Поляриметрия и фотометрия взаимодействующих двойных типа W Serpentis

• Автор: Бердюгин, Андрей Валериевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1997
• Место защиты: Крым
• Количество страниц: 168 с.

Оглавление
Введение
Глава 1. Методика наблюдений поляризации и обработки данных с
ЦБУШ фотометром-поляриметром
1.1 Краткое описание прибора
1.2 Методика обработки данных наблюдений поляризации
1.3 Особенности наблюдения поляризации на АЗТ-11 при исследовании двойных звезд
1.4 Фотометрия
Глава 2. Поляризация излучения двойных звезд с газовыми оболочками;
методика ее исследования и анализа
2.1 Основные положения и формулы
2.2 Условия применимости
2.2.1 Отсутствие коротации
2.2.2 Конечные размеры звезд и затмения
2.2.3 Большая оптическая толщина оболочки
2.3 Поляризация при эффекте отражения
2.4 Случай эксцентричной орбиты
2.5 Методика оценки ошибок
2.6 Учет влияния межзвездной поляризации
2.7 Примеры применения методики ВМЕ при исследовании

двойных систем
Глава 3. Анализ результатов наблюдений HD 207739, КХ And,
V367 Cyg, V373 Cas и HD 187399
3.1 Общие характеристики двойных типа W Ser
3.2 HD 207739 (VI914 Cyg, F8I-II + В?)
3.2.1 Предыдущие исследования двойной
3.2.2 Наблюдения HD 207739 в КрАО
3.2.3 Результаты фотометрии
3.2.4 Результаты поляриметрии
3.2.5 Выводы
3.3 КХ And (HD 218393, BD+49°4045, G8 II + В?)
3.3.1 Предыдущие исследования двойной
3.3.2 Фотометрические и поляриметрические наблюдения
КХ And, выполненные в КрАО
3.3.3 Переменность блеска КХ And
3.3.4 Переменность поляризации КХ And
3.3.5 Особенности геометрии оболочки КХ And
3.3.6 Определение углов наклона и ориентации орбиты
3.3.7 Выводы
3.4 V367 Cyg (HD 198287-8, SAO 70517, A5II + В?)
3.4.1 Предыдущие исследования двойной

3.4.2 Предыдущие наблюдения поляризации УЗ67 Cyg
3.4.3 Наблюдения поляризации У367 Суу выполненные в КрАО
3.4.4 Круговая поляризация
3.4.5 Линейная поляризация
3.4.6 Межзвездная компонента в наблюдаемой линейной поляризации У367 Cyg
3.4.7 Анализ переменной составляющей поляризации и определение параметров орбиты и оболочки У367 Cyg
3.4.8 Выводы
3.5 У373 Саз (НО 224151, ВП+56°3115, ВО.5 II + В4 III)
3.5.1 Предыдущие исследования двойной
3.5.2 Фотометрические и поляриметрические наблюдения
У373 Саз, выполненные в КрАО
3.5.3 Кривая блеска У373 Саэ
3.5.4 Особенности переменности поляризации У373 СаБ
3.5.5 Собственная и межзвездная составляющие в поляризации У373 Саз
3.5.6 Выводы
3.6 НО 187399 (В8Ш + ?)
3.6.1 Результаты предыдущих исследований

2.2 Условия применимости
Перед тем как использовать данную методику в каждом конкретном случае, необходимо быть уверенным в том, что выполняются все те условия, при которых она применима. На практике целый ряд факторов может усложнять переменность поляризации. К числу этих факторов относятся:
2.2.1 Отсутствие коротации.
Выражения (2.1) выведены в предположении, что оболочка остается стационарной в системе координат связанной с орбитой двойной. Это условие подразумевает, что полярные координаты каждого элементарного рассеивающего свет объема вещества остаются фиксированными в ходе орбитального вращения. Это условие может нарушаться в случае если орбита не является круговой, т. е. имеет заметный эксцентриситет. В этом случае интегралы т0, у0,., у4 перестают быть независимыми от орбитальной долготы X. Как следствие, в наблюдаемой переменности возникают гармоники более высоких порядков чем вторая. Кроме того, эксцентриситет орбиты дает дополнительный вклад в амплитуду первой гармоники. Более подробно этот случай рассмотрен в данной главе диссертации ниже.
Помимо некруговой орбиты, возможна ситуация, когда в системе имеют место движения вещества, не связанные с орбитальным вращением вообще. К этим явлениям можно отнести постепенную эволюцию звездного ветра или нестационарные внезапные выбросы. Очевидно, что необходимо исследовать и вычитать подобную переменность из регулярной, обусловленной орбитальным вращением. Параметры орбиты должны определяться из наблюдений, выполненных в относительно “спокойный” период жизни таких систем. Проблема однако в том, что у многих рентгеновских двойных, включающих горячий сверхгигант и компактный объект (Су§ Х-1, например), заметная нестационарность звездного ветра имеет место на временах, сравнимых с