколько раз выше.
Неопределенность кривых реакции как стандартных фотометрических систем, например, ЕВУ Я (Страйжис, 1977), так и собственных, инструментальных, систем приводила в прошлом к необходимости проведения дополнительных наблюдений большого массива стандартных звезд разных спектральных классов, светимостей и с разным межзвездным поглощением для составления уравнений связи и перехода от одной системы к другой (Лютый, 1971). Однако в связи со сказанным выше, в данной ме-тодике(Халиуллин, Миронов и Мошкалев, 1985), используется следующая аналитическая формулу для редукции наблюдений в стандартную систему:
Дш, , = А'т,- 1ё 1А + 2-5 *5 —(2.2.8) «о .,7 & 1ЕТХ(1 $ Е[Т'хй ;
где Дту и Д'тгу - различия внеатмосферных величин двух звезд ”Г и Е и Е{ - распределения энергии в их спектрах, Т и Т'х - кривые реакции в стандартной и инструментальной системах, соответственно. Стандартные кривые реакции фотометрической системы VBVR даны в цитированной выше работе (Халиуллин, Миронов и Мошкалев, 1985). Стандартизированные кривые реакции ЦБУЯ системы получены Страйжисом (1977) на основе тщательного анализа первичных стандартов этой системы. Методика восстановления распределения энергии в спектрах исследуемых звезд из данных самих многоцветных наблюдений описана выше, а кривые реакции инструментальной системы известны из лабораторных исследований. Если из-