Двойные звезды и начальная функция масс тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В. ЛОМОНОСОВА

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ имени П.К. ШТЕРНБЕРГА

На правах рукописи УДК 524.6

МАЛКОВ Олег Юрьевич

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И НАЧАЛЬНАЯ ФУНКЦИЯ МАСС (01.03.02, астрофизика, радиоастрономия)

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2004

Работа выполнена в Институте астрономии Российской Академии наук

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук

М.В. Попов

доктор физико-математических наук Н.Н. Самусь

доктор физико-математических наук Х.Ф. Халиуллин

Ведущая организация: Астрономическая обсерватория

Одесского национального университета им. И.И.Мечникова

Защита состоится " 13 " мая 2004 г. в _14_час._00_мин. на заседании диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д 501.001.86.

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, дом 13, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга (Москва, Университетский проспект, 13).

Автореферат разослан "_"_2004 года.

Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат физико-математических наук С. О. Алексеев

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы.

Фундаментальной проблемой звездообразования и звездной эволюции является вопрос о массах образующихся звезд. Поскольку эволюция звезды определяется, в основном, ее начальной массой, то распределение по массам звезд, образующихся в данном месте и в данное время (начальная функция масс, НФМ), является ключевым распределением для понимания строения и эволюции звездных систем. Несмотря на значительный прогресс, сделанный в недавние годы в понимании образования одиночных звезд, вопрос о распределении звезд по массам остается открытым. Таким образом, определение формы НФМ и границ ее применения является одной их самых актуальных проблем астрофизики.

Наши знания о начальном распределении звезд по массам формируются преимущественно на основании изучения ограниченных по объему звездных ансамблей в солнечной окрестности. С помощью различных аст-рометрических, фотометрических и спектрометрических методов можно получить распределение звезд главной последовательности по абсолютным звездным величинам, или функцию светимости (ФС). Затем, с помощью соотношения масса-светимость (CMC) из ФС может быть получена современная функция масс. Наконец, после учета эффектов звездной эволюции может быть определена НФМ.

Солпитер (1955), используя доступную в то время информацию о ФС звезд поля и времени жизни звезд, определил, что НФМ в диапазоне масс представляет собой степенную функцию (в современных обозначениях): f(m) = dN/dm = кта>а = —2.35.

Первым исчерпывающим определением НФМ на всем диапазоне звездных масс можно считать работу Миллера и Скало (1979), впоследствии существенно модифицированную Скало (1986). Основным результатом этих работ был тот факт, что простая степенная функция не может адекватно аппроксимировать форму НФМ на всем диапазоне звездных масс. Логнормальная функция представ*

БИБЛ С.Петер1 03

проксимацию, позволяющую, в частности, объяснить уменьшение наклона для маломассивных [т < 0.5т©) и увеличение наклона для массивных (т > Ют©) звезд. Последующие наблюдения в целом подтвердили наличие уплощения на НФМ маломассивных звезд.

В дальнейшем и маломассивный (см. Малков 1987, Пискунов и Мал-ков 1987, Кроупа 1998, Рейд 1998) и массивный (Гармани и др. 1982, Мэси 1998) участки НФМ подвергались детальному исследованию и, зачастую, значительной ревизии. В частности, большой прогресс был достигнут в последнее время в определении локальной ФС и НФМ звезд малых масс. Он стал возможен благодаря появлению глубоких фотометрических (в т.ч. инфракрасных) обзоров, новым высокоточным астро-метрическим данным (космическая миссия Hipparcos и наземные CCD наблюдения), новым моделям атмосфер холодных карликов и более точным CMC слабых звезд. В настоящее время широкое признание получили кусочно-линейные аппроксимации НФМ, опубликованные Кроупой и др. (1993) и Скало (1998).

Анализ полутора-двух десятков опубликованных НФМ показывает, что современные значения наклона НФМ для группируются в райо-

не а = —1.2, в то время как разброс значений о; при т = lmQ значительно больше (в среднем для этих масс а = —1.8).

При исследовании вопроса о форме НФМ необходимо принимать во внимание тот факт, что изрядная доля звезд входит в состав двойных и кратных систем. Наличие компонента изменяет, вообще говоря, эволюцию звезды; а также может приводить к искажению наблюдательных характеристик. Это обстоятельство нужно учитывать при получении наблюдательной ФС и коррекции ее за различные эффекты селекции. Таким образом, функция звездообразования, определяющая рождение и дальнейшую эволюцию звезд, должна учитывать наличие двойных, т.е., зависеть не только от возраста и массы звезды, но и от массы компонента, а также большой полуоси и эксцентриситета орбиты.

Двойственность звезд главной последовательности составляет, по раз-

пым оценкам, от ~ 35% для М-звезд до ~ 70% для В-звезд. Очевидно, эти значения являются нижней границей: развитие методов наблюдений и интерпретаций наблюдательных данных приводит к открытию новых компонентов. Так, о недооценке степени двойственности солнечной окрестности свидетельствуют результаты, полученные Виленом и др. (1999) и Дельфоссом и др. (1999).

В последнее время, благодаря увеличению наблюдательного материала, полученного на современных наземных и космических обсерваториях, появились свидетельства того, что и наблюдаемые ФС, и результирующие НФМ подвержены (зачастую значительно) искажениям, связанным с недоучетом влияния двойных звезд.

Кроме того, двойные системы некоторых типов являются единственным источником независимо определенных эмпирических масс и свети-мостей звезд. Построенное на основе этих данных соотношение масса-светимость звезд главной последовательности является фундаментальной калибровочной шкалой для определения звездных масс, а также для восстановления из наблюдательных данных начальной функции масс и истории звездообразования.

Задача определения НФМ представляется актуальной еще и потому, что обсуждаемые в данной работе различия в механизмах образования и значениях наблюдательных параметров широких и тесных систем ставят под сомнение правомерность применения калибровок и соотношений, полученных по данным о тесных двойных (например, соотношения масса-светимость звезд умеренных масс), к одиночным звездам и компонентам широких пар.

Цель диссертации.

В работе преследовались следующие основные цели.

1. Создание исчерпывающих списков визуальных двойных и затмен-ных спектроскопических двойных систем с высокоточными динамическими массами компонентов и построение на их основе современного эмпи-

рического соотношения масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности.

2. Исследование вопроса о различиях в образовании, эволюции и наблюдательных проявлениях между широкими и тесными двойными звездами. Изучение и моделирование наблюдаемых значений кратности звезд и распределения систем по отношению масс компонентов.

3. Определение начальной функции масс по результатам аналитического и численного моделирования наблюдательных распределений. Оценка нижнего предела масс образующихся звезд и исследование вопроса о постоянстве значения наклона начальной функции масс для разных диапазонов масс.

Научная новизна.

В работе впервые сделало следующее.

1. Скомпилированы исчерпывающие списки двойных и кратных систем, содержащие высокоточные данные о светимостях и динамических массах компонентов (с характерной точностью масс 3-5% для затменных спектроскопических двойных и 30-40% для визуальных двойных)..

2. Разработана методика определения параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы. Надежность методики подтверждена последующими независимыми наблюдениями.

3. Разработан метод определения возрастов и химических составов компонентов спектроскопических двойных.

4. Обнаружены различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд одного и того же спектрального типа. Предложены причины такого различия: вращение звезд, эволюция и эффекты селекции. Показано, что традиционное соотношение масса-светимость (базирующееся на данных о компонентах затменных спектроскопических двойных) не может применяться для определения начальной функции масс одиночных звезд; таким обра-

зом, начальная функция масс для звезд с массами от 1.5 до должна быть пересмотрена.

5. Показано, что наблюдаемое уплощение начальной функции масс на диапазоне малых масс и убывание начальной функции масс к самым маломассивным звездам (менее ) связано с недоучетом вклада компонентов некоторых типов двойных систем. Проведено (и показало хорошее согласие с эмпирическими данными) численное моделирование наблюдаемой начальной функции масс солнечной окрестности в предположении случайного попарного объединения звезд, распределенных по массам согласно степенной начальной функции масс с постоянным коэффициентом наклона.

6. Исследована эволюция отношения светимостей компонентов в паре "красный карлик — коричневый карлик". Вычислен возраст такой системы, являющийся оптимальным для обнаружения коричневого карлика.

7. Разработана методика определения начальной функции масс по функции распределения систем по отношению масс компонентов и (для молодых маломассивных звезд) функции распределения по отношению светимостей.

Практическая и научная значимость.

Результаты, изложенные в данной диссертации, важны для получения начальной функции масс, знание которой необходимо для решения целого ряда астрофизических задач. Среди них такие, как построение теории образования звезд, исследование эволюции Галактики, звездных ансамблей, скоплений, галактик, и пр. Результаты исследования имеют большое значение для теории химической эволюции Галактики, динамики Галактики (проблема локальной скрытой массы) и теории образования звезд.

Основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и используются как в нашей стране, так и за рубежом. Многие работы получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание.

Апробация результатов.

Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на астрофизическом семинаре Института астрономии РАН, а также семинарах отделов "Центр астрономических данных" и "Физика и эволюция звезд"; на Общемосковском семинаре астрофизиков Государственного астрономического института им. П.КШтернберга; на семинарах Страс-бургского центра звездных данных, Обсерватории Безансона и Астрономической обсерватории Триеста; на зимних астрономических школах (Свердловск, 1986 и 2003 г.г.); на X европейской региональной конференции MAC "Эволюция галактик" (Прага, 1987 г.); на совещании "Ошибки и неопределенности в астрономии" (Страсбург, 1989 г.); на конференции "Нижний край главной последовательности — и за ним" (Гар-хинг, 1994 г.); на симпозиуме MAC 164 "Звездные популяции" (Гаага, 1994 г.); на международном симпозиуме "Происхождение, эволюция и будущее двойных звезд в скоплениях" (Калгари, 1995 г.); на коллоквиуме 5 комиссии MAC "Международное сотрудничество в области распространения астрономических данных" (Санкт-Петербург, 1996 г.); на международной конференции "Современные проблемы звездной эволюции" (Звенигород, 1998 г.); на конференции "Маломассивные звезды и коричневые карлики в звездных скоплениях и ассоциациях" (Ла Палма, 1998 г.); на VIII ежегодной конференции "Анализ астрономических данных" (Урбана, 1998 г.); на совещании "Близкие звезды" (Моффат Филд, 1999 г.); на 33-м симпозиуме ESLAB "Звездообразование в малых и больших масштабах (Нордвайк, 1999 г.); на симпозиуме MAC 200 "Образование двойных звезд" (Потсдам, 2000 г.); на 9 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2000 (Москва, 2000 г.); на XXIV Генеральной Ассамблее MAC (Манчестер, 2000 г.); на европейском совещании "Перепись Галактики: требования к фотометрии и спектрометрии проекта GAIA" (Вильнюс, 2001 г.); на Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 2001 г.); на 10 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2001 (Мюнхен, 2001 г.); на совещании "Фотомет-

рия звездных и незвездных объектов в проекте GAIA" (Тарту, 2002 г.); на международной конференции "GAIA: спектроскопия, наука и технологии" (Грессони Сен Жан, 2002 г.); на совещании "GAIA: классификация" (Хайдельберг, 2002 г.).

Публикации.

Основные результаты диссертации опубликованы в 40 работах, список которых приведен в конце автореферата. В ряде совместных работ (25 работ написано в соавторстве) роль автора является ведущей, в остальных работах участие соавторов в постановке задачи, проведении расчетов и анализе результатов равное. В список положений, выносимых на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации в проведенные исследования был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Объем и структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, пяти глав и заключения. Общий объем диссертации 172 страницы, включая 27 рисунков, 6 таблиц и список литературы из 210 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы, показана научная новизна и практическая значимость полученных результатов, а также сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

Глава 1. Двойные звезды

В первой главе обсуждаются степень кратности звезд и основные статистические свойства двойных систем. Здесь же рассматриваются возможные механизмы образования и наблюдаемые свойства молодых двойных систем. Исследуется вопрос о степени влияния на результаты и интерпретацию наблюдений систем более высокой кратности. Описан про-

цесс получения динамических масс и других параметров компонентов систем различных типов.

В первом параграфе обсуждается терминология, принятая при описании статистических свойств двойных звезд. Здесь же приводятся данные о кратности звезд солнечной окрестности. Показано, в частности, что двойные звезды весьма многочисленны, а кратность звездного ансамбля занижена эффектами селекции и может не сильно отличаться от 100%. Во втором параграфе обсуждаются статистические свойства двойных: распределения по периодам, эксцентриситетам и отношению масс компонентов. В третьем параграфе описаны механизмы образования двойных звезд. Здесь показано, что не существует теоретических доказательств различия механизмов образования тесных и широких двойных. Напротив, наблюдательные данные свидетельствуют в пользу однородности ансамбля двойных систем. В четвертом параграфе обсуждаются свойства двойных на стадии сжатия к главной последовательности и проводится сравнительный анализ ансамблей молодых двойных и двойных на главной последовательности. Изучение двойных на стадии сжатия к главной последовательности преимущественно подтверждает выводы, актуальные для двойных главной последовательности. В пятом параграфе приведены некоторые статистические данные по системам более высокой кратности. В шестом параграфе описана процедура получения эмпирического соотношения масса-светимость по данным о двойных звездах, а седьмой параграф содержит описание процедур получения динамических масс для компонентов различных типов двойных.

Глава 2. Функция светимости

Во второй главе обсуждается ряд проблем, связанных с получением функции светимости. Это — неполнота наших знаний о звездах ближайшей солнечной окрестности, а также искажение формы функции светимости из-за наличия в статистике фотометрически неразрешенных двойных систем. Здесь же оценивается вклад таких систем в локальную скрытую массу.

В первом параграфе приведены наблюдательные подтверждения неполноты локальной функции светимости. Неполнота наблюдательных данных не позволяет делать окончательных выводов о слабом (My > 14m) участке локальной функции светимости. Во втором параграфе обсуждается влияние фотометрически неразрешенных двойных систем на функцию светимости. Показано, что эффект неразрешенных двойных приводит к искажению формы функции светимости (в особенности фотометрической функции светимости) для слабых (My > 13m) звезд. Эффект различен при различных предположениях о распределении систем по отношению масс компонентов. Третий параграф посвящен роли фотометрически неразрешенных двойных систем в проблеме локальной скрытой массы. Здесь показано, что неразрешенные двойные являются возможным резервуаром скрытой массы; в них может содержаться дополнительно до 70% от наблюдаемой массы.

Глава 3. Соотношение масса-светимость маломассивных звезд

В третьей главе описывается CMC маломассивных звезд. Помимо вопросов о болометрических поправках и фотометрических системах для холодных звезд в данной главе обсуждаются причины отклонения индивидуальных объектов от CMC. Исследуется также вопрос об ограничении на точность наклона начальной функции масс, накладываемым современным уровнем знаний о CMC маломассивных звезд. В этой же главе описан метод и результаты определения параметров компонентов ряда звезд, входящих в двойные системы.

В первом параграфе проводится сравнительный анализ шкал болометрических поправок для холодных звезд, который показывает заметные отличия шкалы Хэбеца и Хейнца (1981) от остальных, хорошо согласующихся друг с другом шкал. Второй параграф содержит сопоставление и переходные формулы для фотометрических систем для холодных звезд. Третий параграф посвящен получению эмпирического соотношения масса-светимость маломассивных звезд. Массы звезд в диапазоне т < 0.8то определяются преимущественно по данным о визуаль-

ных двойных с известными параллаксами. Затменные спектроскопические двойные (дающие, как правило, более точные массы звезд) в этом диапазоне масс практически не наблюдаются. Здесь также обсуждается возможность определения наклона начальной функции масс. Показано, что современные наблюдательные данные о массах и светимостях маломассивных звезд не позволяют сделать однозначный вывод о НФМ в этом диапазоне. Эмпирическое соотношение масса-светимость в пределах ошибок удовлетворительно согласуется как со степенной начальной функцией масс с показателем степени от -1.5 до -0.5, так и с начальной функцией масс с переменным наклоном. В четвертом параграфе обсуждаются возможные причины отклонения звезд от среднего соотношения масса-светимость. Одной из таких причин является неразрешенная двойственность звезд. Предложенный здесь метод численного анализа этого эффекта позволяет достаточно надежно определять характеристики компонентов.

Глава 4. Соотношение масса-светимость звезд умеренных масс

В четвертой главе рассматриваются затменные двойные звезды с линиями обоих компонентов в спектре и приводится соотношение масса-светимость, полученное по данным о таких двойных. Затем обсуждаются различия между компонентами разделенных затменных двойных систем главной последовательности и изолированными звездами главной последовательности. Описаны наблюдательные проявления этих различий, даны возможные объяснения и исследовано влияние этих различий на соотношение масса-светимость и начальную функцию масс.

В первом параграфе получены эмпирические соотношения масса-светимость и масса-радиус. Массы звезд в диапазоне определяются преимущественно по данным о затменных спектроскопических двойных. Визуальные двойные с известными параллаксами в этом диапазоне масс практически не наблюдаются. В этом же параграфе показано, что собранные и обработанные нами данные по затменным спектроскопическим двойным позволяют не только построить эмпирическое

соотношение масса-светимость, но также оцепить возрасты и химические составы систем и получить полуэмпирическое соотношение масса-светимость звезд главной последовательности нулевого возраста и солнечного химического состава. Во втором параграфе сравниваются параметры компонентов затменных двойных и изолированных звезд. Показано, в частности, что, согласно ряду независимых исследований, радиусы и температуры компонентов затменных двойных и изолированных звезд одного и того же спектрального типа отличаются. В следующем параграфе предложены и обсуждаются причины этого различия: синхронизация вращения компонентов тесных двойных, что препятствует быстрому вращению; наблюдательные эффекты селекции, связанные с несферической формой вращающихся звезд и неслучайной ориентацией осей вращения; приостановка увеличения радиусов В-компонентов на ранних стадиях эволюции от главной последовательности. В четвертом параграфе обсуждается влияние описанных выше различий на процесс построения и область применения соотношения масса-светимость. Показано, что разница между наблюдательными параметрами компонентов затменных двойных и изолированных звезд не позволяет использовать современное соотношение масса-светимость (базирующееся на данных о затменных системах) для определения начальной функции масс одиночных звезд. Данные о широких двойных чересчур малочисленны и неточны, чтобы применять их для этой цели. Таким образом, начальная функция масс на диапазоне должна быть пересмотрена.

Глава 5. Влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс

В пятой главе исследовано влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс. Для этого в качестве сценария образования двойных были приняты случайные попарные объединения звезд, массы которых распределены в согласии с некоторой "фундаментальной" начальной функцией масс. Проведено моделирование и сравнение с наблюдениями начальной функции масс солнечной окрестности. В

этой же главе обсуждается связь начальной функции масс, с одной стороны, с наблюдаемыми степенью кратности звезд и распределением систем по отношению масс и отношению светимостей компонентов, с другой стороны. Здесь же исследуется проблема обнаружения пар, содержащих коричневый карлик.

