Лучевые скорости и проблема двойственности классических цефеид

• Автор: Горыня, Наталья Андреевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 294 с. : ил.

СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА I. ОБЗОР НАБЛЮДАТЕЛЬНЫХ ДАННЫХ И ТЕОРЕТИЧЕСКИХ РЕЗУЛЬТАТОВ В СВЯЗИ С ПОСТАНОВКОЙ ЗАДАЧ ИССЛЕДОВАНИЯ
1.1. Начальный этап исследований лучевых скоростей цефеид
с конца XIX в. до середины XX в
1.2. Открытие и исследование спектрально-двойных цефеид
1.3. Корреляционные спектрометры типа ССЖАУЕЬ и их роль в исследовании лучевых скоростей цефеид
ГЛАВА II. НАБЛЮДЕНИЯ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ЦЕФЕИД С КОРРЕЛЯЦИОННЫМ СПЕКТРОМЕТРОМ, КАТАЛОГИ И АТЛАС КРИВЫХ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ЦЕФЕИД
2.1. Измеритель лучевых скоростей (ИЛС)
2.2. Измерения с корреляционным спектрометром ИЛС лучевых скоростей переменных звезд с пекулярными спектрами
I. Переменная звезда Л Северной Короны
П. Полуправильная переменная звезда VI027 Лебедя
Ш. Химически пекулярные звезды
a) Лучевые скорости Ат-звезды ИТ Уи1 (15 Уи1)
b) Лучевые скорости уЕци
c) Лучевые скорости 49 Сат = ВС Сат
IV. Лучевые скорости переменной звезды 5 Щита
2.3. Наблюдения лучевых скоростей цефеид
2.3.1. Постановка задачи
2.3.2. Программа наблюдений
2.3.3. Методика наблюдений и обработка данных
2.3.4. Каталоги лучевых скоростей цефеид

2.4. “Последовательность Герцшпрунга” по лучевым скоростям цефеид
2.5. Лучевые скорости бимодальных цефеид
ГЛАВА III. ПРОБЛЕМЫ СПЕКТРАЛЬНОЙ ДВОЙСТВЕННОСТИ ЦЕФЕИД
3.1. Средние лучевые скорости цефеид
3.2. Обнаружение и подтверждение спектральной двойственности классических цефеид. Частота встречаемости спектрально-двойных цефеид
3.3. Методика и результаты определения орбитальных элементов спектрально-двойных цефеид
3.3.1. Метод вычисления орбитальных параметров
3.3.2. Предварительная подготовка материала
3.3.3. Результаты определения параметров орбит и масс спутников спектрально-двойных цефеид
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
ПРИЛОЖЕНИЕ 1. КАТАЛОГ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ЦЕФЕИД I
ПРИЛОЖЕНИЕ 2. АТЛАС ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ ЦЕФЕИД I

Ducunt volentem fata, nolentem trahunt
Сенека
Гипотеза или теория - нечто ясное, конкретное и позитивное, но в нее не верит никто, кроме ее создателя. Напротив, результаты эксперимента - нечто запутанное и неточное, но в них верят все, кроме того, кто выполнил работу.
Харлоу Шепли
ВВЕДЕНИЕ
Из всех типов переменных звезд наиболее хорошо исследованными являются “цефеиды”, получившие свое обозначение по звезде 8 Цефея, открытой в 1784 г. Гудрайком и ставшей родоначальником самого знаменитого и наиболее интересного класса переменных звезд, ибо трудно переоценить роль цефеид в определении расстояний до внегалактических систем, в изучении структуры и динамики нашей Галактики, а также в исследованиях эволюции звезд.
Согласно современной классификации переменных звезд, данной в 4 издании ОКПЗ (1985), звездами типа 8 Цефея (5 Сер), классическими цефеидами (в дальнейшем будем придерживаться обозначения, данного в каталоге — DCEP), называют сравнительно молодые звезды, располагающиеся после ухода В-звезд с главной последовательности в полосе нестабильности на диаграмме Герцшпрунга -Ресселаи становящиеся радиально пульсирующими переменными высокой светимости классов Ib-II. Это цефеиды плоской составляющей Галактики (населения I), подчиняющиеся известной зависимости период - светимость. Спектральные классы этих звезд в максимуме блеска F5-F8, в минимуме G-К, причем тем более поздние, чем больше периоды изменения блеска. В нашей Галактике периоды классических цефеид заключены в пределах от одних суток до 45rf (на северном небе известна лишь одна цефеида S Vul, период которой равен 68d). В других галактиках известны цефеиды с периодами до 13bd. Амплитуды изменения блеска цефеид заключены в пределах от 0Ш.1 до 2т (V). Единственным до сих пор исключением остается Полярная звезда (a UMi), амплитуда которой в начале нашего века

анализа Брегера (1990) и по составленной С.Ю. Шугаровым программе, реализующей алгоритм Лафлера-Кинмана, не привела к удовлетворительному результату. Пришлось прибегнуть к раздельному анализу данных за 1990 и за 1991 гг. Наблюдения 1990 г. показали прекрасно выраженный период 42d.97, который, однако, не проявился в наблюдениях 1991 г. Лучший из найденных периодов по наблюдениям этого года, 33.97, определяется намного менее уверенно. Таким образом, анализ наших измерений лучевой скорости R СгВ без привлечения фотометрических данных подтверждает тот факт, что пульсационные периодичности по-разному проявляются в различные сезоны наблюдений, а найденные нами периоды находятся в удовлетворительном согласии с выявленными ранее по фотометрии.
В более поздней работе Ферни и Лоусона (1993) приводятся результаты измеренй лучевых скоростей R СгВ в 1991 г. В интервале JD 2448387-2448504, практически совпадающем с интервалом наших наблюдений, было получено 18 значений лучевой скорости в пределах от +14.9 до +26.3 км/с, которые сравниваются с нашими данными, и при этом отмечается хорошее согласие между ними. Таким образом, в этой работе были подтверждены наши основные результаты о пуль-сационной периодичности в лучевых скоростях R СгВ, проявившейся в наблюдениях 1990 и 1991 гг.
II. Полуправильная переменная звезда V1027 Лебедя
Еще одним интересным объектом, в некоторых отношениях напоминающим R СгВ, у которого нам удалось измерить лучевые скорости, была звезда V1027 Cyg спектрального класса G7Ia. Согласно ОКПЗ (1985), она относится к типу L, т.е. к медленным неправильным переменным, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Звезда интересна тем, что будучи отождествленной с ярким ИК-источником из обзора IRAS - IRAS 20004+2955, она является одним из возможных протопланетарных объектов, т.е. звездой, находящейся на поздней стадии эволюции на пути от звезд асимптотической ветви гигантов к планетарным туманностям. Одним из главных оснований, позволивших отнести ее к этому немногочисленному классу объектов, были обнаруженные в спектре признаки пекулярного сверхгиганта. Распределение энергии в спектре V1027