Фундаментальные параметры компонент маломассивных кратных звезд каталога Hipparcos тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524■382;524■388;520.872

МАЛОГОЛОВЕЦ Евгений Владимирович

ФУНДАМЕНТАЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ КОМПОНЕНТ МАЛОМАССИВНЫХ КРАТНЫХ ЗВЕЗД КАТАЛОГА

ШРРАКСОЗ

(01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия)

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

ООЗ 1ЬЫ»г °

Нижний Архыз - 2007

003158578

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук

Ю. Ю. БАЛЕГА

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

В. Л. Афанасьев Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН

доктор физико-математических наук В В. Орлов

Санкт-Петербургский государственный университет

Ведущая организация Институт астрономии РАН, -

г Москва

Защита состоится " //" аюхе^л 2007 г в /¿"•"часов на заседании Диссертационного совета Д 002.203 01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу. 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН Автореферат разослан "7Г ¿^>2007 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ -мат наук

МАЙОРОВА Е К.

Общая характеристика работы Актуальность

Значительная часть звезд нашей Галактики, по разным оценкам от 50 до 90 процентов, входит- в состав кратных систем Это говорит о том, что фрагментация ядер молекулярных облаков во время их гравитационного коллапса является основным механизмом при формировании звезд Теория фрагментации, которая критически зависит от исходного распределения плотности газа в облаке, должна объяснять статистические свойства звездных систем, согласующиеся со современными наблюдениями Вместе с тем, значительная часть проблем звездообразования остается нерешенной Среди них - распределение отношений масс в двойных системах, сохранение углового момента при формировании звезд, связь между наблюдаемым распределением расстояний и эксцентриситетов в двойных и свойствами газового диска Остаются нерешенными также вопросы динамической стабильности образованных систем, влияния приливных взаимодействий на эволюцию звезд и др Эти ключевые для теории формирования звезд проблемы трудно проверяемы на практике любая выборка кратных звезд искажена селекционными эффектами, а важнейшие физические параметры не определяются из наблюдений напрямую

Особый интерес представляет изучение фундаментальных параметров кратных звезд с компонентами малых масс Карликовые звезды являются самым распространенным типом населения в Галактике В частности, в ближайших окрестностях Солнца (с1<25 пк) не менее 70-ти процентов звезд являются карликами классов К-М (Глизе, Ярайс, 1991) Современные теоретические модели строения и эволюции маломассивных звезд достигли высокой степени сложности, и необходимые для теории точности определения масс и све-тимостей часто превышают возможности наблюдательных методов (Барафф и др , 1998) Если для звезд с Л4>1Л40 высокоточные массы и светимости определяются из наблюдений затменных спектрально - двойных систем, то карлики поздних спектральных классов редко наблюдаются как затменные Во-первых, размеры карликовых звезд меньше размеров звезд ранних спектральных классов Во-вторых, маломассивные звезды труднее наблюдать из-за их низкой светимости В третьих, спектры звезд поздних спектральных классов сильно блендированы Поэтому до недавнего времени наи-

более представительной выборкой эмпирических данных о массах и светимостях холодных карликов оставался обзор Генри и Маккарти (1993), основанный на результатах наблюдений долгопериодических визуально-двойных звезд Точность определения масс компонент в таких системах не превышает 10-20%

За последние годы в литературе появились новые данные об основных характеристиках самых маломассивных звезд в двойных и кратных системах Они получены в результате комбинирования различных наблюдательных методов построение изображений с применением адаптивной оптики в сочетании с точными измерениями лучевых скоростей (Сегренсен и др , 2000), космическая астрометрия с помощью датчиков точного ведения телескопа НЭТ (Торрес и др , 1999, Бенедикт и др , 2000) Возросший интерес к исследованию маломассивных звезд обусловлен, прежде всего, открытием во второй половине 90-х годов прошлого века первых коричневых карликов (Накаяма и др., 1995) и экзапланет (Майор, Кюлоз, 1995) Тем не менее, несмотря на прогресс в изучении маломассивных звезд, дефицит точных знаний об их массах и светимостях сохраняется, особенно для карликов спектральных классов от О до ранних М

Астрометрическим спутником ЕИРРАЯСОЭ обнаружено более трех тысяч кратных звезд в окрестности Солнца (ЕКА, 1997) Редукция астрометрических и фотометрических данных показала, что многие из них являются системами с быстрым относительным движением компонент и, следовательно, - короткопериодическими кратными звездами Для этих систем спутником измерены тригонометрические параллаксы с ошибкой ~1 мед (миллисекунд дуги), а также получены оценки разности блеска Однако определить параметры орбитального движения по одним лишь данным астрометрии ШРРАКСОБ не всегда представляется возможным Кроме того, для уточнения светимостей компонент необходимо привлекать дополнительные измерения разности блеска в разных фотометрических полосах, поскольку для тесных (р<0 3") пар слабее девятой звездной величины относительная ошибка измерения разности блеска по наблюдениям ШРРАКСОБ часто близка к ста процентам Данная задача может быть решена с использованием наземных наблюдений с высоким угловым разрешением

Спекл - интерферометрические измерения звезд регулярно выполняются на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН Используемая система регистрации и алгоритмы

обработки данных позволяют проводить наблюдения маломассивных кратных звезд вплоть до 14т-15т С помощью интерферометрии на БТА могут изучаться все кратные звезды, входящие в каталог ШРРАНСОЗ Вышесказанное определяет актуальность данной работы

Цели и задачи исследования

Целью данной работы является определение с дифракционным разрешением 6-м телескопа (0 02" в полосе V) взаимных расстояний и разности блеска в разных фильтрах компонент кратных систем, преимущественно входящих в списки звезд программы астрометри-ческих измерений спутника ШРРАНСОБ Подавляющая часть объектов наших наблюдений - близкие (с1<50 пк) звезды спектральных классов от в до поздних М

На основе интерферометрических измерений систем с быстрым орбитальным движением должны быть вычислены видимые эллипсы орбит, которые позволят с привлечением параллаксов ШРРАЕСОЯ и данных спектроскопии на других телескопах определить точные массы и светимости компонент Тем самым мы ставим задачу уточнения эмпирической зависимости "масса-светимость" для звезд нижней части Главной последовательности

Особое внимание в работе уделяется изучению характеристик и динамических свойств тройных систем с маломассивными компонентами В частности, одной из целей данного исследования является проверка динамической устойчивости орбит в таких системах

Методы измерения угловых расстояний и разности блеска в кратных системах

Для измерения угловых расстояний и разности блеска между компонентами двойной звезды нами используется метод спекл - интерферометрии Лабейри (1970) В спекл - интерферометрии изображение объекта с дифракционным разрешением восстанавливается по серии коротко-экспозиционных (~0 01 сек) интерферограмм Геометрия наблюдаемой двойной определяется из усредненного по ансамблю изображений спектра мощности Для двойной звезды этот спектр представляет собой косинусоидальную функцию, период которой обратно пропорционален угловому расстоянию между компонентами р, а ориентация полос определяет позиционный угол си-

стемы в Контраст полос спектра мощности несет информацию об относительной яркости компонент Известно, что в спекл - интерферометрии в связи с потерей информации о фазе позиционный угол пары измеряется с неопределенностью ±180° Для устранения этой неоднозначности мы используем метод экспоненциальных множителей (Волкер, 1981)

При наблюдении тройных звезд итоговый спектр мощности представляет собой наложение спектров подсистем Как правило, эти спектры по частотам хорошо разделены, так как большинство тройных звезд являются иерархическими системами с существенно различающимися расстояниями между компонентами

Калибровка масштабов изображений и позиционных углов выполняется двумя разными методами В первом методе измеряются интерференционные полосы, формируемые в фокальной плоскости с помощью диафрагмы с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся пучке главного зеркала Второй метод использует наблюдения "стандартных" звезд, расстояния и углы которых хорошо определены, к таким калибровочным объектам относятся, в частности, звезды Трапеции Ориона

Точность измерений зависит от многих параметров, в первую очередь, от качества изображений, яркости объекта и расстояния между компонентами Характерное значение ошибки измерений угловых расстояний равно 2-3 угловым миллисекундам, позиционных углов - 0 2-1 0° Предельная разность блеска между компонентами составляет 3 5-4 зв величины

Научная новизна и практическая значимость работы

1 На телескопе БТА получены позиционные параметры р, в и разность блеска Ат для 85 новых двойных звезд и звезд, заподозренных в двойственности с ошибкой ар ~1 мед, сгдт ~0 01-0 1 Тринадцать пар интерферометрически разделены впервые

2 Впервые вычислены интерферометрические орбиты двенадцати двойных звезд Определены суммарные массы и светимости компонент Показано, что ошибка определения суммарных масс выбранных пар практически полностью определяется точностью измерений тригонометрических параллаксов

3 Определена комбинированная спектрально - интерферомет-рическая орбита пары карликов HIP 96656 Построена эмпирическая

модель системы и определены массы компонент с ошибкой 2 4% и 2 5%

4 Вычислена интерферометрическая орбита внутренней подсистемы маломассивной тройной звезды HIP 101955, на основании чего определена взаимная ориентация плоскостей орбит подсистем и сделаны выводы об иерархичности и динамической стабильности системы

5 На основе спекл - интерферометрических измерений на БТА оценены периоды орбитального движения тройной звезды HIP 116384 На базе шестилетних наблюдений сделаны выводы об иерархичности данной системы

Полученные результаты могут быть использованы для моделирования строения и эволюции, а также для уточнения статистической зависимости "масса-светимость" звезд-карликов поздних спектральных классов Кроме того, они позволят уточнить эмпирические критерии динамической стабильности кратных звезд

Основные положения, выносимые на защиту

1 Результаты спекл - интерферометрических наблюдений на БТА 73 новых двойных и 43 заподозренных в двойственности звезд позиционные измерения с ошибкой ар мед и измерения разности блеска Дт в V-, R-, I- фильтрах с ошибкой одт ~0 01-0 10 звездной величины

2 Новые орбиты для 12 пар с компонентами спектральных классов F-M, орбитальные периоды Р и большие полуоси а, которых определены с относительными ошибками от 0.2% до 4 5%

3 Комбинированная спектрально-интерферометрическая орбита двойной звезды HIP 96656 Фундаментальные параметры компонент, в том числе точные (ошибка 2 4 и 2 5%) динамические массы

4 Выводы об иерархичности орбит близких тройных звезд HIP 101955 и HIP 116384, у которых по предварительным данным предполагалась динамическая неустойчивость

Апробация результатов

Основные результаты диссертации докладывались на семинарах и конкурсах научных работ CAO РАН, а также на

1 Всероссийской астрономической конференции (ВАК-2004), Москва, 2004,

2 Симпозиуме MAC N224 "The A-Star Puzzle", Словакия, 2004,

3 Всероссийской астрономической конференции (ВАК-2005), Москва, 2005,

4 Международной конференции "Multiple Stars across the H-R Diagram", Германия, 2005

Содержание работы

Диссертация состоит из Введения, 5-ти глав и Заключения Работа содержит 30 рисунков, 37 таблиц Список цитируемой литературы включает 157 наименований Общий объем диссертации - 155 страниц

Во введении обсуждается актуальность работы, определены ее цели и задачи, научная новизна и практическая значимость, формулируются положения, выносимые автором на защиту Здесь же приведены апробация результатов, список работ, в которых опубликованы результаты диссертации, и личный вклад автора Во введении также представлено содержание диссертации

В первой главе приведен обзор современного состояния проблемы точных масс и светимостей звезд нижней части Главной последовательности Для B-F звезд основным источником высокоточных эмпирических данных о массах и светимостях являются наблюдения затменных спектрально-двойных систем Массы и светимости G-M карликов изучены значительно хуже, так как исследования опираются в основном на результаты наблюдений долгопериодиче-ских визуально-двойных звезд Сравнимые на сегодняшний день со звездами B-F классов точности определения фундаментальных параметров достигнуты лишь для поздних М-карликов с применением современных внеатмосферных и наземных наблюдений с высоким угловым и спектральным разрешением Однако в диапазоне классов G - M массы компонент кратных систем с ошибкой лучше 5% определяются лишь эпизодически

Спутником HIPPARCOS выполнены измерения параллаксов звезд в солнечной окрестности с ошибкой ~1 мед Около двадцати процентов объектов каталога HIPPARCOS отмечены как кратные звезды В диссертации приводится обзор разных типов астрометрического решения для кратных систем, представленных в каталоге Делает-

ся вывод, что значительная часть новых двойных звезд и, особенно, звезд с заподозренной двойственностью может оказаться короткопе-риодическими системами На основе оценок орбитальных периодов определяются критерии отбора новых двойных звезд для спекл -интерферометрических наблюдений на БТА Особое внимание уделяется звездам-карликам спектральных классов С-М

Во второй главе кратко описан процесс формирования спекл-изображений в телескопе большого диаметра, теоретический предел разрешения которого определяется дифракций на апертуре. а = 1 22Х/П Флуктуации показателя преломления в атмосфере вызывают фазовые и амплитудные искажения волнового фронта, и угловое разрешение ограничивается значением около 1" Структура спекл-изображения, регистрируемая с экспозициями мс, определяется интерференцией квазимонохроматических пучков, формируемых на отдельных участках апертуры Лабейри (1970) показал, что средний спектр мощности серии спекл-изображений содержит в себе информацию о структуре объекта вплоть до дифракционного предела разрешения Из анализа спектра мощности можно восстановить распределение интенсивности для объектов с центральной симметрией, которыми являются двойные звезды Приводится описание метода определения позиционных параметров двойных и тройных звезд на основе анализа среднего спектра мощности серии спекл-изображений Позиционные параметры угловое расстояние р и позиционный угол в определяются из периода и ориентации полос в спектре мощности Разность блеска между компонентами вычисляется исходя из условия постоянства контраста полос в зависимости от пространственной частоты Таким способом удается достигнуть точности определения разности блеска на уровне сотых долей звездной величины

В конце главы приводится описание метода построения орбит двойных звезд Параметры орбитального движения вычисляются нами в два этапа Предварительные элементы орбиты оцениваются с помощью метода Монэ (1979), основанном на Фурье-анализе уравнений движения На втором этапе орбиты корректируются методом дифференцальных поправок Если для двойной звезды доступны измерения лучевых скоростей компонент, то есть она наблюдается и как спектрально-двойная система, то можно построить комбинированное спектрально-астрометрическое решение и определить параметры абсолютных орбит

В третьей главе представлены результаты измерений 73 новых двойных звезд и 43 звезд с предполагаемой двойственностью в период с 2000 по 2001 гг Выполнено 139 позиционных измерения двойных систем с дифракционным разрешением, получено 102 измерения разности блеска для 60 пар Измеренные угловые растояния р лежат в диапазоне от 56 до 1158 мед Характерные ошибки измерений угловых расстояний составляют 1-4 мед, ошибка разности блеска варьируется от 0 02 до 0 3 звездной величины Из списка 43 объектов с предполагаемой двойственностью у 15 обнаружены спутники Это составляет 35% от общего числа наблюдавшихся звезд подобного типа, что на порядок больше чем в других спекл - ин-терферометрических обзорах (Мейсон и др, 1999, 2001) Пять из наблюдавшихся звезд программы являются тройными системами Тройственность двух из них впервые обнаружена на БТА

В четвертой главе представлены результаты исследования фундаментальных параметров, в том числе масс и светимостей, компонент 13 двойных звезд из спекл-интерферометрической выборки БТА Орбиты 12 пар построены впервые на основе спекл-интерферометрических измерений БТА Для 12 пар накоплено от 5 до 13 спекл-измерений, что, в совокупности с первым измерением HIPPARCOS, покрывает, как минимум, половину орбитального периода Характерные ошибки определения больших полуосей и периодов орбит не превышают 3% На основе элементов орбит и тригонометрического параллакса HIPPARCOS вычислены динамические суммарные массы компонент Во всех случаях относительная ошибка масс превышает 10% Наибольшая точность 12% процентов получена для двух систем HIP 4849 и HIP 111685 Показано, что основной вклад в ошибки масс вносят ошибки параллаксов HIPPARCOS В частности, для системы HIP 114922 ошибка тригонометрического параллакса составляет 99% ошибки суммарной массы Нами сделан вывод, что для определения масс представленных пар с ошибкой лучше 5% необходимо знать параллакс с точностью на уровне 0 1 мед Такие точности станут возможными после запуска астрометри-ческого спутника нового поколения GAIA

Спектральные классы компонент изученных пар распределены в диапазоне от позднего F до М Компоненты двух систем HIP 4809 и HIP 5531 относятся к классу светимости IV На рисунке 1 показано положение звезд на диаграмме "М — Му' Компоненты двойных систем с разностью блеска Дт<1 отмечены кружками (возможные

Рис 1 Положение компонент 12 новых двойных систем "ШРРАЯСОЭ на диаграмме "М — Му"

БВ2), компоненты пар с Дт>1 отмечены звездочками (вероятнее всего, БВ1) Для двух проэволюционировавших систем, Н1Р4809 и ШР5531, положение компонент отмечено кружками большего диаметра Штриховой линией показана эмпирическая зависимость "М - Му" из работы (Генри, Маккарти, 1993) Сравнение с эмпирической зависимостью показывает, что некоторые компоненты двойных звезд с разностью блеска Дт>1 значительно отклоняются от "средней" зависимости в сторону малых масс

Для системы Н1Р 96656 определены параметры орбитального движения на основе комбинированного спектрально - интерферо-метрического решения с использованием 16 интерферометрических измерений на БТА и 53 измерений лучевых скоростей компонент, полученных на спектрометре ССЖАУЕЬ (Баранн и др , 1979) с 1-м телескопом обсерватории в Верхнем Провансе На рисунке 2 представлен эллипс относительной орбиты системы

На основе полученных элементов орбиты вычислены массы компонент с ошибкой 2 4 и 2 5 процента С привлечением измерений разностей блеска в V, .], К полосах и спектра низкого разрешения по-

Рис 2 Видимый эллипс относительной орбиты двойной звезды HIP 96656 Спекл-иктерферометрические измерения БТА - черные кружки, белый кружок - интерферометрическое измерение других авторов, визуальные измерения - квадраты, измерение HIPPARCOS - треугольник Невязки позиционных измерений обозначены сплошными линиями, но в некоторых случаях отрезки меньше, чем размеры символов Направление орбитального движения указано стрелкой Сплошной линией отмечено положение периастра, точечно-штриховой линией - положение узлов Радиус штрихового кружка равен 0 02"

строена эмпирическая модель системы, вычислен орбитальный параллакс, который на 7% меньше тригонометрического параллакса HIPPARCOS Отличие объясняется неучетом орбитального движения компонент при редукции данных HIPPARCOS

В пятой главе приводятся результаты исследования двух тройных систем с компонентами - карликами спектральных классов К-М Первые наблюдения этих звезд на БТА показали, что компоненты расположены на сравнимых между собой угловых расстояниях Это может указывать на принадлежность систем к классу динамически нестабильных кратных звезд Для первой из них, HIP 101955, на основе етекл-измерений БТА впервые вычислены орбитальные параметры внутренней подсистемы Динамические массы подсистем согласуются с оценками спектральных классов компонент На основе элементов орбит нами сделан вывод, что система является динамически стабильной иерархической тройной звездой Угол между плоскостями внешней и внутренней орбит близок к 90° Поэтому для данной системы должен эффективно функционировать механизм Козаи, вызывающий осцилляции эксцентриситетов и угла наклона орбит По нашим оценкам, за время своей жизни звезда испытала ~106 таких периодических возмущений

Вторая звезда, HIP 116384, является молодой системой с возрастом 200±100 млн лет На основе спекл-интерферометрических измерений разности блеска в I, К полосах вычислены абсолютные

звездные величины, оценены спектральные классы и массы компонент Данные оценки согласуются с результатами измерений с адаптивной оптикой на телескопе Subaru (Мартин, 2003) Исходя из оценок орбитальных периодов в системе нами сделано предположение о принадлежности HIP 116384 к классу иерархических кратных звезд В заключении сформулированы основные результаты диссертации

Публикации по теме работы

Основные результаты диссертации опубликованы в восьми работах, из которых пять представляют собой статьи в рецензируемых журналах, а три - труды международных конференций Список работ приводится ниже.

1 Balega 11, Balega Y Y , Malogolovets E V , "Speckle mterferometry of the binary system 53 Cam" // 2004, m "The A-Star Puzzle" (eds Zverko et al), IAU Symposium 224, Cambridge, UK Cambridge University Press, p 683-685

2 Балега И И , Балега Ю Ю , Максимов А Ф , Малоголовец Е В, Плужник Е А , Шхагошева 3 У, "Спекл - интерферометрия близких кратных звезд III" // 2006, Бюлл Спец астрофиз обсерв , т 59, с 20-33

3 11 Balega, Y Y Balega, К -Н Hofmann, Е V Malogolovets, D Schertl, Z U Shkhagosheva, G Weigelt, "Orbits of new Hipparcos binaries II" // 2006, Astron Astrophys , vol 448, p 703-707

4 YY Balega, J-L Beuzit, X Delfosse, T Forveille, С Perrier, M Mayor, D Segransan, S Udry, A A Tokovmin, D Schertl, G Weigelt, 11 Balega, E V Malogolovets, "Accurate masses of low mass stars GJ 765.2AB (0 83 M0 + 0 76 MQ)n // 2007, Astron Astrophys , vol 464, p 635-640

5 E В Малоголовец, Ю.Ю Балега, Д А Растегаев, "Близкая тройная система малой массы GJ795" // 2007, Астрофизический Бюллетень, т 62, 2, с 124-130

6 Е В Малоголовец, Ю Ю Балега, Д А Растегаев, К -X Хоф-манн, Г Вайгельт, "GJ900 - Новая иерархическая система с маломассивными компонентами" // 2007, Астрофизический Бюллетень, т 62, 2, с 131-138

7 11 Balega, YY Balega, К -Н Hofmann, Е V Malogolovets, D Schertl, Z U Shkhagosheva, G Weigelt, "Interferometric orbits of new