В первом параграфе аналитически и численно исследуется вопрос различия функций масс первичных и вторичных компонентов. Показано, что начальная функция масс всех компонентов (т.н. фундаментальная начальная функция масс) отличается от функций масс компонентов. Степенная фундаментальная начальная функция масс с показателем степени 0,^—1--2 приводит к квази-логнормальным максимумам на результирующей наблюдательной функции масс. Во втором параграфе проведено моделирование начальной функции масс солнечной окрестности; приводится описание исходных распределений и значений и обсуждаются результаты расчетов. Показано, что степень двойственности звезд главной последовательности не сильно отличается от 100%. В третьем параграфе исследуется вопрос о связи между начальной функцией масс компонентов и наблюдаемой степенью кратности звезд. Здесь же обсуждается проблема обнаружения коричневых карликов в системах. Показано, в частности, что некоторое количество коричневых карликов должно обращаться вокруг звезд поля; эти компоненты могут быть обнаружены на стадии сжатия к главной последовательности. Вероятность открытия коричневого карлика — компаньона красного карлика зависит от масс обоих компонентов и возраста системы. Оптимальный для обнаружения коричневого карлика возраст системы — лет, когда коричневый карлик претерпевает дейтериевую вспышку. В четвертом параграфе исследуется вопрос о связи между начальной функцией масс компонентов и наблюдаемом распределении систем по отношению масс компонентов. Распределение по отношению масс компонентов получено из начальной функции масс для всех звезд солнечной окрестности, а также для G и М систем главной последовательности. Показано, что наблюдаемые распределения

систем по отпошению масс компонентов могут служить исходным материалом для определения начальной функции масс. Разработанный здесь метод, после некоторой модификации, применен также к системам на стадии сжатия к главной последовательности. Распределение таких двойных по отношению масс компонентов может быть получено из (гораздо легче наблюдаемого) распределения по отношению светимостей.

В Заключении суммированы основные результаты и выводы диссертации. Приводится список статей, в которых опубликованы основные результаты. Показан вклад автора в приведенные исследования.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

На защиту выносятся следующие основные положения: -

1. Каталоги визуальных двойных и затменных спектроскопических двойных с динамическими массами компонентов и базирующееся на этих данных эмпирическое соотношение масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности

2. Метод исследования и результаты расчетов параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы.

3. Обнаружение и выявление причин различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд.

4. Объяснение наблюдаемой степени кратности звезд солнечной окрестности и распределения систем по отношению масс компонентов.

5. Объяснение переменности значения наклона начальной функции масс, в частности, уплощения начальной функции масс для маломассивных звезд.

В заключение автор выражает глубокую благодарность А.Э.Писку-нову, Х.Циннекеру, Д.А.Ковалевой, Л.Р.Юнгельсону, В.И.Мякутину и

А.В.Тутукову, внесшим большой вклад в эту работу. Я также благодарю О.Б.Длужневскую и Б.М.Шустова, любезно согласившихся прочесть рукопись диссертации и внесших ряд ценных замечаний и предложений по ее улучшению.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Малков О.Ю. О наклоне функции масс маломассивных звезд. 1987, Астрофизика 26, 477-487.

2. Малков О.Ю. Меняется ли наклон начальной функции масс для маломассивных звезд? 1987, Научные информации Астрономического Совета 63, 19-35.

3. Piskunov A.E. and Malkov Ü.Yu. What is the IMF offaint stars? 1987, Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci. 69, 87-90.

4. Малков О.Ю. Теоретическая болометрическая функция светимости слабых звезд. 1988, Астрон. циркуляр 1529, 5-6.

5. Малков О.Ю. и Пискунов А.Э. Эволюция функции светимости слабых звезд. 1988, Астрофизика 29, 504-512.

6. Малков О.Ю. и Пискунов А.Э. Влияние фотометрически неразрешенных двойных на функцию светимости. 1988, Научные информации Астрономического Совета 65, 155-161.

7. Малков О.Ю. О локальных минимумах на начальной функции масс. 1989, Научные информации Астрономического Совета 67, 63-70.

8. Malkov O.Yu. Popper's catalogue of astrophysical parameters. 1989, Bull.Inf.CDS 37, 175-176.

9. Malkov O.Yu. Uncertainties in empirical mass-luminosity relation and local minima on the initial mass function of stars. 1990, in Errors, Bias and Uncertainties in Astronomy, Internat. Workshop, eds. C.Jaschek, F.Murtagh, Cambridge Univ. Press, p. 373-376.

10. Piskunov A.E. and Malkov O.Yu. Unresolved binaries and the stellar luminosity function. 1991, Astron. Astrophys. 247, 87-90.

11. Malkov O.Yu. Catalogue of astrophysical parameters of binary systems. 1993, BuU.Inf.CDS 42, 27-29.

12. Малков О.Ю. Определение локальной функции светимости. 1994, в кн. Неустойчивые процессы во Вселенной, ред. А.Г.Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 161-193.

13. Малков О.Ю. Локальная скрытая масса. 1994, Астрофизика 37, 471480.

14. Shpil'ldna D.A. and Malkov O.Yu. The design of the low mass binaries database. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C, Garching, Aug 1994, SpringerVerlag, p. 151-154.

15. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Shpil'kina D.A. The mass-luminosity relation for M-dwarfs. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C, Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 155-158.

16. Malkov O.Yu. Another source oflocal missing mass. 1995, in Proc. IAU Symp. 164, Stellar Populations, eds. van der Kruit P.C., Gilmore G., Hague, Aug 1994, Kluwer Acad. Publ., p. 383.

17. Malkov O.Yu. The origin ofthe mass ratio distribution ofthe components of cluster binaries. 1996, in Proc. Conference, The Origins, Evolution, and Destinies of Binary Stars in Clusters, eds. Milone E.F., Mermilliod

J.-C, Calgary, Jun 1995, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 90, 145-147.

18. Kilpio E.Yu and Malkov O.Yu Development of a synthetic model of interstellar extinction. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 358.

19. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and ShpiPkina D.A. Mass-luminosity relation of low mass stars. 1997, Astron. Astrophys. 320, 79-90.

20. Kovaleva D.A and Malkov O.Yu. Data base of low-mass binaries: development and applications. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination ofthe Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 325.

21. Малков О.Ю. Образование двойных и их распределение по отношению масс компонентов. 1997, в кн. Двойные звезды, ред. А.Г.Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 162-178.

22. Кильпио Е.Ю., Малков О.Ю. Исследование межзвездного поглощения в Галактике. 1997, Астрон. Ж. 74, 15-24.

23. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Zinnecker H. On the luminosity ratio of рге-main sequence binaries. 1998, Astron. Astrophys. 338, 452-454.

24. Malkov O.Yu. and Zinnecker H. Multiplicity among stars and fundamental IMF. 1999, in Proc. International Conference, Modern Problems of Stellar Evolution, ed. Wiebe D.S., Zvenigorod, Oct 1998, Moscow, Geos, p. 73-78.

25. Ковалева Д.А. и Малков О.Ю. О возможной кратности компонентов некоторых маломассивных систем. 1999, Астрон. Ж. 76, 100-108.

26. Malkov O.Yu, Kovaleva D.A. and Schilbach E. Application of the minimum determination algorithm to the study of the fine structure in

the mass-luminosity relation and of the nature of "overmassive" stars.

1999, in Proc. Eighth Annual Conference, Astronomical Data Analysis Software and Systems, eds. Mehringer D., Plante R., Roberts D., Urbana, Nov 1998, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 172, 387-390.

27. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifi H. and Malkov 0. New highproper motion survey in the Southern sky. 2000, Astron. Astrophys. 353, 958-969.

28. Kovaleva D. and Malkov O.KoMa — a scheme for the designation of multiple objects. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam

2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 223-224.

29. Dickel H.R. and Malkov O.Yu. New IAU concepts of binary/multiple star designation. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 220-222:

30. Malkov O. On possible detection of non-coevality among MS binaries. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 170-171.

31. Kovaleva D., Malkov O. and Piskunov A. Ages of intermediate mass eclipsing binaries on the Main Sequence. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 156-157.

32. Malkov O. and Zinnecker H. Binary systems and the fundamental IMF. 2000, in Proc. 33rd ESLAB Symp., Star Formation from the Small to the Large Scale, eds. F. Favata, A. A. Kaas, A. Wilson, ESTEC, Noordwijk, Nov 1999, ESA Spesial Publications series ESA-SP 445, 461-464.

33. Malkov О. and Zinnecker H. Binary stars and the fundamental initial mass function. 2001, Mon. Not. R. Astron. Soc, 321, 149-154.

34. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifi H. and Malkov O.Yu. New sourthern sky high-proper motion survey from АРМ measurements of UKST plates. 2001, in Proc. Nearby Stars Workshop, eds. Dana E. Backman, Shirley J. Burg, Todd J. Henry, Ames Research Center, Moffett Field, Jun 1999, NASA, Ames Research Center, Moffett Field, California 94035-1000, 367-368.

35. Malkov O., Tutukov A. and Kovaleva D. The role of astronomical catalogues in modern theory and observation. 2001, in Proc. Special Session of XXIV GA IAU, Astronomy for Developing Countries, ed. Alan H. Batten, Victoria University of Manchester, United Kingdom, Aug 2000, ASP, San Francisco, USA, 291-302.

36. Malkov O. and Zinnecker H. The effect of unresolved binaries on the low-mass IMF. 2001, in Proc. IAU Symp. 200, The Formation of Binary Stars, eds. H. Zinnecker, R. D. Mathieu, Potsdam, Apr 2000, ASP, San Francisco, USA, 501-504.

37. Malkov O. Unresolved binaries and the initial mass function. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. VanseviSius, A. Kucinskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 129-132.

38. Malkov O. and Kilpio E. A synthetic map of the galactic interstellar extinction. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. Van-sevicius, A. Ku2mskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 115-118.

39. Malkov O. Yu. Eclipsing binaries and the mass-luminosity relation. 2003, Astron. Astrophys., 402, 1055-1060.

40. Malkov О. and Kovaleva D. Binary stars with GAIA and the mass-luminosity relation. 2003, in Proc. GAIA Spectroscopy, Science and Technology conference, ed. U. Munari, Gressoney Saint Jean, Sep 2002, ASP Conf. Ser., Vol. 298, 357-362.

Список литературы

Вилен и др. (Wielen R., Dettbarn С, Jahreifl H., Lenhardt H. and Schwan H.) 1999, Astron. Astrophys. 346, 675.

