Анализ физических характеристик избранных двойных систем с аккрецией по данным спектроскопии на 6-М телескопе тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ НАУЧНЫЙ ЦЕНТР СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН

V м

|,| На правах рукописи

УДК 524.337

БОРИСОВ НИКОЛАЙ ВЛАДИМИРОВИЧ

АНАЛИЗ ФИЗИЧЕСКИХ ХАРАКТЕРИСТИК ИЗБРАННЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ С АККРЕЦИЕЙ ПО ДАННЫМ СПЕКТРОСКОПИИ НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ.

Специальность: 01.03.02- астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Нижний Архыз - 1997

Работа выполнена в Государственном научном центре Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук.

Научные руководители.' доктор физ.- мат. наук Копылов Ж. М. кандидат физ.- мат. наук Фабрика С. Н.

Официальные оппопенты: доктор физ.-мат. наук Глаголевский Ю. В. кандидат физ.- мат. наук Сулейманов В. Ф.

Ведущая организация: Одесский Государственный Университет.

Защита состоится " 1997г. в_часов на

заседании хпециадизтгр-овашюго-совета, прнГНЦ - Специальная Астрофизическая обсерватория РАН по адресу: 357147, Карачаево-Черкесская республика, Зеленчукский район, по с. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГНЦ САО РАН.

Автореферат разослан " № "У;у,1997г.

Ученый секретарь специализированного совета кандидат физ,- мат. наук Майорова Е. К

Двойные звездные системы с аккрецией - интереснейший класс астрономических объектов. В современном представлении эти объекты являются тесными двойными системами, которые находятся на конечной стадии оволюцип. Системы состоят но "нормальной" оптической звезды п вырожденного или релятивистского компонента (белого карлика, нейтронной звезды, черной дыры). Оптическая звезда, как правило, заполняет свою критическую полость Роша и сбрасывает вещество терся особую точку Ь\ на соседний компонент. Все двойные системы с аккрецией вещества принято делить па массивные и маломасспвные [ 1 ]. Массивные двойные системы с аккрецией, которые обычно называют "массивные рентгеновские двойные", как правило, содержат оптические компоненты сверхгиганты спектрального класса ОБ [ 2 ]. К числу массивных рентгеновских двойных относится уникальнаяоатметшая двойная 8Б4.33 [ 3 ]. Весь комплекс наблюдательных данных, полученых в ходе исследований этого объекта, свидетельствует в пользу моделей, в которых предио-логается, что главной причиной явлений происходящих в этой системе является сверхкритическая аккреция на релятивистский компонент. Это определяет эволюционный статус 5Б433. Считается, что он находится на очень короткой эволюционной стадии, которая длится порядка 104 лет.

Важнейшей особенностью маломассивных двойных систем с аккрецией является то, что их основное энерговыделепие в оптическом диапазоне определятся процессами аккреции. Это связано с относительно малой светимостью оптического компонента системы - карлика спектрального класса в - М. Общепринято деление маломассивных двойных систем с аккрепией на маломассивные рентгеновские двойные и катаклиомические переменные

[ 1 ]. В отличии от рентгеновских двойных систем, проэволюци-онировавшие компоненты в катаклизмических переиенных являются белыми карликами. К числу этих систем относятся магнитные катаклизмические переменные, которые представлены тесными двойными типа АМ Геркулеса (поляры) [ 4 ] и БС} Геркулеса (промежуточныеполяры) [5]. Они содержат сильноэамагничен-ные белые карлики с напряженностью магнитного поля 1-60 МГс [ 6 ]. Наличие сильного магнитного поля у аккрецирующего компонента в этих системах определяет характер аккреции и весь комплекс наблюдательных проявлений происходящих в них физических процессов. Изучение магнитных катаклизмических переменных очень важпо с теоретической точки зрения, поскольку непосредственно из наблюдений можно проверить выводы о взаимодействии магнитного поля и аккрецируемой плазмы.

Огромная важпость проводимых исследований двойных систем с аккрецией состоит в том, что они позволяют изучать физику плазмы в экстремальных условиях (высокие температуры, сильные гравитационные и магнитные поля), которые невозможно создать в земных лабораториях, а также дают возможность проверки наших представлений о внутреннем строении и эволюции звезд в случае, когда масса звезды не сохраняется, а радиус звезды ограничен размерами ее критической полости Роща. Важнейшим источником информации при их исследовании являются спектральные наблюдения.

Актуальность данной работы состоит в том, что спектроскопия, являясь универсальной методикой изучения физических процессов вблизи поверхности компонентов, дает возможность определять физические характеристики, которые важны при построении моделей этих систем, для определения их эволюцион-

ного статуса и исследования процессов аккреции. Исследуемая в диссертации выборка объектов ие является случайной. Все они относятся к аккрецирующим двойным системам с ярким проявлением процессов аккреции в оптическом диапазоне спектра. Кроме того, эта выборка состоит из объектов, в которых представлен практически весь спектр режимов аккреции в тесных двойных системах на конечной стадии эволюции, сверхкритический, дисковый и канализированный.

Следует отметить, что основной акцепт при выполнении данной работы делался на изучение физических процессов в аккрецирующем либо выбрасываемом гая е.

Цоль диссертации заключалась в следующем:

1. Разработать методику моделирования профилей движущихся линий 5543-5. На основе сравнительного анализа наблюдаемых и рассчитанных профилей исследовать основные характеристики струй 88433.

2. Разработать метод опенки верхней и нижней границ массы компактных компонентов в тесных двойных аккрецирующих системах по параметрам эмиссионных линий аккреционного диска. Оцепить значение нижней границы массы компактного компонента в Э8433.

3. Провести спектральные наблюдения и исследовать физические характеристики магтгитных тесных двойных систем У603 Орла, АМ Геркулеса и кандидата в поляры 10 Андромеды.

Представленная диссертация является результатом работ, выполненных автором в период 1986-96 гг., и состоит ио Введения, четырех глав и Заключения.

Научная новизна

1. Впервые определены основные физические характеристики струй 58433: закон изменения потока излучения в линии

• На с расстоянием вдоль струй характерное рассто-

яние, на котором происходит ослабление интенсивности потока излучения (Дй), расстояние нарастания интенсивности потока излучения (Ят), угол раствора струй (©_,).

2. Впервые проведена интерпретация эффекта проекции в переменности интенсивно стей движущихся линий с фазой нутационного движения струй Б8433.

3. Разработан метод оценки вехней и нижней границ массы компактного компонента в двойных системах с аккрецией на основе параметров эмиссионных линий аккреционного диска.

4. Получена оценка нижней границы массы компактного компонента 88433.

5. Предложено объяснение сфазировапности кривых круговой и линейной поляризаций наблюдаемых в системе УбОЗ Орла. Показано, что ¥603 Орла - промежуточный поляр, содержащий слабозамагниченный белый карлик.

Практическая ценность:

• Полученные физические характеристики струй 58433 могут быть использованы для выяснения особенностей физических процессов в струях: механизмов нагрева и охлаждения газа, механизмов ускорения и коллимации струй.

♦ Предложенная методика оценки верхней и нижней границ массы компактного компонента в тесных двойных аккреци-

рующих системах может быть применена при исследовании природы компопентов в системах данного класса.

♦ Предложенное объяснение сфазированности кривых круговой и линейной поляризаций может быть использовано для выявления природы других объектов, имеющих подобные наблюдательные проявления.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в 9 печатных работах, докладывались на Международном совещании "Наблюдательные проявления процессов аккреции" (С.-Петербург, 1986), па Международном совещании " Магнитные звезды" (Германия, 1989), на конференциях "Современные проблемы астрономии'' (Одесса, 1987, 1993), на семинарах ГАИШ и ГАО, на общих и лабораторных семинарах CAO.

Публикации.

По теме диссертации опубликовано 9 работ.

Структура и объем диссертации.

Диссертационная работа изложена на 159 страницах и включает в себя: Введение, четыре главы, список литературы из 234 наименований, 28 рисунков и 11 таблиц.

На защиту выносятся следующие основные реоульта-ты:

1. Найдена зависимость изменения потока излучения в линии Нл с расстоянием вдоль струй SS433

Fn(R)=le£pi~E:i^) "РИ R>Rm 1 ехР( ПРИ Я< Дп»

где Щ - характерное расстояние, на котором происходит ослабление интенсивности излучения, Я,„. - расстояние нарастания интенсивности излучения, /?,,, - расстояние максимума излучения.

Определены значения Ла га (6.7 ± 0.5) • 1014см, < 1.7 - 1014см и Яга И 4 ■ 1014СМ.

2. Определен угол раствора струй 1° < ©^ < 1°.4.

3. Интерпретация эффекта проекции в переменности интен-сивностей движущихся линий в нутационном движении струй.

4. Разработана методика оценки верхней и нижней границ массы компактного компонента в тесных двойных аккрецирующих системах по параметрам эмиссионных линий аккреционного диска. Получен нижний предел массы аккрецирующего компонента в 58433 Мх > 4.9 ± 1МЭ, дающий основание полагать, что эта двойная система содержит черную дыру.

5. Установлено, что старая новая ¥603 Орла является промежуточным поляром, содержащим слабо замагяиченный белый карлик. Сделан вывод, что промежуточные поляры, имеющие сфазированные кривые круговой и линейной поляризации, содержат слабо замагхшчснные белые карлики.

6. По результатам детальпого анализа зеемановских абсорбционных линий в спектре поляра АМ Геркулеса в низком состоянии определена величина магнитного поля на поверхности белого карлика В = 13 - 14 МГс. Установлено, что структура магнитного поля не является центральным диполем.

Личный вклад автора.

Вклад автора был определяющим в разработке методик моделирования профилей движущихся линий 88433 и оценки верхней и нижней границ массы компактного компонента в тесных двойных аккрецирующих системах по параметрам эмиссионных линий аккреционного диска. Автор получил и обработал спектры,

используемые с данной работе. Интерпретация проводилась совместно с соавторами.

Содержание диссертации.

Во Введении приводится обоснование актуальности работы. Сформулированы цель, задачи и положения, выносимые на за.-щиту, кратко представлено содержание диссертации.

Первая глава носит обзорный характер. В ней описаны наблюдательные свойства тесных двойных систем с аккрецией, а также формулируются основные характеристики моделей SS433 и магнитных тесных катаклизмических переменных.

SS433 является источником радио, оптического, рентгеновского и гамма излучения и расположен в центре остатка вспышки сверхновой W50 [ 7 ], с которой генетически связан. Это за-тменная двойная система, состоящая из массивной оптической звезды и вырожденного компонента, окруженного мощным аккреционным диском. Орбитальный период системы 13d.08 дней [ 8 ]. Плоскость диска наклонена к плоскости орбиты на 20° , диск прецессирует с периодом ~164 дня. Из диска выбрасываются две противоположно - направленные струи сравнительно холодного rasa ( ^20000 К). Газ в струях движется с релятивистскими скоростями ( %80000 км/сек) [ 9 ]. Направление движения струй перпендикулярно плосхдасти диска, и они отслеживают прецессию диска. Кроме этого, струи испытывают нутационное движение с периодом 6.28 дней [ 10 ]. В литературе опубликовано большое число теоретических работ - моделей SS433. Весь комплекс наблюдательных данных, имеющихся к настоящему времени, позволяет отдать предпочтение тем моделям, в которых предполагается, что главной причиной происходящих в этой системе явлений является сверХфптическая аккреция ira, релятивистскую

¡звезду. Это определяет эволюционный статус Б8433. Считается, что он находится на очень короткой эволюционной стадии, которая длится около 104 лет.

Поляры или звезды типа АМ Геркулеса являются короткопери-одпческими двойными синхронизованными системами с заполняющим свою полость Роша красным карликом спектрального класса К-М и замагниченпым белым карликом. Наличие сильного магнитного поля (10 - 60 МГс) является отличительной особенностью этих систем [ б ]. При большом магнитном поле реализуется ситуация, когда альвеновский радиус превышает расстояние между компонентами системы. Соседняя звезда погружена в магнитосферу белого карлика. В таких системах перенос вещества на аккрецирующий компонент происходит через аккреционную колонну на одном или обоих магнитных полюсах (канализированный режим аккреции). Поляры проявляют себя как источники мягкого рентгеновского излучения, а их оптическое излучение сильно поляризовано (~ 10% ) [ 11 ]. Данные наблюдений показывают наличие переменности на временной шкале от секунд до нескольких часов. В активном и неактивном состояниях, которые длятся от нескольких недель до нескольких месяцев, блеск системы меняется на 2т—Зт.5 [ 12 ]. Промежуточные поляры или звезды типа Геркулеса содержат сяабозамагниченные белые карлики (~ 1 МГс) [ 5 ], магнитосферы которых не препятствуют образованию аккреционных диков. На белый карлик идет дисковая аккреция вещества с альвеновского радиуса вдоль магнитных силовых линий. Вращение компонент в этих системах является асинхронным. Степень асинхронности О, = Рвр/Рорб заключена в пределах 0.001 - 0-95. Нерадиальная аккреция вещества в промежуточных полярах приводит к тому, что у них

наблюдается пульсирующее оптическое и рентгеновское излучение. Характерные периоды когерентных короткопериодических колебаний блеска в оптическом или рентгеновском диапазонах составляют 30 с - 70 мин [ 5 ]. По-видимому, эти пульсации обусловлены вращением белого карлика. Оптическое излучение промежуточных поляров поляризовано, но не так сильно, как у поляров 0.2%) [ 13 ].

Вторая глава посвящена исследованию физических характеристик релятивности струй 83433.

С момента обнаружения 5Б433, вСАО РАН на 6-метровом телескопе были начаты регулярные спектральные наблюдения этого уникального объекта. За прошедшие годы получен значительный объем спектральпых данных, которые позволили провести наиболее подробное спектроскопическое изучение лучевых скоростей, интенсивностей и профилей движущихся линий, формирующихся в релятивистких струях [ 14, 15 ]. Однако параметры струй 5Б433 известны еще с недостаточной точностью. В частности, для выяснения физических процессов в струях: механизмов нагрева и охлаждения газа, механизмов ускорения и коллимации струй необходимо знать угол расвора струп, найти профиль яркости струи, т.е. зависимость изменения интенсивности излучения, например, в линии \\п с расстоянием вдоль струй. С этой целью нами было проведено моделирование профилей движущихся линий л сранепие этих профилей с наблюдаемыми.

В первом параграфе данной главы описана методика моделирования профилей движущися линий 88433. Разработанная нами методика предназначена для моделирования профилей движущихся эмиссионных линий На. Га», излучающий движущиеся линии, представляет собой струю. Это установлено пепосред-

ственно из наблюдений [ 16 ]. Уточнить предстояло угол нутации 0П и раствор струи Qj и закон изменения с расстоянием светимости облака газа в линии На. Предполагалось что, облака газа появляются в струе через одинаковый промежуток времени AT. Учитывались релятивистские эффекты. Алгоритм моделирования был построен так, что бы можно было сравнивать с наблюдениями не только отдельные профили линий (наблюдаемые профили часто иррегулярны), но и изменения этих профилей от ночи к ночи, т.е. были смоделированны струи во времени.

Во втором параграфе представлен аналаз рассчитанных профилей и наблюдаемых. Были определены следующие параметры: угол раствора струи зависимость изменения потока излучения в линии Но с расстоянием вдоль струй SS433, расстояние, па котором происходит ослабление интенсивности излучения Hd, расстояние нарастания интенсивности излучения Rir.-Закоп ослабления интенсивности излучения мы определили непосредственно из наблюдений.

Мы нашли, что излучение в линии На струи ослабляется в е раз за время tj = RjfVj ~ 1 день, причем закон ослабления строго экспоненциальный на интервале изменения интенсивно-стей линий 1.5 порядка. Далее мы определили значения параметров Rj. = (6.7 dh 0.5) ■ 10нсм и Я,„ < 1.7 • 1014см. Угол раствора струй 1° < < 1°.4. Отметим, что по предыдущим оценкам этого параметра, даваемым другими авторами, (-)_,- га 6°.

В третьем параграфе проводится инерпретация результатов моделирования. Интерпретация нами эффекта проекции позволяет сделать вывод, что наше предположение о квазинепрерывности заполнения струи облаками газа, является верным. Этот эффект является определяющим в формировании профилей дви-

жущихся линий и его необходимо учитывать при поиске объектов подобного типа. Иптерпретируя результаты моделирования профилей движущихся линий и сравнивая их с наблюдениями, мы определили параметры Hft облаков, составляющих струи.

Третья глава посвящена определению массы компактного компонента в двойных системах с аккрецией.

В первом параграфе данной главы представлен обзор существующих методик оценки массы компактного компонента в двойных системах с аккрецией. Следует отметить, что лучевые скорости звезд могут быть значительно искажены влиянием газовых потоков в системе или анизотропией звездного ветра компонент, вращением звезд, наличием дискообразных оболочек, а также эффектами, связаниыми с зллипсоидальностью или гру-шевидностыо фигур звезд и взаимным "отражением" излучения звезд пары. Весьма значительные искажения кривых лучевых скоростей наблюдаются у оптических звезд - компонентов рейт-геповских двойных систем [ 17 ]. В некоторых случаях в спектрах таких объектов нет линий оптической звезды. Классическим примером такого случая является объект SS433, в спектре которого видны широкие эмиссии бальмеровской серии, формирующиеся в потоке от звезды к диску, в истекающей оболочке диска, и эмиссионные линии аккреционного диска (Hell A4686Ä и линии серии Пашена [ 18 ]), по полностью отсутствуют яипии оптической звезды. Поэтому определение массы компактного компонента классическим методом весьма затруднено а в некоторых случаях и невозможно. Между тем знание величины массы компактного компонента является принципиальным, прежде всего, для ответа на вопрос о его природе. Наблюдательные же проявления двойных систем с аккрецией - светимость, спектр, ха-

рактер переменности, поляризационные свойства - могут быть по-разному осмыслены в зависимости от того, на какой объект в системе происходит аккреция. Анализ основных методов оценки массы компактного компонента в двойных системах с аккрецией показывает, что они могут быть применимы если известна функция масс одного из компонентов. Но часто по вышеуказанным причинам, функция масс определяется неоднозначно (см. например [19, 20, 21]). .

Во втором параграфе описана методика оценки верхней и нижней границ масс релятивисткого компонента аккрецирующих двойных систем по спектральным линиям аккреционного диска. Мы разработали метод определения интервала возможных значений массы компактного компонента в аккрецирующих двойных системах, основанный на анализе характеристик эмиссионных линий аккреционного диска. Основная идея предлагаемого метода состоит в следующем. Эмиссионные линии аккрециопного диска, наблюдаемые в двойных системах с аккрецией, формируются в хромосфере над аккреционным диском. Структура их профилей непосредственно связана с полем скоростей в подстилающих областях диска. В силу кеплеровского характера движения вещества в диске и ограниченности его размеров, эмиссия имеет двухпиковую структуру. Расстояние между пиками определяется кеплеровской скоростью внешнего края диска (или, точнее, зоны формирования линии), а ширина основания линии -кеплеровской скоростью внутреннего края зоны формирования. При решении системы уравнений, состоящей из соотношений для кеплеровской скорости, размера полости Роша и второго закона Кеплера с учетом того, что расстояние между компонентами больше суммы радиуса полости Роша и радиуса диска, было

получено неравенство для оценки верхпей границы массы аккрецирующего компонента.

Нижняя граница массы определяется следующим образом. Для формирования эмиссионной линии необходимо, чтобы температура фотосферы (собственно поверхности аккреционного диска) Т была меньше температуры хромосферы в области генерации этой линии - Т < Т'таг, где Ттах - максимальная температура плазмы, при которой данная линия формируется еще достаточно эффективно (определяется потенциалами возбуждения и ионизации). Отметим, что это условие должно выполняться, прежде всего на внутренней границе зоны формирования линии, где Т максимальна. В качестве оценки Ттах мы будем использовать значение температуры, при которой заселенность соответствующего уровня Лгг составляет 30% от максимально возможной (для линий водорода Т & 18000К и для ионизованного гелия Т » 73000К.) [ 22 ]. Из-за очень быстрого падения /У, с ростом температуры такая оценка может использоваться. В то же время, в рамках моделей газового диска с передачей момента вращения за счет эффективного трения получена вполне определенная зависимость температуры его поверхности от радиуса. Она растет по мере приближения к компактному объекту в процессе конверсии гравитационной энергии, выделяющейся при аккреции, в излучение поверхности диска. Таким образом, ограничив температуру аккреционного диска на внутренней границе области формирования линии, мы получаем ограничение для ее радиуса Л. С другой стороны, как показывают расчеты Марша и Хорпа [ 23 ] кеплеровская скорость на этой границе определяет ширину основания эмиссионной линии О V. Имея же одновременно оценку скорости кеплеровского вращения на данном радиусе и

само значение радиуса мы получаем возможность оценить массу релятивистского объекта Мх.

В третьем параграфе представлены результаты оценки нижней границы массы аккрецирующего компонента в массивной рентгеновской двойной 85433 по разработанной нами методике. Для этого была использованы параметры эмиссионных линий пашеновской серии. На основе предлагаемого метода была оценена нижняя граница массы компактного компонента 8Б433 М, > 4.9± 1М3.

В Четвертой главе представлены результаты исследований магнитных тесных двойных систем У603 Орла, АМ Геркулеса и 10 Андромеды.

В первом параграфе представлены результаты спектральных исследований промежуточного поляра У603 Орла, выполненых на 6-метровом телескопе БТА. С момента обнаружения магнитных тесных двойных систем на 6-метровом телескопе были начаты регулярные спектральные наблюдения этого интересного класса объектов. За прошедшие годы в этой области исследований были получены значительные результаты, которые позволили существенно продвинуться вперед в понимании физических процессов, происходящих в этих системах. В настоящее время при изучении данного класса объектов предпочтение отдается проведению больших кооперативных наблюдательных программ. Важное место так же отводится небольшим программам, цель которых - изучение относительно редких наблюдательных проявлений в отдельных системах, которые трудно интерпретировать в рамках общепринятой модели. К таким двойным системам относится У603 Орла.

Старая новая У603 (И Aql 1918) Орла интенсивно исследуется

начиная с момента ее вспышки в 1918 г. и до настоящего времени. В основном дискуссия развернулась вокруг вопроса: является ли этот объект промежуточным поляром? Наряду с явными признаками промежуточного поляра (наличие фотометрического периода 15.6 минут, низких и высоких состояний [ 24 ]) существует факт полной синхронности изменений круговой и линейной поляризации излучения системы в зависимости от фазы орбиталъпого движения [ 25 ]. Если бы происхождение обоих поляризаций было обсловлено магнетизмом, то должна была бы наблюдаться разность фаз в орбитальных кривых поляризации, равная 90°.

Мы провели целевые спектральные наблюдения V603 Орла па 6-м телескопе в мае 1988 г. При анализе полученых данных была обнаружена широкая абсорбционная деталь в области линии Мы интерпретируем эту деталь.как линию, которая формируется в пограничном слое в непосредственной близости от поверхности белого карлика. Учитывая это, мы объясняем сфази-рованность кривых круговой и линейной поляризации на основе модели, в которой области генерации круговой п линейной поляризаций пространственно разнесены. Оценка величины магнитного поля на поверхности белого карлика дает значение & Ю8 Гс. Делается заключение, что V603 Орла - промежуточный поляр, содержащий слабозамагниченый белый карлик. Промежуточные поляры, которые имеют сфазированные кривые круговой и линейной поляризаций, содержат, по-повидимому, слабозамагхш-ченные белые карлики.

Второй параграф посвящен исследованиям поляра AM Геркулеса в низком состоянии по результатам одновременных ультрафиолетовых и оптических наблюдений, выполненых в коопе-

рации с астрономами из Вашингтонского университета. В начале июня 1992 г. была проведена программа одновременных ультрафиолетовых и оптических наблюденй поляра АМ Геркулеса. Ультрафиолетовые наблюдения проводились с борта спутника ШЕ на спектрографе низкого разрешения БШР, оптические иВУМ-фотометрические наблюдения - на 1.25-м телескопе Крымской Астрофизической Обсерватории и спектральные

- на б-м телескопе БТА. В период наблюдений АМ Геркулеса находился в неактивном состоянии. Получение ультрафиолетовые и иВУШ-фотометрические данные анализировались с использованием синтетических спектров, рассчитанных методом двухтемпературных моделей звездных атмосфер. Определены температуры поверхности и горячего пятна белого карлика Т

— 20000 К и Т = 35000 К соответственно. Анализ оптических спектров показал присутствие в спектрах абсорбционных зее-мановских деталей. Их детальный анализ позволил определить величину магнитного поля на поверхности белого карлика 13-14 МГс. Установлено, что структура магнитного поля не является центральным диполем.

В третьем параграфе представлены результаты спектральных исследований кандидата в поляры 10 Андромеды [ 26 ]. Спектральные наблюдения были выполнены на 6-метровом телескопе с использованием телевизионного сканера. Результаты наших наблюдений показали, что Ю Андромеды не является катаклиз-мической переменной. Это квазар с г — 0.134.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации изложены в следующих работах:

1. Борисов Б.В., Фабрика C.1I.: Параметры струй SS433. — "Проблемы астрономии" ч.2, г.Одесса, 1987, Дсп. в Укр. НИИНТИ N430 - Ук.87, с.55-72.

2. Борисов Н.В., Фабрика С.Н.: Параметры струй SS433. Моделирование профилей движущихся линий. — Письма в Астрой, жури., 1987, 13, N б, с.487-494.

3. Фабрика С.Н., Борисов TLB.: Параметры струй SS433. Интерпретация результатов. — Письма в Астрой, жури., 1987, 13, N 8, с.663-670.

4. Горапский В.П., Копылов И.М., Рахпмов В.Ю., Борисов Н.В., Бычкова Л.В., Фабрика СЛ., Чернова Г.П.: Спек-тральпые и фотометрические наблюдения SS433 в главном минимуме. — Сообщения CAO., 1987, вып.52, с.5-50.

5. Гпедин Ю.Н., Борисов Н.В., Нацвлишвили Т.М.: Промежуточный поляр V603 AqL — Письма б Астрой, жури., 1990, 16, N.7, с.635-641.

6. Борисов Н.В., Войханская Н.Ф., Фабрика СЛ.: 10 Андромеды - квазар, а не катаклизмическая переменная. — Письма й Астрой, жури., 1991, 17, N.7, с.583-585.

7. Vermeulen R.S., Murdin P.G., van den Heuvel E.P.J., Fabrika S.N., Wagner R.M., M argon В., Hutchings J.В., Schilizzi R.T., van Kerkwijk M.H., van den Hoek L.B., Ott E., Angebault L.P., Miley G.K., D'Odorico S., Borisov N.V.: Monitoring of very

rapid changes in the optical spectrum of SS433 in May/June 1987. — Asiron. Astrophys., 1993, 270, p.204-222.

8. Silber A.D., Raymond J .C., Mason P.A., Andronov L.L., Borisov N.V., Shakhovskoy N.M.: IUE and optical observations of AM Herculis in its low state. — Astrophys. /., 1996,460, p.939-948.

9. Beskin G.M., Borisov N.V., Pustil'nik L.A.: Of estimates of lower and upper limits for the masses of compact components in closc binaries. — Astrophys. S.S., 1996, 238, p.141-149.

ЛИТЕРАТУРА.

1. Bradt H.V., McCUntock J.E., Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 1983, v. 21, p. 13

2. Rappaport S., Joss P.C., Accretion driven stellar X-ray sources/ Cambridge: Univ. Press. 1983, p. 1

3. Margon В., Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 1984, v. 22, p. 507

4. Liebert J., Stockman H.S., Cataclysmic variables and low-mass X-ray binaries. Massachusets, 1984. p. 151

5. Patterson J., Publ. Astron. Soc. Рас. 1994, v. 108, p. 209

6. Schwope A.D., Reviews in Modern Astronomy 8 / Ed. G. Klare, Hamburg. 1995, p. 125

7. Clark D.H., Murdin P., Nature, 1978, v. 276, p. 45

8. Cherepashchuk A.M., Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1981, v. 194, p. 761

9. Milgrom M., Astron. and Astrophys.. 1979, v. 76, p. L3

10. Katz J.I., Anderson S.F., Margon В., Grandi S.A., Astrophys. J., 1982, v. 260, p. 780

11. Tapia S., Astrophys. J., 1977, v. 212, p. L125

12. Войханская Н.Ф., Иов. Спец. астрофиэ. обсерв., 1990, т. 30,

с. 3

13. Cropper M.S., Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1986, v. 222, p. 225

14. Копылов И.М., Кумайгородская P.II., Сомов H.H., Сомова Т.А., Фабрика С.11., Астроп. ж., 1986, т. 63, с. 690

15. Копылов П.М., Кумайгородская РЛ1., Небелицкий В.В., Сомова Т.А., Спиридонова О.И., Письма в АЖ, 1982, т. 8, с. 461

16. Hjellming R.M., Johnston K.L., Astrophys. J., 1981, v. 246, p. L141

17. Гончарский А.В., Череиащук A.M., Ягола А.Г., Некорректные задачи астрофизики, М.: Наука, 1985

18. Filipenko A.V., Romani R.W., Sargent, W.L.W., BlandfoTd R.D., Astron. Л., 1988, v. 96, p. 242

19. Crampton D.H., Hntchings J.В., Astrophys. J., 1981, v. 251, p. 604

20. Fabrika S.N., Bychkova L.V., Astron. and Astrophys., 1990, v. 240, L5

21. D'Odorico S., Oosterloo Т., Zwitter Т., Calvani M., Nature, 1991, v. 353, p. 329

22. Jain N.K., Narain U., Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1978, v. 31, p. 1

23. Marsh T.R., Home K., Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1988, v. 235, p. 269

24. Garnavich P., Skody P., Publ. Astron. Soc. Рас. 1988, v. 100, p. 1522

25. Haefner II., Metz K., Astron. and Astrophys., 1985, v. 145, p. 311

26. Meinunger L., Inform. Bull. Var. Stars, 1980,