Hipparcos binaries" // 2007, ESO Astrophysics Symposia, в печати

8 E V Malogolovets, Y Y Balega, К -H Hofmann, D A Rastegaev, G Weigelt, "Speckle mterferometry of two low-mass triple systems from the solar neighbourhood" // 2007, ESO Astrophysics Symposia, в печати

Личный вклад автора

В перечисленных выше работах автору принадлежат

В работе [1] - обработка и анализ данных выполнены совместно с группой соавторов

В работе [2] - участие в наблюдениях Обработка всех данных выполнена автором единолично Анализ и интерпретация результатов наблюдений выполнена совместно с группой соавторов

В работе [3] и [7] - участие в наблюдениях Обработка данных выполнена совместно с группой соавторов Автором самостоятельно получены орбитальные решения шести пар, остальные шесть в соавторстве Анализ и интерпретация результатов наблюдений выполнена совместно с группой соавторов

В работе [4j — участие в наблюдениях Обработка данных выполнена совместно с группой соавторов Орбитальное решение получено совместно с группой соавторов Анализ и интерпретация результатов наблюдений выполнена совместно с группой соавторов

В работах [5], [6] и [8] - участие в наблюдениях Обработка данных выполнена совместно с группой соавторов Анализ динамики тройных систем и интерпретация выполнены автором

Список литературы

Баранн и др (Baranne А , Mayor М and Poncet J L ) 1979, Vistas m

Astronomy, 23, 279 Барафф и др (Baraffe I, Chabner G , Allard F , Hauschildt P H )

1998, A&A, 337, 403 Бенедикт и др (Benedict G F , McArthur В E, Franz О G,

Wasserman L H , Henry T J ) 2000, AJ, 120, 1106 Волкер (Walker J G ) 1981, Opt Acta, 28, 735 Генри, Маккарти (Henry T J , McCarthy D W ) 1993, AJ, 106, 773 Глизе, Ярайс (Gliese W , Jahrei H ) 1991, Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars, NASA/Astronomical Data Center, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD

EKA (ESA) 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200 Лабейри (Labeyne A) 1970, A&A, 6, 85 Майор, Кюлоз (Mayor M., Queloz D )Д995, Nature, 378, 355 Мартин (Martin E. L ) 2003, AJ, 126, 918

Мейсон и др (Mason В. D , Martin С , Hartkopf W I., Barry D J , Germain M. E, Douglass G. G, Worley С E, Wycoff G. L., ten Brummelaar T , Franz O. G.) 1999, AJ, 117, 1890 Мейсон и др. (Mason В. D., Hartkopf W I, Holdenried E. R,

Rafferty T ,J ) 2001, AJ, 121, 3224 Монэ (Monet D G ) 1979, ApJ, 234, 275

Накаяма и др (Nakajima T , Oppenheimer В R., Kulkarni S R., Golimowski D. A., Matthews К , Durrance S T.) 1995 Nature, 378, 463

Сегренсен и др. (Segransan D , Delfosse X , Forveille T , Beuzit J -L ,

Udry S , Perner С , Mayor M ) 2000 A&A, 364, 665 Торрес и др. (Torres G , Henry T J , Franz О G , Wasserman L. H.) 1999r AJ, 117, 562

Бесплатно

Евгений Владимирович Малоголовец

Фундаментальные параметры компонент маломассивных кратных звезд каталога ШРРАЫСОЗ

Зак. № 179с Уч изд л. - 1 О Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Введение

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 ШРРАЯСОЭ.

1.5. Спекл-интерферометрическая выборка звезд БТА из списков новых двойных систем и систем с предполагаемой двойственностью Н1РРА11С

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 ШРРАЕСОБ

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 K-карликов GJ765.2=HIP

4.5.1. Эмпирические массы звезд в диапазоне 0.6-0.9 Mq.

4.5.2. Интерферометрические и спектральные наблюдения GJ 765.

4.5.3. Комбинированная орбита и основные физические свойства компонентЮб

4.6. Выводы.

5 Иерархические тройные системы с маломассивными компонентами GJ 795 и GJ

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 GJ

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-мехаиизм осцилляций.

5.3. Молодая тройная система GJ

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.

Значительная часть звезд нашей Галактики, по разным оценкам от 50 до 90 процентов, входит в состав кратных систем. Это говорит о том, что фрагментация ядер молекулярных облаков во время их гравитационного коллапса является основным механизмом при формировании звезд. Теория фрагментации, которая критически зависит от исходного распределения плотности газа в облаке, должна объяснять статистические свойства звездных систем, согласующиеся с современными наблюдениями. Вместе с тем, значительная часть проблем звездообразования остается нерешенной. Среди них - распределение отношений масс в двойных системах, сохранение углового момента при формировании звезд, связь между наблюдаемым распределением расстояний и эксцентриситетов в двойных и свойствами газового диска. Остаются нерешенными также вопросы динамической стабильности образованных систем, влияния приливных взаимодействий на эволюцию звезд и др. Эти ключевые для теории формирования звезд проблемы трудно проверяемы на практике: любая выборка кратных звезд искажена селекционными эффектами, а важнейшие физические параметры не определяются из наблюдений напрямую.

Особый интерес представляет изучение фундаментальных параметров кратных звезд с компонентами малых масс. Карликовые звезды являются самым распространенным типом населения в Галактике. В частности, в ближайших окрестностях Солнца (с1<25 пк) не менее 70-ти процентов звезд являются карликами классов К-М (Глизе и Ярайс 1991). Современные теоретические модели строения и эволюции маломассивных звезд достигли высокой степени сложности, и необходимые для теории точности определения масс и светимостей часто превышают возможности наблюдательных методов (Барафф и др. 1998). Если для звезд с М>\М© высокоточные массы и светимости определяются из наблюдений затменных спектрально-двойных систем, то карлики поздних спектральных классов редко наблюдаются как затменные. Во-первых, размеры карликовых звезд меньше размеров звезд ранних спектральных классов. Во-вторых, маломассивные звезды труднее наблюдать из-за их низкой светимости. В третьих, спектры звезд поздних спектральных классов сильно блендированы. Поэтому до недавнего времени наиболее представительной выборкой эмпирических данных о массах и светимостях холодных карликов оставался обзор Генри и Маккарти (Генри и Маккарти 1993), основанный на результатах наблюдений долгопе-риодических визуально-двойных звезд. Точность определения масс компонент в таких системах не превышает 10-20%.

За последние годы в литературе появились новые данные об основных характеристиках самых маломассивных звезд в двойных и кратных системах. Они получены в результате комбинирования различных наблюдательных методов: построение изображений с применением адаптивной оптики в сочетании сточными измерениями лучевых скоростей (Сегренсен и др. 2000), космическая астрометрия с помощью датчиков точного ведения телескопа НЭТ (Торрес и др. 1999, Бенедикт и др. 2001). Возросший интерес к исследованию маломассивных звезд обусловлен, прежде всего, открытием во второй половине 90-х годов прошлого века первых коричневых карликов (Накаяма и др. 1995) и экзопланет (Майор и Кюлоз 1995). Тем не менее, несмотря на прогресс в изучении маломассивных звезд, дефицит точных знаний об их массах и светимостях сохраняется, особенно для карликов спектральных классов от С до ранних М.

Астрометрическим спутником ШРРАНСОБ обнаружено более трех тысяч кратных звезд в окрестности Солнца (ЕКА 1997). Редукция астромет-рических и фотометрических данных показала, что многие из них являются системами с быстрым относительным движением компонент и, следовательно, - короткопериодическими кратными звездами. Для этих систем спутником измерены тригонометрические параллаксы с ошибкой мед (миллисекунда дуги), а также получены оценки разности блеска. Однако определить параметры орбитального движения по одним лишь измерениям ШРРАИСОЗ не всегда представляется возможным. Кроме того, для уточнения светимостей компонент необходимо привлекать дополнительные измерения разности блеска в разных фотометрических полосах, поскольку для тесных (р<0.3") пар слабее девятой звездной величины относительная ошибка измерения разности блеска по наблюдениям ШРРАПСОБ часто близка к ста процентам. Данная задача может быть решена с использованием наземных наблюдений с высоким угловым разрешением.

Спекл-интерферометрические измерения звезд регулярно выполняются на б-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН.

Используемая система регистрации и алгоритмы обработки данных позволяют проводить наблюдения маломассивных кратных звезд вплоть до 1Г-15га, С помощью интерферометрии на БТА могут изучаться все кратные звезды, входящие в каталог ШРРАИСОБ. Вышесказанное определяет актуальность данной работы.

Цели и задачи исследования

Целыо данной работы является определение с дифракционным разрешением 6-м телескопа (0.02" в полосе V) взаимных расстояний и разности блеска в разных фильтрах компонент кратных систем, преимущественно входящих в списки звезд программы астрометрических измерений спутника ШРРАНСОБ. Подавляющая часть объектов наших наблюдений - близкие (с1<50 пк) звезды спектральных классов от в до поздних М.

На основе интерферометрических измерений систем с быстрым орбитальным движением должны быть вычислены видимые эллипсы орбит, которые позволят с привлечением параллаксов Н1РРА11С08 и данных спектроскопии на других телескопах определить точные массы и светимости компонент. Тем самым мы ставим задачу уточнения эмпирической зависимости "масса-светимость" для звезд нижней части Главной последовательности.

Особое внимание в работе уделяется изучению характеристик и динамических свойств тройных систем с маломассивными компонентами. В частности, одной из целей данного исследования является проверка динамической устойчивости орбит в таких системах.

Методы измерения угловых расстояний и разности блеска в кратных системах

Для измерения угловых расстояний и разности блеска между компонентами двойной звезды нами используется метод спекл-интерферометрии Ла-бейри (1970). В спекл-интерферометрии изображение объекта с дифракционным разрешением восстанавливается по серии коротко-экспозиционных (~0.01 сек) интерферограмм. Геометрия наблюдаемой двойной определяется из усредненного по ансамблю изображений спектра мощности. Для двойной звезды этот спектр представляет собой косинусоидальную функцию, период которой обратно пропорционален угловому расстоянию между компонентами р, а ориентация полос определяет позиционный угол системы в. Контраст полос спектра мощности несет информацию об относительной яркости компонент. Известно, что в спекл-интерферометрии в связи с потерей информации о фазе позиционный угол пары измеряется с неопределенностью ±180°. Для устранения этой неоднозначности мы используем метод экспоненциальных множителей (Волкер 1981).

При наблюдении тройных звезд итоговый спектр мощности представляет собой наложение спектров подсистем. Как правило, эти спектры по частотам хорошо разделены, так как большинство тройных звезд являются иерархическими системами с существенно различающимися расстояниями между компонентами.

Калибровка масштабов изображений и позиционных углов выполняется двумя разными методами. В первом методе измеряются интерференционные полосы, формируемые в фокальной плоскости с помощью диафрагмы с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся пучке главного зеркала. Второй метод использует наблюдения "стандартных" звезд, расстоя- , ния и углы которых хорошо определены; к таким калибровочным объектам относятся, в частности, звезды Трапеции Ориона.

Точность измерений зависит от многих параметров, в первую,очередь, от качества изображений, яркости объекта и расстояния между компонентами. Характерное значение ошибки измерений угловых расстояний равно 2-3 угловым миллисекундам, позиционных углов - 0.2-1.0°. Предельная разность блеска между компонентами составляет 3.5-4 зв. величины.

Научная новизна и практическая значимость работы

1. На телескопе БТА получены позиционные параметры р, в и разность блеска Агп для 85 новых двойных звезд и звезд, заподозренных в двойственности с ошибкой <7Р ~1 мед, сгдт ~0.01-0.1. Тринадцать пар интерферомет-рически разделены впервые.

2. Впервые вычислены интерферометрические орбиты двенадцати двойных звезд. Определены суммарные массы и светимости компонент. Показано, что ошибка определения суммарных масс представленных пар практически полностью определяется точностью измерений тригонометрических параллаксов.

3. Определена комбинированная спектрально-интерферометрическая орбита пары карликов Н1Р 96656. Построена эмпирическая модель системы и определены массы компонент с ошибкой 2.4% и 2.5%.

4. Вычислена интерферометрическая орбита внутренней подсистемы маломассивной тройной звезды HIP 101955, на основании чего определена взаимная ориентация плоскостей орбит подсистем и сделаны выводы об иерархичности и динамической стабильности системы.

5. На основе спекл-интерферометрических измерений на БТА оценены периоды орбитального движения тройной звезды HIP 116384. На базе шестилетних наблюдений сделаны выводы об иерархичности данной системы.

Полученные результаты могут быть использованы для моделирования строения и эволюции, а также для уточнения статистической зависимости "масса-светимость" звезд-карликов поздних спектральных классов. Кроме того, они позволят уточнить эмпирические критерии динамической стабильности кратных звезд.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты спекл-интерферометрических наблюдений на БТА 73 новых двойных и 43 заподозренных в двойственности звезд: позиционные измерения с ошибкой ор мед и измерения разности блеска Am в V-, R-, I- фильтрах с ошибкой адт 01-0.10 звездной величины.

2. Новые орбиты для 12 пар с компонентами спектральных классов F-М, орбитальные периоды Р и большие полуоси а, которых определены с относительными ошибками от 0.2% до 4.5%.

3. Комбинированная спектрально-интерферометрическая орбита двойной звезды HIP 96656. Фундаментальные параметры компонент, в том числе точные (ошибки 2.4 и 2.5%) динамические массы.

4. Выводы об иерархичности орбит близких тройных звезд HIP 101955 и HIP 116384, у которых по предварительным данным предполагалась динамическая неустойчивость.

Апробация результатов

Основные результаты диссертации докладывались на семинарах и конкурсах научных работ CAO РАН, а также на:

1. Всероссийской астрономической конференции (ВАК-2004), Москва, 2004;

2. Симпозиуме MAC N224 "The A-Star Puzzle", Словакия, 2004;

3. Всероссийской астрономической конференции (ВАК-2005), Москва, 2005;

4. Международной конференции "Multiple Stars across the H-R Diagram", Германия, 2005.

Содержание работы

Диссертация состоит из Введения, 5-ти глав и Заключения. Работа содержит 30 рисунков, 27 таблиц. Список цитируемой литературы включает 157 наименований. Общий объем диссертации - 155 страниц.

5.4. Выводы

В результате спекл-интерферометрических наблюдений на БТА вычислены видимые орбиты внутренней и внешней подсистем тройной звезды GJ795=HIP 101955. Система принадлежит к дисковой составляющей Галактики и имеет возраст 2-3 млрд. лет. Дифференциальная фотометрия компонент системы дала возможность построить модель системы, хорошо согласующуюся с современными эмпирическими и теоретическими зависимостями. На основе элементов орбит вычислены динамические суммарные массы компонент, которые согласуются с их оценками спектральных классов. Нами сделан вывод, что GJ 795 является гравитационно-связанной динамически стабильной иерархической системой. Так как угол между плоскостями внутренней и внешней орбит близок к 90 градусам, для данной системы должен эффективно функционировать механизм Козаи, вызывающий осцилляции эксцентриситетов и угла наклона орбит. За время свойей жизни звезда испытала ~10б таких периодических возмущений.

Анализ спекл-интерферометрических данных, полученных на БТА в период с 2000 по 2006 гг. покзал, что система GJ900=HIP 116384 образует гравитационно-связанную тройную звезду. Система принадлежит к населению тонкого диска Галактики с возрастом 200±100 млн. лет. На основе спекл-интерферометрических и спектральных данных вычислены абсолютные звездные величины компонент в / - и К - полосах, оценены их массы и спектральные классы. Данные оценки согласуются с результатами, полученными с применением адаптивной оптики на телескопе Subaru в Я -и К - полосах. Из оценок орбитальных периодов сделано предположение о принадлежности GJ 900 к классу иерархических кратных звезд. Сравнимые между собой угловые расстояния между компонентами системы объясняются эффектом проекции на небесную сферу.

Спекл-интерферометрические исследования слабоиерархических тройных звезд в солнечной окрестности являются источником новых данных о статистичеких свойствах слабоиерахических кратных звезд: взаимное наклонение орбит в кратной звезде, отношение орбитальных периодов, больших полуосей и масс компонент. Это, в свою очередь, позволяет наложить эмпирические ограничения на модели формироания и эволюции кратных звезд, стабильности орбитального движения компонент.

Элементы орбиты тройной звезды GJ795=HIP 101955 позволят уточнить эмпирические критерии динамической устойчивости кратных звезд и статистику взаимных наклонов орбитальных плоскостей в кратных системах. Необходимы дополнительные спекл-измерения вблизи положения периаетра внутренней подсистемы для уточнения геометрических параметров орбит. Для подтверждения наших предположений об иерархии тройной звезды СЛ 900=Н1Р 116384 необходимы дополнительные интерферометри-ческие наблюдения в течение ближайших лет.

Заключение

В заключении перечислим основные результаты диссертации. На основе двухлетних спекл-интерферометрических наблюдений на БТА, нами выполнены позиционные измерения и измерения разности блеска 72 новых двойных звезд и 43 звезд с предполагаемой двойственностью из списков ШРРАНСОБ. Из 43 звезд с заподозренной двойственностью, 15 разрешены на БТА, что составляет 35% от общего числа наблюдавшихся звезд такого типа. Еще две пары, Н1Р12709 и Н1Р 94349, являются двойными звездами 'О'-типа (построены орбиты по измерениям ШРРАПСОБ). Интерферомет-рические наблюдения на БТА подтвердили их двойственность. Особый интерес представляют системы с угловым расстоянием порядка десятых долей угловой секунды и среднегодовым изменением позиционного угла порядка 10°, так как для них ожидаются короткие периоды орбитального движения. Мы оцениваем, что среди звезд нашей выборки несколько десятков систем удовлетворяют данному критерию. Нами выполнено более сотни измерений разности блеска двойных и тройных звезд в видимом диапазоне спектра на основе интерферометрических данных БТА с ошибкой от 0.020.03 до 0.3 звездной величины, что ставит БТА на одно из первых мест по точности измерения разности блеска тесных двойных звезд в видимом диапазоне спектра.

Впервые получены интерферометрические орбиты 12 новых двойных звезд из каталога ШРРАПСОБ. Орбитальные элементы вычислены на основе спекл-измерений БТА, опубликованных данных других авторов и первого измерения ШРРАПСОБ. В среднем, спекл-наблюдения покрывают не более половины орбитального периода. Тем не менее, ошибки определения периодов и больших полуосей большинства пар не превышают трех процентов. Вычислены динамические массы систем с использованием тригонометрических параллаксов. Точности определния суммарных масс не превышают десяти процентов и дальнейшее уточнение орбитальных элементов практически не изменит ошибки суммарных масс, так как основной вклад вносят ошибки параллаксов ШРРАНСОБ. Для определения масс с ошибкой на уровне процента необходимы на порядок более точные параллаксы. Представленные системы лежат в широком диапазоне спектральных классов, от позднего Р до раннего М. Компоненты двух пар относятся к классу светимости IV. Пять из 12 пар возможно являются 8В2-системами, поэтому для них в первую очередь необходимо проводить спектральные наблюдения.

Среди звезд нашего списка мы выбрали пару карликов СЛ 765.2= Н1Р 96656 в качестве примера системы, орбитальные элементы которой могут быть определены по интерферометрическим и спектральным измерениям. Интерферометрически пара наблюдается на БТА с 1993 года. Кроме того, для нее доступны многолетние измерения лучевых скоростей компонент, выполненные на спектрометре С011АУЕЬ. Нами построена комбинированная спектрально-интерферометрическая орбита этой звезды. Ошибки измерения масс на основе комбинированного решения на порядок меньше ошибок масс, определенных с использованием тригонометричеких параллаксов. Кроме динамических масс, определены абсолютные звездные величины в видимом и инфракрасном диапазонах спектра, болометрические светимости, температуры, спектральные классы, показатели цвета, оценена метал личность. Полученный набор фундаментальных параметров позволит наложить ограничения на теоретические модели строения и эволюции карликовых звезд. Вычислен орбитальный параллакс системы, который отличается от тригонометрического параллакса больше чем на За. Разница параллаксов может быть объяснена особенностями стандартной редукции измерений спутника ШРРАПСОБ, в которой не учитывается орбитальное движение компонент.

Особое внимание в работе уделено исследованию звезд из нашего списка, которые интерферометрически разрешаются как тройные системы. Их отличительной особенностью является компактная конфигурация компонент в проекции на картинную плоскость. Это указывает на их возможную динамическую неустойчивость. Для двух звезд Н1Р109955 и Н1Р116384, на основе интерферометрических наблюдений, определены параметры орбитального движения, вычислены абсолютные звездные величины, спектральные классы и массы компонент.

Первая из них, СЛ795, является системой поздних К-карликов. Орбитальные элементы удовлетворяют критериям динамической стабильности. Плоскости орбитального движения компонент в подсистемах практически ортогональны друг другу. По нашим оценкам, система испытывает периодические изменения угла наклона и эксцентриситетов с периодом менее тысячи лет.

Вторая звезда, СЛ 900, является системой молодых карликов К-М классов. На основе оценок орбитальных периодов мы предполагаем, что система является иерархической. Компактная конфигурация компонент объясняется нами проекцией действительных расстояний на картинную плоскость.

Тройные звезды, разрешаемые интерферометрически на БТА, в большей степени относятся к классу систем со слабой иерархией. Так как характерные видимые расстояния между компонентами наблюдаемых на БТА кратных звезд составляют десятые и сотые доли угловой секунды, можно за несколько лет интерферометрических и спектральных наблюдений определить физические и орбитальные параметры систем, что в свою очередь позволит уточнить эмпирические критерии стабильности кратных звезд и наложить наблюдательные ограничения на модели кратного звездоформи-рования.

В заключение хочу выразить глубокую признательность своему научному руководителю Балеге Ю.Ю. за постановку задач, интерес к работе и ценные советы. Я благодарен сотрудникам группы "Методы астрономии высокого разрешения" САО РАН Балеге И.И., Максимову А.Ф., Шхаго-шевой З.У. за помощь и поддержку, которую они оказывали мне за время совместной работы.

1. Айерс и др. (Ayers G. R., Northcott М. J., Dainty .J.C.): 1988, J. Opt. Soc. Am. A., 5, p. 963

2. Алонсо и др. (Alonso A., Arribas S. and Martinez-Roger C.): 1996, Astron.

3. Astrophys., 313, p. 873 Андерсен (Andersen J.): 1991, Astron. Astrophys. Rev., 3, p. 91 Аносова Ж.П. и Орлов В. В.: 1988, Труды астрономической обсерватории

4. Балега И. И., Балега Ю. Ю., Хофманн К.-Х., Вайгельт Г.: 2001, Письма в

5. Письма в Астрон. Ж., 28, с. 859 Балега и др. (Balega I., Balega Y. Y., Maksimov A. F., Pluzhnik E. A., Schertl D., Shkhagosheva Z. U., Weigelt G.): 2004, Astron. Astrophys., 422, p. 627

6. Баранн и др. (Baranne A., Mayor M. and Poncet J. L.): 1979, Vistas in

7. Astrophys. J., 446, p. 35 Барафф и др. (Baraffe I., Chabrier G., Allard F., Hauschildt P. H.): 1998,

8. Astron. Astrophys., 337, p. 403 Баррадо Наваскес (Barrado у Navascues D.): 1998, Astron. Astrophys., 339, p. 831

9. Бартелт и др. (Bartelt H., Lohmann A.W. and Wirnitzer В.): 1984, Appl. Opt. 23, p. 3121

10. Барткевикус и Лазаускэйт (Bartkevicius A., Lazauskaite R.): 1996, Baltic1. Astronomy, 5, p. 1

11. Бенедикт и др. (Benedict G. F., McArthur В. E., Franz О. G., Wasserman L. H.,

12. Воден и др. (Boden A. F., Torres G and Latham D. W.): 2006, Astrophys. J., 644, p. 1193

13. Брук и Содин (Bruck Y. M. and Sodin L. G.): 1979, Astron. Astrophys., 87, p. 188

14. Бургасер и др. (Burgasser A. J., Marley M. S., Ackerman A. S., Saumon D., Lodders K., Dahn С. С., Harris H. С., Kirkpatrick J. D.): 2002, Astrophys. J., 571, p. 151

15. Ворлей и Дуглас (Worley С. E. and Douglass G. G.): 1997, Astron. Astrophys. Suppl, 125, p. 523

16. Ворлей и Хайнц (Worley С. E. and Heintz W. D.): 1983, Publ. USNO, 24, p. 7

17. Гебалл и др. (Geballe Т. R., Knapp G. R., Leggett S. K., et al.): 2002,

18. Astrophys. J., 564, p. 466 Генри и Маккарти (Henry Т. J. and McCarthy D. W.): 1993, Astron. J., 106, p. 773

19. Гиклас и др. (Giclas Н. L., Burnham R. and Thomas N. G.): 1961, Lowell Obs. Bull., 5, p. 61

20. Глизе и Ярайс (Gliese W., Jahrei H.): 1991, Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars, NASA/Astronomical Data Center, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD Грей и др. (Gray R. О., Corbally С. J., Garrison R. F., McFadden M. Т.,

21. Robinson P. E.): 2003, Astron. J., 126, p. 2048 Гренон (Grenon M.): 1987, Astrophys. J., 8, p. 123

22. Гудвин и Кроупа (Goodwin S. P. and Kroupa P.): 2005, Astron. Astrophys., 439, p. 565

23. Гудмен и Белшер (Goodman G. W. and Belsher J. F.): 1976, Proc. SPIE, 75, p. 141

24. Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Beuzit J.-L., Udry S., Mayor M.,

25. Perrier C.): 1999, Astron. Astrophys., 344, p. 897 Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Segransan D., Beuzit J.-L., Udry S.,

26. Perrier C., Mayor M.): 2000, Astron. Astrophys., 364, p. 217 Джиампапа и др. (Giampapa M. S., Cram L. E. and Wild W. J.): 1989,

27. Astrophys. J., 345, p. 536 Дкжкенуа (Duquennoy A.): 1987, Astron. Astrophys., 178, p. 114 Дкженнуа и др. (Duquennoy A., Mayor M., Andersen J., Carquilat J.-M.,

28. North P.): 1992, Astron. Astrophys., 254, p. L13 EKA (The Hipparcos and Tycho Catalogues): 1997, ESA, SP-1200 Жирарди и др. (Girardi L., Bressan A., Berteiii G., Chiosi C.): 2000, Astron.

29. Йорк и др. (York D. G., Adelman J., Anderson J. E. Jr., et al.): 2000, Astron.

30. J., 120, p. 1579 Йосс (Yoss К. M.): 1961, Astrophys. J., 134, p. 809

31. Карбиле и др. (Carbillet M., Ricort G., Aiine C., Perrier Ch.): 1996, Astron.

32. Astrophys., 310, p. 508 Кенворти и др. (Kenworthy M., Hofmann K.-H., Close L., et al): 2001,

33. Reid I. N.: 2001, Publ. Astron. Soc. Рас., 113, p. 814 Киселева и др. (Kiseleva L. G., Eggleton P. P., Mikkola S.): 1998, Mon. Not.

34. R. Astron. Soc., 300, p. 292 Койпер (Kuiper G. P.): 1934, Publ. Astron. Soc. Рас., 46, p. 285 Козаи (Kozai Y.): 1962, Astron. J., 67, p. 591

35. Кониг и др. (Konig В., Fuhrmann К., Neuhauser R., Charbonneau D.,

36. Flammarion, Paris, 1978, изд. Мир, Москва Лабейри (Labeyrie А.): 1970, Astron. Astrophys., 6, p. 85 Ламберт и Редци (Lambert D. L. and Reddy В. E.): 2004, Mon. Not. R. Astron. Soc., 349, p. 757

37. Ланг (Lang К. R.): 1992, "Astrophysical Data: Planets and Stars", SpringerVerlag, N. Y.

38. Astron. Astrophys., 409, p. 611 Лацу и др. (Lacy С. H. S., Torres G., Claret A., Vaz L. P. R.): 2005, Astron. J., 130, p. 2838

39. Линдегрен (Lindegren L.): 1992, "Hipparcos Venice'97" Proc. ESA Symp., ESA, SP-402, p. 13

40. Ломанн (Lohmann A. W., Weigelt G. and Wirnitzer В.): 1983, Appl. Opt., 22, p. 4028

41. Лопез-Моралес и Рибас (Lopez-Morales M. and Ribas I.): 2005, Astrophys. J.,631, p. 1120

42. Лоране и др. (Lowrance Р. J., Becklin Е. Е., Schneider G., et al.): 2005, Astron. J., 130, p. 1845

43. Astrophys. Suppl., 122, p. 571 Мартин и Миньяр (Martin С. and Mignard F.): 1998, Astron. Astrophys., 330, p. 585

44. Мартин и др. (Martin С., Mignard F., Hartkopf W. I., McAlister H. A.): 1998,

45. Astron. Astrophys. Suppl., 133, p. 149 Мартин (Martin E. L.): 2003, Astron. J., 126, p. 918

46. Накаяма и др. (Nakajima Т., Kulkarni S.R., Gorham P.W., Ghez A.M., Neugebauer G., Oke J.B., Prince T.A., Readhead A.C.S.): 1989, Astron. J., 97, p. 1510

47. Накаяма и др. (Nakajima Т., Oppenheimer В. R., Kulkarni S. R., Golimowski D. A., Matthews K., Durrance S. Т.): 1995, Nature, 378, p. 463

48. Нелан и др. (Nelan E.P., Lupie O.L., McArthur В., Benedict G. F., Franz O. G., Wasserman L. H., Abramowicz-Reed L., Makidon R. В., Nagel L.): 1998,

49. Proc. SPIE, Astronomical Interferometry, Ed. Reasenberg R. D., 3350, p. 237

50. Нордстрем и др. (Nordström В., Mayor M., Andersen J., Holmberg J., Pont F., Jorgensen В. R., Olsen E. H., Udry S., Mowlavi N.): 2004, Astron. Astrophys., 418, p. 989

51. Astrophys. Suppl., 100, p. 343 Паренаго П.П.: 1954, Труды ГАИШ, 25, с. 1

52. Петерсон и Соленски (Peterson D. M., Solensky R.): 1988, Astrophys. J., 333, p. 256

53. Пехлеманн и др. (Pehlemann E., Hofmann K.-H. and Weigelt G.): 1992, Astron.

54. Astron. J., 91, p. 383 Поппер (Popper D. M.): 1994, Astron. J., 108, p. 1091 Поппер (Popper D.): 1997, Astron. J., 114, p. 1195 Поппер (Popper D. M.): 2000, Astron. J., 119, p. 2391 Райт и др. (Wright J. T., Marcy G. W., Butler R. P., Vogt S. S.): 2004,

55. Astrophys. J. Suppl., 152, p. 261 Рейд и др. (Reid I. N., Hawley S. L., Gizis J. E.): 1995, Astron. J., 110, p. 1838 Робинсон и др. (Robinson R. D., Cram L. E. and Giampapa M. S.): 1990,

56. Astrophys. J. Suppl., 74, p. 891 Руттен и др. (Rutten R. G. M., Zwaan C., Schrijver C. J., Duncan D. K.,

57. Сисс и др. (Siess L., Dufour Е. and Forestini М.): 2000, Astron. Astrophys, 358, p. 593

58. Astrophys. J., 375, p. 722 Содерхельм (Soderhjelm S.): 1999, Astron. Astrophys., 341, p. 121 Стайфер и Хартман (Stauffer J. R. and Hartmann L. W.): 1986, Astrophys.

59. J. Suppl., 61, p. 531 Стерзик и Токовинин (Sterzik M. F. and Tokovinin A. A.): 2002, Astron.

60. Astrophys., 384, p. 1030 Стассмейер и др. (Strassmeier К., Washuettl A., Granzer Т., Scheck M.,

61. Weber M.): 2000, Astron. Astrophys. Suppl., 142, p. 275 Сучков А. А, Марсаков В. А., Шевелев Ю. Г.: 1987, Астрон. Ж., 64, с. 586 Токовинин А.А.: 1988, Звездные интерферометры., Гл. ред. физ.-мат. лит., М.: Наука

62. Токовинин (Tokovinin А. А.): 1991, Astron. Astrophys. Suppl., 91, p. 497 Токовинин (Tokovinin A. A.): 1994, IAU Comm. 26 Circ., 123, p. 1 Токовинин А. А., Шатский H. И., Магницкий A. H.: 1998, Письма в Астрон. Ж., 24, с. 918

63. Токовинин А. А., Балега Ю. Ю., Хофманн К.-Х., Вайгельт Г.: 2000, Письмав Астрон. Ж., 26, с. 774 Токовинин (Tokovinin А.): 2001, "The formation of Binary Stars. IAU

64. Symposiym 200", eds. H. Zinnecker, R. D. Mathieu, ASP Conf. ser., p. 84 Токовинин (Tokovinin A.): 2004, Rev. Мех. Astron. Astrof. Conf. Ser. 21, p. 7 Токовинин и др. (Tokovinin A., Kiyaeva O., Sterzik M., Orlov V., Rubinov A.,

65. Zhuchkov R.): 2005, Astron. and Astrophys, 441, p. 695 Торрес и др. (Torres G., Henry T. J., Franz O. G., Wasserman L. H.): 1999,

66. Astron. J., 117, p. 562 Торрес и др. (Torres G., Boden A. F., Latham D. W., Pan M., Stefanik R. P.):2002, Astron. J., 124, p. 1761 (Torres G. and Ribas I.): 2002, Astrophys. J., 567, p. 1140 Фловер (Flower P. J.): 1996, Astrophys. J., 469, p. 355

67. Форвей и др. (Forveille Т., Beuzit J.-L, Delfosse X., Segransan D., Beck F., Mayor M., Perrier C., Tokovinin A., Udry S.): 1999, Astron. Astrophys., 351, p. 619

68. Фрид (Fried D.L.): 1966, J. Opt. Soc. Am., 56, p. 1372 Хавлей и др. (Hawley S. L., Gizis J. E., Reid N. I.): 1997, Astron. J., 113, p. 1458

69. Хайнц (Heintz W. D.): 1984, Astron. Astrophys. Suppl., 56, p. 5 Халбвакс и др. (Halbwachs J. L., Mayor M., Udry S., Arenou F.): 2003, Astron.

70. Astrophys., 397, p. 159 Халливел (Halliwell M. J.): 1979, Astrophys. J. Suppl., 41, p. 173 Харрингтон (Harrington R. S.): 1977, Astron. J., 82, p. 753 Хаук и Мермиллиод (Hauck В., Mermilliod M.): 1998, Astron. Astrophys.

71. Suppl., 129, p. 431 Хафнейгл (Hufnagel R.E.): 1964, J. Opt. Soc. Am., 54, p. 52 Холман и др. (Holman M., Touma J. and Tremaine S.): 1997, Nature, 386, p. 254

72. Хорч и др. (Horch E. P., Ninkov Z., van Altena W. F., William F., Meyer R. D.,

73. Girard Т. M., Timothy J. G.): 1999, Astron. J., 117, p. 548 Хорч и др. (Horch E. P., Robinson S. E., Meyer R. D., van Altena W. F.,

74. Ninkov Z., Piterman A.): 2002, Astron. J., 123, p. 3442 Хорч и др. (Horch E. Р., Meyer R. D. and van Altena W. F.): 2004, Astron. J., 127, p. 1727

75. Хьюнч и др. (Hiisch M., Schmitt J. H. М. М., Sterzik М. F., Voges W.): 1999,

76. Astron. Astrophys. Suppl., 135, p. 319 Цукерман и др. (Zuckerman В., Bessel M. S., Song I., Kim S.): 2006, Astrophys. J., 649, p. 115

77. Чабри и др. (Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P.): 2000, Astrophys. J., 542, p. 464

78. Чей и др. (Chen Y. Q., Nissen P. E., Zhao G., Zhang H. W., Benoni Т.): 2000,

79. Astron. Astrophys. Suppl., 141, p. 491

80. Шатский H. И. и Токовинин A. A.: 1998, Письма в Астрон. Ж., 24, с. 780

81. Шеллер М., Балега И. И., Балега Ю. Ю., Хофманн К.-Х., Райнхаймер Т.,

82. Вайгельт Г.: 1998, Письма в Астрон. Ж., 24, с. 337

83. Эгген (Eggen О. J.): 1985, Publ. Astron. Soc. Рас., 97, p. 807 Эгглетон и Киселева (Eggleton P. P. and Kiseleva L.G.): 1995, Astrophys. J., 455, p. 640