Гармани и др. (Garmany C.D., Conti P.S. and Chiosi C.) 1982, Astrophys. J. 263, 777. Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Beuzit J.-L., Udry S., Mayor M. and Perrier C.) 1999, Astron. Astrophys. 344, 897.

Kpoyna (Kroupa P.) 1998, in Brown Dwarfs and Extra-solar Planets, eds. R. Rebolo, Б. Martin and M. Zapatero-Osorio, ASP Conference Series 134, 483.

Kpoyna и др. (Kroupa P., Tout C.A. and Gilmore G.) 1993, Mon. Not. R. Astr. Soc. 262, 545. Малков О.Ю. 1987, Астрофизика 26, 477.

Миллер и Скало (Miller G.E. and Scab J.M.) 1979, Astrophys. J. Suppl. Ser. 41, 513. Мэси (Massey P.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function, eds. G. Gilmore and D. Howell, San Francisco: ASP Conf. Ser. 142, 17.

Пискунов А.Э. и Малков О.Ю. (Piskunov A.E. and Malkov O.Yu.) 1987, in Proc. X European Regional Astronomy Meeting of the IAU, Evolution of Galaxies, ed. Palous J., Praha, August 1987, Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci., Prague, Vol. 69, 87.

Рейд (Reid I.N.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function (38th Hcrstmonccux Conference), eds. G. Gilmore and D. Howell, ASP Conference Series 142, 121. Скало (Scab J.M.) 1986, Fund. Cosmic Phys. 11,1.

Скало (Scab J.M.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function (38th Herstmonceux Conference), eds. G. Gilmore and D. Howell, ASP Conference Series 142, 201. Солпитер (Salpeter E.E.) 1955, Astrophys. J. 121, 161.

Хэбец и Хейнц (Habets C.M.H.J. and Heintze J.R.W.) 1981, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 46,

193.

Напечатано с готового оригинал-макета

Издательство ООО "МАКС Пресс" Лицензия 00510 от 01.12.99 г. Подписано к печати 02.032004 г. Формат 60x90 1/16. Уел печ.л. 1,25. Тираж 109 экз. Заказ 095. Тел. 939-3890,939-3891,928-1042. Тел./факс 939-3891. 119992, ГСП-2, Москва, Ленинские горы, МГУ им. М.В. Ломоносова, 2-й учебный корпус, 627 к.

^-6833

Список принятых сокращений

Введение

1 Двойные звезды

1.1 Кратность звезд.

1.1.1 Терминология.

1.1.2 Кратность звезд солнечной окрестности.

1.2 Статистические свойства двойных.

1.2.1 Распределения по периодам и эксцентриситетам

1.2.2 Распределение по отношению масс компонентов

1.3 Механизмы образования двойных.

1.4 Свойства молодых двойных систем.

1.4.1 Наблюдения двойных на стадии сжатия к главной последовательности.

1.4.2 Сравнительный анализ ансамблей двойных главной последовательности и двойных на стадии сжатия к главной последовательности.

1.5 О системах более высокой кратности.

1.6 Двойные звезды и соотношение масса-светимость.

1.7 Определение динамических масс компонентов двойных

1.7.1 Затменные спектроскопические двойные.

1.7.2 Визуальные двойные с известными параллаксами

1.7.3 Разрешенные спектроскопические двойные.

1.7.4 Двойные — члены систем более высокой кратности

1.7.5 Сравнительный анализ типов двойных.

1.8 Выводы.

2 Функция светимости

2.1 Неполнота локальной функции светимости.

2.2 Фотометрически неразрешенные двойные.

2.2.1 Условия фотометрической неразрешенности двойных

2.2.2 Неразрешенные двойные и функция светимости

2.2.3 Результирующие функции светимости.

2.3 Неразрешенные двойные и локальная скрытая масса

2.3.1 О величине локальной скрытой массы.

2.3.2 Возможные резервуары скрытой массы.

2.3.3 Скрытая масса в неразрешенных двойных.

2.4 Выводы.

3 Соотношение масса-светимость маломассивных звезд

3.1 Болометрические поправки для холодных звезд.

3.2 Фотометрические системы для холодных звезд.

3.3 Соотношение масса-светимость маломассивных звезд

3.3.1 Эмпирическое соотношение масса-светимость

3.3.2 О начальной функции масс в диапазоне звезд малых масс.

3.4 О кратности некоторых компонентов систем.

3.4.1 Причины отклонения звезд от среднего соотношения масса-светимость.

3.4.2 Метод определения параметров компонентов

3.4.3 Применение метода к конкретным системам

3.5 Выводы.

4 Соотношение масса-светимость звезд умеренных масс

4.1 Соотношения масса-радиус и масса-светимость.

4.1.1 Эмпирические соотношения.

4.1.2 Определение возрастов и химических составов тесных двойных.

4.2 Параметры затменных двойных и изолированных звезд

4.2.1 Шкалы болометрических поправок.

4.2.2 Teff и потоки излучения по данным Hipparcos

4.2.3 Радиусы затменных двойных и изолированных звезд

4.3 О причинах различий параметров

4.3.1 Вращение компонентов двойных и изолированных звезд

4.3.2 Ориентация орбит затменных двойных.

4.3.3 Радиусы В звезд.

4.4 Затменные двойные и соотношение масса-светимость

4.4.1 Данные о визуальных двойных и соотношение масса-светимость

4.4.2 О ревизии начальной функции масс

4.5 Выводы.

Влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс

5.1 Функции масс компонентов и систем.

5.1.1 Аналитический подход.

5.1.2 Численный анализ.

5.2 Моделирование начальной функции масс солнечной окрестности

5.2.1 Исходные распределения и значения.

5.2.2 Результаты расчетов.

5.3 Начальная функция масс и степень кратности звезд

5.3.1 Степень кратности G и М звезд.

5.3.2 Об обнаружении коричневых карликов в системах

5.4 Начальная функция масс и распределение систем по отношению масс компонентов

5.4.1 Получение распределения по отношению масс компонентов из начальной функции масс компонентов

5.4.2 Применение метода для G и М систем.

5.4.3 Применение метода для систем на стадии сжатия к главной последовательности.

5.5 Выводы.

Актуальность темы. Фундаментальной проблемой звездообразования и звездной эволюции является вопрос о массах образующихся звезд. Поскольку эволюция звезды определяется, в основном, ее начальной массой, то распределение по массам звезд, образующихся в данном месте и в данное время (начальная функция масс, НФМ), является ключевым распределением для понимания строения и эволюции звездных систем. Несмотря на значительный прогресс, сделанный в недавние годы в понимании образования одиночных звезд, вопрос о распределении звезд по массам остается открытым. Таким образом, определение формы НФМ и границ ее применения является одной их самых актуальных проблем астрофизики.

Наши знания о начальном распределении звезд по массам формируются преимущественно на основании изучения ограниченных по объему звездных ансамблей в солнечной окрестности. С помощью различных астрометрических, фотометрических и спектрометрических методов можно получить распределение звезд главной последовательности по абсолютным звездным величинам, или функцию светимости (ФС). Затем, с помощью соотношения масса-светимость (CMC) из ФС может быть получена современная функция масс. Наконец, после учета эффектов звездной эволюции может быть определена НФМ.

При определении НФМ солнечной окрестности массивные звезды обычно берутся из молодых ассоциаций на расстояниях до нескольких килопарсек. Маломассивные же звезды в НФМ поставляет хорошо перемешанное население диска (до расстояний порядка нескольких десятков парсек). Таким образом, вследствие своего малого времени жизни на главной последовательности, массивные звезды в получаемой таким образом НФМ весьма молоды (106 — 108 лет), в то же время маломассивные звезды имеют возрасты в районе 108 — Ю10. Следовательно, для корректного определения НФМ необходимо решить вопрос о постоянстве НФМ во времени и в пространстве (по крайней мере, в диске Галактики). Другими словами, молекулярные облака, из которых образовались наблюдаемые в настоящий момент звезды главной последовательности, должны были формировать эти звезды с той же НФМ, что и молекулярные облака в наблюдаемых сегодня областях звездообразования.

Солпитер (1955), используя доступную в то время информацию о ФС звезд поля и времени жизни звезд, определил, что НФМ в диапазоне масс 0.4 — Ют© представляет собой степенную функцию (в современных обозначениях): f(m) = dN/dm = km01, а = -2.35 (1) или, учитывая что х) = у(х)х In 10,

F{\gm) = d(N)/d(lgm) = Лт"г, Г = 1.35. (2)

Первым исчерпывающим определением НФМ на всем диапазоне звездных масс можно считать работу Миллера и Скало (1979), впоследствии существенно модифицированную Скало (1986). Основным результатом этих работ был тот факт, что простая степенная функция не может адекватно аппроксимировать форму НФМ на всем диапазоне звездных масс. Логнормальная функция представляла собой гораздо лучшую аппроксимацию, позволяющую, в частности, объяснить уменьшение наклона для маломассивных (т < 0.5т@) и увеличение наклона для массивных (т > 1От0) звезд. Последующие наблюдения в целом подтвердили наличие уплощения на НФМ маломассивных звезд.

В дальнейшем и маломассивный (см. Малков 1987, Пискунов и Малков 1987, Кроупа 1998, Рейд 1998) и массивный (Гармани и др. 1982, Мэси 1998) участки НФМ подвергались детальному исследованию и, зачастую, значительной ревизии. В частности, большой прогресс был достигнут в последнее время в определении локальной ФС и НФМ звезд малых масс. Он стал возможен благодаря появлению глубоких фотометрических (в т.ч. инфракрасных) обзоров, новым высокоточным астро-метрическим данным (космическая миссия Hipparcos и наземные CCD наблюдения), новым моделям атмосфер холодных карликов и более точным CMC слабых звезд. В настоящее время широкое признание получили кусочно-линейные аппроксимации НФМ, опубликованные Кроупой и др. (1993) а = -0.70--1.85 при т= 0.08 - 0.5т© а = —2.2 при т = 0.5 — 1т© а = —2.7 при т > 1т© и Скало (1998)

Г = 0.2 ±0.3 при т = 0.1 — lm© г = 1.7 ± 0.5 при т = 1 - 10m© г = 1.3 ±0.5 при т = 10- - 100m©

Наиболее значительные результаты, достигнутые в определения формы НФМ, суммированы на рис. 1 и в таблице 1, некоторые популярные НФМ приведены также на рис. 2. Можно видеть, что современные значения наклона НФМ для 0.1т© группируются в районе а = —1.2, в то время как разброс значений а при т = 1 т© значительно больше (в среднем для этих масс а = —1.8).

Как было упомянуто выше, одной из важных проблем, связанных с НФМ, является вопрос об ее универсальности в пространстве. Кен-никут (1998) в своем обзоре, указывая на большие различия физических условий в галактиках (особенно если рассматривать весь диапазон типов галактик и звездных популяций в них), признает, тем не менее, согласованность всех наблюдательных данных, в пределах ошибок, с одной, универсальной НФМ, которая имеет примерно солпитеровский наклон для звезд с массами больше солнечной и становится более плоской (а = —1.4) для менее массивных звезд.

Мэйер и др. (1999) в своем исчерпывающем обзоре сделали вывод о том, что маломассивный участок НФМ не различается существенно от одной области звездообразования к другой. Кроме того, распределение по массам образующихся в настоящее время из молекулярных облаков звезд

1 а О

-2

-3

1950 1960 1970 1980 1990 2000

Рисунок 1: Значения наклона НФМ, полученные в различных работах (по оси абсцисс отложен год публикации). Крестики - значения а для т = 0.1т©, кружки - значения а для т = 1т©. о а. \ ш !-, сб в

СЮ О

1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 X X 1 1

- х

- X X X Ф X X ~

8) —

- хО

I о О —

- о О О

- 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1

-10 12 log т

Рисунок 2: Начальные функции масс Солпитера (1955), Кроупы и др. (1993) и Скало (1998).

Таблица 1: Начальные функции масс диапазон а при а при ссылка масс m=lm@ m=0.1mo

0.4 - 10. -2.35 Солпитер (1955)

0.7 - 80. -2.70 Тафф (1974)

0.1 - 0.4 -2. Ларсон и Тинсли (1978)

0.1 - 100. -1.94 -1. Миллер и Скало (1979)

0.1 - 1.58 -2.2 -1.144 Рана (1987)

0.1 - 0.35 0. Кроупа и др. (1990)

0.08 - 100. -2.7 -1.3 Кроупа и др. (1993)

0.01 - 0.2 -0.75 Бэрроус и др. (1993)

0.12 - 1. -1.7 -1.7 Хейвуд (1994)

0.08 - 1.4 -1.05 -1.05 Рейд и Гизис (1997)

0.08 - 1. -1 -1 Рейд (1998)

0.1 - 100. -2.7 -1.2 Скало (1998)

0.08 - 0.6 -1.1 Женг и др. (2001)

0.01 - 0.2 -0.8 Бежар и др. (2001) соответствует НФМ звезд поля в солнечной окрестности. Эти выводы могут быть применимы, по крайней мере, к глобальным характеристикам НФМ (таким как отношение количества массивных и маломассивных звезд); наблюдательные данные не исключают более тонких различий в НФМ разных областей. Что же касается массивных звезд, то НФМ здесь не различается сильно для скоплений и ассоциаций Галактики и Магеллановых облаков (Мэси 1998).

Таким образом, современные наблюдательные данные не опровергают гипотезу о пространственной универсальности НФМ.

При исследовании вопроса о форме НФМ необходимо принимать во внимание тот факт, что изрядная доля звезд входит в состав двойных и кратных систем. Наличие компонента изменяет, вообще говоря, эволюцию звезды; а также может приводить к искажению наблюдательных характеристик. Это обстоятельство нужно учитывать при получении наблюдательной ФС и коррекции ее за различные эффекты селекции. Таким образом, функция звездообразования, определяющая рождение и дальнейшую эволюцию звезд, должна учитывать наличие двойных, т.е., зависеть не только от возраста и массы звезды, но и от массы компонента, а также большой полуоси и эксцентриситета орбиты.

Двойственность звезд главной последовательности составляет, по разным оценкам, от ~ 35% для М-звезд до ~ 70% для В-звезд. Очевидно, эти значения являются нижней границей: развитие методов наблюдений и интерпретаций наблюдательных данных приводит к открытию новых компонентов. Так, о недооценке степени двойственности солнечной окрестности свидетельствуют результаты, полученные Виленом и др. (1999) и Дельфоссом и др. (1999а).

В последнее время, благодаря увеличению наблюдательного материала, полученного на современных наземных и космических обсерваториях, появились свидетельства того, что и наблюдаемые ФС, и результирующие НФМ подвержены (зачастую значительно) искажениям, связанным с недоучетом влияния двойных звезд.

Кроме того, двойные системы некоторых типов являются единственным источником независимо определенных эмпирических масс и све-тимостей звезд. Построенное на основе этих данных соотношение масса-светимость звезд главной последовательности является фундаментальной калибровочной шкалой для определения звездных масс, а также для восстановления из наблюдательных данных начальной функции масс и истории звездообразования.

Задача определения НФМ представляется актуальной еще и потому, что обсуждаемые в данной работе различия в механизмах образования и значениях наблюдательных параметров широких и тесных систем ставит под сомнение правомерность применения калибровок и соотношений, полученных по данным о тесных двойных (например, соотношения масса-светимость звезд умеренных масс), к одиночным звездам и компонентам широких пар.

Цель диссертации. В работе преследовались следующие основные цели.

1. Создание исчерпывающих списков визуальных двойных и за-тменных спектроскопических двойных систем с высокоточными динамическими массами компонентов и построение на их основе современного эмпирического соотношения масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности.

2. Исследование вопроса о различиях в образовании, эволюции и наблюдательных проявлениях между широкими и тесными двойными звездами. Изучение и моделирование наблюдаемых значений кратности звезд и распределения систем по отношению масс компонентов.

3. Определение начальной функции масс по результатам аналитического и численного моделирования наблюдательных распределений. Оценка нижнего предела масс образующихся звезд и исследование вопроса о постоянстве значения наклона начальной функции масс для разных диапазонов масс.

Краткое содержание диссертации. В первой главе обсуждаются степень кратности звезд и основные статистические свойства двойных систем. Здесь же рассматриваются возможные механизмы образования и наблюдаемые свойства молодых двойных систем. Исследуется вопрос о степени влияния на результаты и интерпретацию наблюдений систем более высокой кратности. Описан процесс получения динамических масс и других параметров компонентов систем различных типов.

Во второй главе обсуждается ряд проблем, связанных с получением функции светимости. Это — неполнота наших знаний о звездах ближайшей солнечной окрестности, а также искажение формы функции светимости из-за наличия в статистике фотометрически неразрешенных двойных систем. Здесь же оценивается вклад таких систем в локальную скрытую массу.

В третьей главе описывается CMC маломассивных звезд. Помимо вопросов о болометрических поправках и фотометрических системах для холодных звезд в данной главе обсуждаются причины отклонения индивидуальных объектов от CMC. Исследуется также вопрос об ограничении на точность наклона начальной функции масс, накладываемым современным уровнем знаний о CMC маломассивных звезд. В этой же главе описан метод и результаты определения параметров компонентов ряда звезд, входящих в двойные системы.

В четвертой главе рассматриваются затменные двойные звезды с линиями обоих компонентов в спектре и приводится соотношение масса-светимость, полученное по данным о таких двойных. Затем обсуждаются различия между компонентами разделенных затменных двойных систем главной последовательности и изолированными звездами главной последовательности. Описаны наблюдательные проявления этих различий, даны возможные объяснения и исследование влияние этих различий на соотношение масса-светимость и начальную функцию масс.

В пятой главе исследовано влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс. Для этого в качестве сценария образования двойных были приняты случайные попарные объединения звезд, массы которых распределены в согласии с некоторой "фундаментальной" начальной функцией масс. Проведено моделирование и сравнение с наблюдениями начальной функции масс солнечной окрестности. В этой же главе обсуждается связь начальной функции масс, с одной стороны, с наблюдаемыми степенью кратности звезд и распределением систем по отношению масс и отношению светимостей компонентов, с другой стороны. Здесь же исследуется проблема обнаружения пар, содержащих коричневый карлик.

В заключении суммированы основные результаты и выводы диссертации.

Научная новизна. В работе впервые сделано следующее.

1. Скомпилированы исчерпывающие списки двойных и кратных систем, содержащие высокоточные данные о светимостях и динамических массах компонентов (с характерной точностью масс 3-5% для затмен-ных спектроскопических двойных и 30-40% для визуальных двойных).

2. Разработана методика определения параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы. Надежность методики подтверждена последующими независимыми наблюдениями.

3. Разработан метод определения возрастов и химических составов компонентов спектроскопических двойных.

4. Обнаружены различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд одного и того же спектрального типа. Предложены причины такого различия: вращение звезд, эволюция и эффекты селекции. Показано, что традиционное соотношение масса-светимость (базирующееся на данных о компонентах затменных спектроскопических двойных) не может применяться для определения начальной функции масс одиночных звезд; таким образом, начальная функция масс для звезд с массами от 1.5 до 7т© должна быть пересмотрена.

5. Показано, что наблюдаемое уплощение начальной функции масс на диапазоне малых масс и убывание начальной функции масс к самым маломассивным звездам (менее 0.1т©) связано с недоучетом вклада компонентов некоторых типов двойных систем. Проведено (и показало хорошее согласие с эмпирическими данными) численное моделирование наблюдаемой начальной функции масс солнечной окрестности в предположении случайного попарного объединения звезд, распределенных по массам согласно степенной начальной функции масс с постоянным коэффициентом наклона.

6. Исследована эволюция отношения светимостей компонентов в паре "красный карлик — коричневый карлик". Вычислен возраст такой системы, являющийся оптимальным для обнаружения коричневого карлика.

7. Разработана методика определения начальной функции масс по функции распределения систем по отношению масс компонентов и (для молодых маломассивных звезд) функции распределения по отношению светимостей.

Практическая и научная ценность. Результаты, изложенные в данной диссертации, важны для получения начальной функции масс, знание которой необходимо для решения целого ряда астрофизических задач. Среди них такие, как построение теории образования звезд, исследование эволюции Галактики, звездных ансамблей, скоплений, галактик, и пр. Результаты исследования имеют большое значение для теории химической эволюции Галактики, динамики Галактики (проблема локальной скрытой массы) и теории образования звезд.

Основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и используются как в нашей стране, так и за рубежом. Многие работы получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание.

Апробация результатов. Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на астрофизическом семинаре Института астрономии РАН, а также семинарах отделов "Центр астрономических данных" и "Физика и эволюция звезд"; на Общемосковском семинаре астрофизиков Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга; на семинарах Страсбургского центра звездных данных, Обсерватории Безансона и Астрономической обсерватории Триеста; на зимних астрономических школах (Свердловск, 1986 и 2003 г.г.); на X европейской региональной конференции MAC "Эволюция галактик" (Прага, 1987 г.); на совещании "Ошибки и неопределенности в астрономии" (Страсбург, 1989 г.); на конференции "Нижний край главной последовательности — и за ним" (Гархинг, 1994 г.); на симпозиуме MAC 164 "Звездные популяции" (Гаага, 1994 г.); на международном симпозиуме "Происхождение, эволюция и будущее двойных звезд в скоплениях"

Калгари, 1995 г.); на коллоквиуме 5 комиссии MAC "Международное сотрудничество в области распространения астрономических данных" (Санкт-Петербург, 1996 г.); на международной конференции "Современные проблемы звездной эволюции" (Звенигород, 1998 г.); на конференции "Маломассивные звезды и коричневые карлики в звездных скоплениях и ассоциациях" (JIa Палма, 1998 г.); на VIII ежегодной конференции "Анализ астрономических данных" (Урбана, 1998 г.); на совещании "Близкие звезды" (Моффат Филд, 1999 г.); на 33-м симпозиуме ESLAB "Звездообразование в малых и больших масштабах (Нордвайк, 1999 г.); на симпозиуме MAC 200 "Образование двойных звезд" (Потсдам, 2000 г.); на 9 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2000 (Москва,

2000 г.); на XXIV Генеральной Ассамблее MAC (Манчестер, 2000 г.); на европейском совещании "Перепись Галактики: требования к фотометрии и спектрометрии проекта GAIA" (Вильнюс, 2001 г.); на Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 2001 г.); на 10 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2001 (Мюнхен,

2001 г.); на совещании "Фотометрия звездных и незвездных объектов в проекте GAIA" (Тарту, 2002 г.); на международной конференции "GAIA: спектроскопия, наука и технологии" (Грессони Сен Жан, 2002 г.); на совещании "GAIA: классификация" (Хайдельберг, 2002 г.).

На защиту выносятся:

1. Каталоги визуальных двойных и затменных спектроскопических двойных с динамическими массами компонентов и базирующееся на этих данных эмпирическое соотношение масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности (от 0.08 до 7т©).

2. Метод исследования и результаты расчетов параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы.

3. Обнаружение и выявление причин различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд.

4. Объяснение наблюдаемой степени кратности звезд солнечной окрестности и распределения систем по отношению масс компонентов.

5. Объяснение переменности значения наклона начальной функции масс, в частности, уплощения начальной функции масс для маломассивных звезд.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Малков О.Ю. О наклоне функции масс маломассивных звезд. 1987, Астрофизика 26, 477-487.

2. Малков О.Ю. Меняется ли наклон начальной функции масс для маломассивных звезд? 1987, Научные информации Астрономического Совета 63, 19-35.

3. Piskunov А.Е. and Malkov O.Yu. What is the IMF of faint stars? 1987, Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci. 69, 87-90.

4. Малков О.Ю. Теоретическая болометрическая функция светимости слабых звезд. 1988, Астрон. циркуляр 1529, 5-6.

5. Малков О.Ю. и Пискунов А.Э. Эволюция функции светимости слабых звезд. 1988, Астрофизика 29, 504-512.

6. Малков О.Ю. и Пискунов А.Э. Влияние фотометрически неразрешенных двойных на функцию светимости. 1988, Научные информации Астрономического Совета 65, 155-161.

7. Малков О.Ю. О локальных минимумах на начальной функции масс. 1989, Научные информации Астрономического Совета 67, 63-70.

8. Malkov O.Yu. Popper's catalogue of astrophysical parameters. 1989, Bull.Inf.CDS 37, 175-176.

9. Malkov O.Yu. Uncertainties in empirical mass-luminosity relation and local minima on the initial mass function of stars. 1990, in Errors, Bias and Uncertainties in Astronomy, Internat. Workshop, eds. C.Jaschek, F.Murtagh, Cambridge Univ. Press, p. 373-376.

10. Piskunov A.E. and Malkov O.Yu. Unresolved binaries and the stellar luminosity function. 1991, Astron. Astrophys. 247, 87-90.

11. Malkov O.Yu. Catalogue of astrophysical parameters of binary systems. 1993, Bull.Inf.CDS 42, 27-29.

12. Малков О.Ю. Определение локальной функции светимости. 1994, в кн. Неустойчивые процессы во Вселенной, ред. А.Г.Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 161-193.

13. Малков О.Ю. Локальная скрытая масса. 1994, Астрофизика 37, 471-480.

14. Shpil'kina D.A. and Malkov O.Yu. The design of the low mass binaries database. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C., Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 151-154.

15. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Shpil'kina D.A. The mass-luminosity relation for M-dwarfs. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C., Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 155-158.

16. Malkov O.Yu. Another source of local missing mass. 1995, in Proc. IAU Symp. 164, Stellar Populations, eds. van der Kruit P.C., Gilmore G., Hague, Aug 1994, Kluwer Acad. Publ., p. 383.

17. Malkov O.Yu. The origin of the mass ratio distribution of the components of cluster binaries. 1996, in Proc. Conference, The Origins, Evolution, and Destinies of Binary Stars in Clusters, eds. Milone E.F., Mermilliod J.-C., Calgary, Jun 1995, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 90, 145-147.

18. Kilpio E.Yu and Malkov O.Yu. Development of a synthetic model of interstellar extinction. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 358.

19. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Shpil'kina D.A. Mass-luminosity relation of low mass stars. 1997, Astron. Astrophys. 320, 79-90.

20. Kovaleva D.A. and Malkov O.Yu. Data base of low-mass binaries: development and applications. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 325.

21. Малков О.Ю. Образование двойных и их распределение по отношению масс компонентов. 1997, в кн. Двойные звезды, ред. А.Г.Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 162-178.

22. Кильпио Е.Ю., Малков О.Ю. Исследование межзвездного поглощения в Галактике. 1997, Астрон. Ж. 74, 15-24.

23. Malkov O.Yu., Piskunov А.Е. and Zinnecker H. On the luminosity ratio of pre-main sequence binaries. 1998, Astron. Astrophys. 338, 452-454.

24. Malkov O.Yu. and Zinnecker H. Multiplicity among stars and fundamental IMF. 1999, in Proc. International Conference, Modern Problems of Stellar Evolution, ed. Wiebe D.S., Zvenigorod, Oct 1998, Moscow, Geos, p. 73-78.

25. Ковалева Д.А. и Малков О.Ю. О возможной кратности компонентов некоторых маломассивных систем. 1999, Астрон. Ж. 76, 100-108.

26. Malkov O.Yu, Kovaleva D.A. and Schilbach E. Application of the minimum determination algorithm to the study of the fine structure in the mass-luminosity relation and of the nature of "overmassive" stars. 1999, in Proc. Eighth Annual Conference, Astronomical Data Analysis Software and Systems, eds. Mehringer D., Plante R., Roberts D.,

Urbana, Nov 1998, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 172, 387-390.

27. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifl H. and Malkov O. New high-proper motion survey in the Southern sky. 2000, Astron. Astrophys. 353, 958-969.

28. Kovaleva D. and Malkov O. KoMa — a scheme for the designation of multiple objects. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 223-224.

29. Dickel H.R. and Malkov O.Yu. New IAU concepts of binary/multiple star designation. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 220-222.

30. Malkov O. On possible detection of non-coevality among MS binaries. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 170-171.

31. Kovaleva D., Malkov O. and Piskunov A. Ages of intermediate mass eclipsing binaries on the Main Sequence. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 156-157.

32. Malkov O. and Zinnecker H. Binary systems and the fundamental IMF. 2000, in Proc. 33rd ESLAB Symp., Star Formation from the Small to the Large Scale, eds. F. Favata, A. A. Kaas, A. Wilson, ESTEC, Noordwijk, Nov 1999, ESA Spesial Publications series ESA-SP 445, 461-464.

33. Malkov O. and Zinnecker H. Binary stars and the fundamental initial mass function. 2001, Mon. Not. R. Astron. Soc., 321, 149-154.

34. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifi H. and Malkov O.Yu. New sourthern sky high-proper motion survey from АРМ measurements of UKST plates. 2001, in Proc. Nearby Stars Workshop, eds. Dana E. Backman, Shirley J. Burg, Todd J. Henry, Ames Research Center, Moffett Field, Jun 1999, NASA, Ames Research Center, Moffett Field, California 94035-1000, 367-368.

35. Malkov O., Tutukov A. and Kovaleva D. The role of astronomical catalogues in modern theory and observation. 2001, in Proc. Special Session of XXIV GA IAU, Astronomy for Developing Countries, ed. Alan H. Batten, Victoria University of Manchester, United Kingdom, Aug 2000, ASP, San Francisco, USA, 291-302.

36. Malkov O. and Zinnecker H. The effect of unresolved binaries on the low-mass IMF. 2001, in Proc. IAU Symp. 200, The Formation of Binary Stars, eds. H. Zinnecker, R. D. Mathieu, Potsdam, Apr 2000, ASP, San Francisco, USA, 501-504.

37. Malkov O. Unresolved binaries and the initial mass function. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. Vansevicius, A. Kucinskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 129-132.

38. Malkov O. and Kilpio E. A synthetic map of the galactic interstellar extinction. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. Vansevicius, A. Kucinskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 115-118.

39. Malkov O. Yu. Eclipsing binaries and the mass-luminosity relation. 2003, Astron. Astrophys., 402, 1055-1060.

40. Malkov O. and Kovaleva D. Binary stars with GAIA and the mass-luminosity relation. 2003, in Proc. GAIA Spectroscopy, Science and

Technology conference, ed. U. Munari, Gressoney Saint Jean, Sep 2002, ASP Conf. Ser., Vol. 298, 357-362.

Работы 1, 2, 4, 7, 8, 9, 11, 12, 13, 16, 17, 21, 30, 37, 39 выполнены автором самостоятельно. В работах 3, 5, 6, 10, 14, 15, 18, 19, 20, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 38, 40 участие соавторов равное или роль автора диссертации является ведущей.

В заключение автор выражает глубокую благодарность А.Э.Пис-кунову, Х.Циннекеру, Д.А.Ковалевой, Л.Р.Юнгельсону, В.И.Мякутину и А.В.Тутукову, внесшим большой вклад в эту работу. Я также благодарю О.Б.Длужневскую и Б.М.Шустова, любезно согласившихся прочесть рукопись диссертации и внесших ряд ценных замечаний и предложений по ее улучшению.

- 150 -Заключение

В данной диссертации развивается ряд современных и предлагается несколько новых подходов к процессу изучения звездообразования в диске Галактики. Основными результатами работы являются следующие:

1. Усовершенствование и развитие методики построения эмпирического соотношения масса-светимость. По данным о светимостях и динамических массах компонентов затменных спектроскопических двойных и визуальных двойных получено соотношение масса-светимость для диапазона масс от 0.05 до 7га0.

2. Исследование методов получения начальной функции масс из наблюдений и количественная оценка ряда эффектов, влияющих на этот процесс. Наблюдательные данные не противоречат степенной начальной функции масс с постоянным наклоном (—1--2) на всем диапазоне звездных масс в солнечной окрестности.

3. Изучение ряда вопросов, связанных с образованием и наблюдаемыми проявлениями двойных звезд. Фотометрически неразрешенные двойные системы не могут существенно изменить вид наблюдаемой функции светимости, но (совместно с системами, в которых один из компонентов ненаблюдаем) искажают вид результирующей функции масс, а также, очевидно, содержат известную долю скрытой массы. Процесс образования двойных звезд может быть изучен с помощью наблюдаемого распределения систем по отношению масс и светимостей компонентов. Кратность звезд солнечной окрестности не сильно отличается от 100%. В силу различия в эволюции, а также из-за эффектов селекции компоненты затменных двойных систем не могут быть использованы для получения соотношения масса-светимость (и начальной функции масс) одиночных звезд.

4. Развитие методики нахождения минимума функции многих переменных и ее применение к определению возрастов и химических составов затменных спектроскопических двойных, а также к определению параметров компонентов звезд, входящих в маломассивные двойные системы.

1. Абт (Abt Н.А.) 1978, in Protostars and Planets, ed. T.Gehrels, Tucson, Arizona, p.233.

2. Абт (Abt H.A.) 1983, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 21, 343.

3. Абт (Abt H.A.) 2001, Astron. J. 122, 2008.

4. Абт и Леви (Abt H.A. and Levy S.G.) 1976, Astrophys. J. Suppl. Ser. 30, 273.

5. Абт и Леви (Abt H.A. and Levy S.G.) 1978, Astrophys. J. Suppl. Ser. 36, 241.

6. Абт и Леви (Abt H.A. and Levy S.G.) 1985, Astrophys. J. Suppl. Ser. 59, 229.

7. Абт и др. (Abt H.A., Gomez A.E. and Levy S.G.) 1990, Astrophys. J. Suppl. Ser. 74, 551.

8. Андерсен (Andersen J.) 1991, Astron. Astrophys. Review 3, 91.

9. Андерхилл и др. (Underbill А.В., Divan L., Prevot-Burnichon M.-L. and Doazan V.) 1979, Mon. Not. R. Astr. Soc. 189, 601.

10. Барафф и др. (Baraffe I., Chabrier G., Allard F. and Hauschildt P.H.) 1998, Astron. Astrophys. 337, 403.

11. Бежар и др. (Bejar V.J.S., Martin E.L., Zapatero Osorio M.R., Rebolo R., Barrado у Navascues D., Bailer-Jones C.A.L., Mundt R., Baraffe I., Chabrier C. and Allard F.) 2001, Astrophys. J. 556, 830.

12. Беликов (Belikov A.) 1995, Bull. Inf. CDS 47, 9.

13. Бернштайн (Bernstein H.-H) 1997, in HIPPARCOS Venice'97, Presentation of the Hipparcos and Tycho Catalogues and first astrophysical results of the Hipparcos space astrometry mission, eds. B.Battrick, M.A.C. Perryman, P.L.Bernacca, ESA SP-402, p.705.

14. Бессель и Вейс (Bessell M.S. and Weis E.W.) 1987, Publ. Astron. Soc. Pas. 99, 642.

15. Беттис (Bettis C.L.) 1975, Publ. Astron. Soc. Рас. 87, 707.

16. Боденхеймер (Bodenheimer P.) 1971, Astroph. J. 167, 153.

17. Боденхеймер и Баркет (Bodenheimer P. and Burkert A.) 2001, in The formation of Binary Stars, IAU Symp 200, eds. H.Zinnecker, R.Mathieu, Potsdam, p. 13.

18. Боденхеймер и Острайкер (Bodenheimer P. and Ostriker J.P.) 1970, Astrophys. J. 161, 1101.

19. Боннел (Bonnell I.A.) 1994, Mon. Not. R. Astr. Soc. 269, 837.

20. Боннел (Bonnell I.A.) 2001, in The formation of Binary Stars, IAU Symp 200, eds. H.Zinnecker, R.Mathieu, Potsdam, p.23.

21. Боннел и др. (Bonnell I.A., Bate M.R. and Zinnecker H.) 1998, Mon. Not. R. Astr. Soc. 298, 93.

22. Бранднер и Кохлер (Brandner W. and Kohler R.) 1998, Astrophys. J. 499, L79.

23. Бранднер и Циннекер (Brandner W. and Zinnecker H.) 1997, Astron. Astrophys. 321, 220.

24. Бранднер и др. (Brandner W., Zinnecker H. and Allard, F.) 1997, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, eds. R. Rebolo et al., ASP Conf. Ser. 134, p. 288.

25. Бьенейме и др. (Bienayme О., Robin А.С. and Creze M.) 1987, Astron. Astrophys. 180, 94

26. Бэкол и др. (Bahcall J.N., Hut P. and Tremaine S.) 1985, Astrophys. J. 290, 15.

27. Бэкол и др. (Bahcall J.N., Flynn С. and Gould А.) 1992, Astrophys. J. 389, 234

28. Бэрроус и др. (Burrows A., Hubbard W.B., Saumon D. and Lunine J.I.) 1993, Astrophys. J. 406, 158.

29. Бзттен (Batten A.H.) 1973, Binary and multiple systems of stars, Oxford, Pergamon.

30. Beep (van't Veer F.) 1981, Astron. Astrophys. 98, 213.

31. Верещагин С.В., Крайнева З.Т., Попова Е.И., Тутуков А.В. и Юн-гельсон JI.P. 1987, Научные информации Астрономического Совета 63, 3.

32. Видер (Veeder G.J.) 1974, Astron. J. 79, 1056.

33. Вилен и др. (Wielen R., Jahreifi H. and Kriiger R.) 1983, in The Nearby Stars and the Stellar Luminosity Function, IAU Coll.76, eds. A.G.D.Philip, A.R.Upgren, L.Davis Press, Schenectady, p.163.

34. Вилен и др. (Wielen R., Dettbarn C., Jahreifi H., Lenhardt H. and Schwan H.) 1999, Astron. Astrophys. 346, 675.

35. Витриченко Э.А. и Шевченко B.C. 1995, Письма в АЖ 21, 434.

36. Волф (Wolff S.C.) 1978, Astrophys. J. 222, 556.

37. Ворли (Worley С.Е.) 1980, Bull. Inf. CDS 18, 20.

38. Гармани и др. (Garmany C.D., Conti P.S. and Massey P.C.) 1980, Astrophys. J. 242, 1063.

39. Гармани и др. (Garmany C.D., Conti P.S. and Chiosi C.) 1992, Astrophys. J. 263, 777.

40. Гез и др. (Ghez A.M., Neugebauer G. and Matthews K.) 1993, Astron. J., 106, 2005.

41. Гез и др. (Ghez A.M., McCarthy D.W., Patience J.L. and Beck T.L.) 1997, Astrophys. J. 481, 378.

42. Герцшпрунг (Hertzsprung E.) 1923, Bull. Astron. Inst. Netherlands 2, 15.

43. Гинан и др. (Guinan E.F., Ribas I., Fitzpatrick E.L. et al.) 2000, Astrophys. J. 544, 409.

44. Глизе и Ярайс (Gliese W. and Jahreiss H.) 1991, Catalogue of Nearby Stars, Astron. Rechen-Institut, Heidelberg.

45. Горда С.Ю. и Свечников M.A. 1998, Астрон. Ж. 75, 896.

46. Гринстейн и др. (Greenstein J.L., Neugebauer G. and Becklin E.E.) 1970, Astrophys. J. 161, 519.

47. Д'Антона и Мацителли (D'Antona F. and Mazzitelli I.) 1982, Astron. Astrophys. 113, 303.

48. Д'Антона и Мацителли (D'Antona F. and Mazzitelli I.) 1985a, Astrophys. J. 296, 502.

49. Д'Антона и Мацителли (D'Antona F. and Mazzitelli I.) 1985b, Astron. Astrophys. 162, 80.

50. Д'Антона и Мацителли (D'Antona F. and Mazzitelli I.) 1994, Astro-phys. J. Suppl. Ser. 90, 467.

51. Д'Антона и Мацителли (D'Antona F. and Mazzitelli I.) 1997, Mem. Soc. Astr. Ital. 68, 80.

52. Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Beuzit J.-L., Udry S., Mayor M. and Perrier C.) 1999a, Astron. Astrophys. 344, 897.

53. Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Udry S., Beuzit J.-L., Mayor M. and Perrier C.) 19996, Astron. Astrophys. 350, 39.

54. Дельфосс и др. (Delfosse X., Forveille Т., Segransan D., Beuzit J.-L., Udry S., Perrier C. and Mayor M.) 2000, Astron. Astrophys. 364, 217.

55. Дикель и Малков (Dickel H.R. and Malkov O.Yu.) 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 220.

56. Домичано де Суза и др. (Domiciano de Souza A., Kervella P., Jankov S., Abe L., Vakili F., di Folko F. and Paresce F.) 2003, Astron. Astrophys., in press

57. Джирисин и др. (Giuricin G., Mardirossian F. and Mezzetti M.) 1984a, Astron. Astrophys. 134, 365.

58. Джирисин и др. (Giuricin G., Mardirossian F. and Mezzetti M.) 1984b, Astron. Astrophys. 135, 393.

59. Джой и ван Бисбрук (Joy А.Н. and van Biesbroeck G.) 1944, Publ. Astron. Soc. Рас. 56, 123.

60. Джонсон (Johnson H.L.) 1965, Astrophys. J. 141, 170.

61. Джонсон (Johnson H.L.) 1966, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 4, 193.

62. Дюкенуа и Майор (Duquennoy A. and Mayor M.) 1991, Astron. Astrophys. 248, 485.

63. Женг и др. (Zheng Z., Flynn С., Gould A., Bahcall J.N. and Salim S.) 2001, Astrophys. J. 555, 393.

64. Казенс (Cousins A.W.J.) 1976, Mem. Roy. Astron. Soc. 81, 25.

65. Kapp (Carr B.) 1994, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 32, 531.

66. Кенникут (Kennicutt R.C., Jr.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function, eds. G. Gilmore and D. Howell, San Francisco: ASP Conf. Ser. 142, 1.

67. Кильпио и Малков (Kilpio E. and Malkov O.) 1997a, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, 1996, Baltic Astronomy 6, 358.

68. Кильпио Е.Ю. и Малков О.Ю. 19976, Астрон. Ж. 74, 15.

69. Ковалева Д.А. 2001, Астрон. Ж. 78, 1104.

70. Ковалева Д.А. 2002, Астрон. Ж. 79, 259.

71. Ковалева и Малков (Kovaleva D. and Malkov О.) 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, 1996, Baltic Astronomy 6, 325.

72. Ковалева и Малков (Kovaleva D. and Malkov O.) 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 223.

73. Койпер (Kuiper G.P.) 1935, Publ. Astron. Soc. Рас. 47, 38.

74. Колер и Линерт (Kohler R. and Leinert Ch.) 1998, Astron. Astrophys. 331, 977.

75. Корни и Эронсон (Carney B.W. and Aaronson M.) 1979, Astron. J. 84, 867.

76. Крайнева З.Т., Попова Е.И., Тутуков А.В. и Юнгельсон JI.P. 1978, Астрон. ж. 55, 1176.

77. Крайнева З.Т., Попова Е.И., Тутуков А.В. и Юнгельсон JT.P. 1984, Астрофизика, 22, 105.

78. Крезе и др. (Creze М., Chereul Е., Bienayme О. and Pichon С.) 1998, Astron. Astrophys. 329, 920.

79. Крисъюнас (Krisciunas К.) 1977, Astron. J. 82, 195.

80. Крон и Майолл (Kron G.E. and Mayall M.V.) 1960, Astron. J. 65, 581.

81. Крон и Смит (Kron G.E. and Smith J.L.) 1951, Astrophys. J. 113, 324.

82. Кроупа (Kroupa P.) 1998, in Brown Dwarfs and Extra-solar Planets, eds. R. Rebolo, E. Martin and M. Zapatero-Osorio, ASP Conference Series 134, 483.

83. Кроупа (Kroupa P.) 1999a, Astrophys. J. 453, 350.

84. Кроупа (Kroupa P.) 1999b, Astrophys. J. 453, 358.

85. Кроупа и др. (Kroupa P., Tout C.A. and Gilmore G.) 1990, Mon. Not. R. Astr. Soc. 244, 76.

86. Кроупа и др. (Kroupa P., Tout C.A. and Gilmore G.) 1993, Mon. Not. R. Astr. Soc. 262, 545.

87. Кузнецова Э.Ф. и Свечников M.A. 1989, Астрон. жур. 66, 790.

88. Ларсон (Larson R.B.) 2001, in The formation of Binary Stars, IAU Symp 200, eds. H.Zinnecker, R.Mathieu, Potsdam, p.93.

89. Ларсон и Тинсли (Larson R.B. and Tinsley B.M.) 1978, Astrophys. J. 219, 46.

90. Левэто и др. (Levato Н., Malaroda S., Morrell N. and Solivella G.) 1987, Astrophys. J. Suppl. Ser. 64, 487.

91. Линерт и др. (Leinert Ch., Zinnecker H., Weitzel N., Christou J., Ridgway S.T., Jameson R., Haas M. and Lenzen R.) 1993, Astron. Astrophys. 278, 129.

92. Майор и др. (Mayor M., Duquennoy A. Halbwachs J.-L. and Mermil-liod J.-C.) 1992, in Complementary Approaches to Double and Multiple Star Research, IAU Colloquium 135, eds. H.A.McAlister, W.I.Hartkopf, ASP Conference Series, Vol. 32, p.73.

93. Майор и др. (Mayor M., Udry S., Halbwachs J.-L. and Arenou F.) 2001, in The formation of Binary Stars, IAU Symp 200, eds. H.Zinnecker, R.Mathieu, Potsdam, p.45.

94. МакНалли (McNally D.) 1965, The Observatory 85, 166.

95. Малиньяни и др. (Malagnini M.L., Morossi С., Rossi L. and Kurucz R.L.) 1986, Astron. Astrophys. 162, 140.

96. Малков О.Ю. 1987, Астрофизика 26, 477.

97. Малков (Malkov O.Yu.) 1989, Bull.Inf.CDS 37, 175.

98. Малков (Malkov O.Yu.) 1990, in Errors, Bias and Uncertainties in Astronomy, eds. C.Jaschek, F.Murtagh, Strasbourg, Cambridge Univ. Press, p.373.

99. Малков (Malkov O.Yu.) 1993, Bull.Inf.CDS 42, 27.

100. Малков (Malkov O.Yu.) 1996, in The Origins, Evolution, and Destinies of Binary Stars in Clusters, eds. Milone E.F., Mermilliod J.-C., Calgary, Jun 1995, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 90,145.

101. Малков (Malkov O.) 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 170.

102. Малков (Malkov О.) 2002, Astroph. Space Sci. 280, 129.

103. Малков и Килышо (Malkov О. and Kilpio E.) 2002, Astrophys. Space Sci. 280, 115.

104. Малков О.Ю. и Пискунов А.Э. 1988, Астрофизика 29, 504.

105. Малков и др. (Malkov O.Yu, Piskunov А.Е. and Shpil'kina D.A.) 1997, Astron. Astrophys. 320, 79.

106. Мартин и Мигнард (Martin С. and Mignard F.) 1998, Astron. Astrophys. 330, 585.

107. Миллер и Скало (Miller G.E. and Scab J.M.) 1979, Astrophys. J. Suppl. Ser. 41, 513.

108. Митчел (Michel J.) 1767, Phil. Trans. Roy. Soc., LXXVI, 97.

109. Мэзи и Гольдберг (Mazeh Т. and Goldberg D.) 1992, Astrophys. J. 394, 592.

110. Мэйер и др. (Meyer M.R., Adams F.C., Hillenbrand L.A., Carpenter J.M. and Larson R.B.) 1999, in Protostars and Planets IV, eds. V.Mannings, A.P.Boss and S.S.Russell, Tucson, Arizona, p. 121.

111. Мэси (Massey P.) 1982, in IAU Symp. 99 "Wolf-Rayet Stars", ed. C.W.H. de Loore and A.J.Willis, Dordrecht: Reidel, 251.

112. Мэси (Massey P.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function, eds. G. Gilmore and D. Howell, San Francisco: ASP Conf. Ser. 142, 17.

113. Мэси и др. (Massey P., Waterhouse E. and DeGioia-Eastwood K.) 2000, Astron. J. 119, 2214.

114. Мэтью (Mathieu R.D.) 1994, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 32, 465.

115. Оллинг и Меррифилд (Oiling R.P. and Merrifield M.R.) 2001, Mon. Not. R. Astr. Soc. 326, 164.

116. Оорт (Oort J.) 1932, Bull. Astron. Inst. Neth. 6, 241

117. Пазинетти-Фракасини и др. (Pasinetti-Fracassini L.E., Pastori L., Covino S. and Pozzi A.) 2001, Astron. Astrophys. 367, 521.

118. Пачински (Paczynski B.) 2001, Nature 411, 1002.

119. Пискунов А.Э. 1981, Письма в АЖ, 7, 14.

120. Пискунов А.Э. и Малков О.Ю. (Piskunov А.Е. and Malkov O.Yu.) 1987, in Proc. X European Regional Astronomy Meeting of the IAU, Evolution of Galaxies, ed. Palous J., Praha, August 1987, Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci., Prague, Vol. 69, 87.

121. