Фотометрическое исследование затменных двойных систем V478Cyg, CO Lac, V477Cyg, AR Cas, SS Lac, Y Cam

• Автор: Моссаковская, Лариса Всеволодовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 123 с.

СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА I. ОСНОВНЫЕ ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ СООТНОШЕНИЯ ДЛЯ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ОРБИТЫ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ. ПРАКТИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПЕРИОДА АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ, А ТАКЖЕ
ПАРАМЕТРОВ ТРЕТЬЕГО ТЕЛА
§1.1. Определение фотометрических и абсолютных элементов из
решения кривых блеска затменных двойных звезд
§ 1.2. Вращение линии апсид за счет приливной и вращательной
деформации компонент
§ 1.3. Релятивистское вращение линии апсид тесных двойных систем
§ 1.4. Основные методы определения периода вращения линии апсид и
апсидального параметра кг
§ 1.5. Световое уравнение для определения элементов кратной
системы и методика его решения
ГЛАВА И. ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ
НАБЛЮДЕНИЯ ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ С ЭКСЦЕНТРИЧНОЙ ОРБИТОЙ У478 ЛЕБЕДЯ И ПЕРВОЕ ИЗМЕРЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ЛИНИИ АПСИД В ЭТОЙ
СИСТЕМЕ
§2.1. Наблюдения затменной системы У478 Лебедя
§2.2. Вращение линии апсид в системе У478 Лебедя
ГЛАВА III. УТОЧНЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ НА ОСНОВЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ ИЗБРАННЫХ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ '477СУС,СО БАС
и АБ САБ
§3.1. Причина аномалий в апсидальном движении затменной
переменной V477Cyg
§3.2. Фотометрические и абсолютные элементы затменной переменной
СО Lac. Третий свет в системе. Уточнение параметров
апсидального движения
§3.3. Новые фотометрические и абсолютные элементы для
затаенной переменной AR Cas. Уточнение параметров
апсидального движения
§3.4. Сравнение наблюдаемых и теоретических параметров
апсидального движения
ГЛАВА IV. ИСЧЕЗНОВЕНИЕ ЗАТМЕНИЙ В ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЕ
SS ЯЩЕРИЦЫ
§4.1. Фотоэлектрические наблюдения SS Ящерицы
§4.2. Сводная кривая блеска SS Ящерицы. Период затмений
до 1935 г. Исчезновение затмений в 1935-1940 гг
ГЛАВА V. РЕЛЯТИВИСТСКИЙ ОБЪЕКТ В ЗАТМЕННОЙ
ПЕРЕМЕННОЙ КРАТНОЙ СИСТЕМЕ Y ЖИРАФА
§5.1. Фотометрические элементы затменной двойной системы YCam
§5.2. Четырехкратная система YCam
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ВВЕДЕНИЕ
Уже свыше 200 лет среди многообразия небесных объектов известны так называемые затменные переменные двойные звезды, блеск которых строго закономерно ослабляется через равные промежутки времени, так как одна из компонент двойной звезды затмевает другую при каждом обороте в орбите. Затменные переменные звезды принадлежат к числу наиболее тесных двойных систем ( ТДС), размеры которых, как правило, сравнимы с большой полуосью орбиты. Характерной особенностью этих звездных систем является то, что основные изменения блеска происходят достаточно быстро, в то время как максимальный блеск системы остается практически постоянным, (если отвлечься от влияния эффектов “отражения” света и эллипсоидальности).
Затменные переменные представляют из себя своего рода замечательную лабораторию для изучения разнообразнейших процессов в звездной астрофизике. Ясно, что их полезность намного превышает хорошо известную роль в определении звездных масс и радиусов, хотя полученные с большой точностью из их исследования основные звездные характеристики позволяют установить статистические закономерности, которые являются основой всех теоретических моделей строения и эволюции звезд (Мартынов, 1972; Масевич и Туту ко в, 1988). Их исследование позволяет также получить важную информацию о таких звездных явлениях, как вращательные и приливные искажения звезд, взаимное облучение, потемнение к краю, обмен веществом между компонентами, что может привести к радикальным различиям в эволюции двойных и одиночных звезд. Их полезность вытекает также из факта, что можно измерить скорость вращения эллиптической орбиты, а из этого определить

этой ситуации. Вначале проводится независимое решение двух кривых блеска с поиском всех параметров и определяется два ряда решений, в которых значения е и со в силу указанной причины могут значительно различаться. Затем принимается зачастую вполне обоснованная гипотеза, что за время At геометрические элементы орбиты, кроме ш, не могли заметно измениться (прежде всего е). Принимая для геометрических параметров (кроме о) среднее весовое между двумя решениями значения, повторяем процедуру анализа кривых блеска, но уже при закрепленных, кроме га, геометрических элементах системы. Опыт показывает, что такая методика позволяет в десятки раз ПОВЫСИТЬ ТОЧНОСТЬ определения ИСКОМЫХ величин Uobs и, соответственно, ©Obs.
К сожалению, для многих систем не имеется двух и более кривых блеска, достаточно разделенных во времени. В то же время для них часто бывает опубликовано большое количество моментов минимумов как главных, так и вторичных. Поэтому чаше приходится использовать именно такие данные для определения сьы и Uobs , а иногда и эксцентрисита е. Теоретические формулы, выражающие моменты главного, Ti , и вторичного, Тз, минимумов кривых блеска затменных систем через параметры их эллиптических орбит (Р, е и ю) в первом приближении были получены Тиссераном (1895). Затем они уточнялись и дополнялись во многих работах (Мартынов, 1939, 1948, 1971; Копал, 1946, 1965, Халиуллин, 1997а,б). В современной
терминологии и обозначениях эти формулы выглядят так:
Т| - Тл/2 + р Е + Л| (со), р
Тз — Тл / 2 + — + Р Е + 713 (со)
(1.4.2)
(1.4.1)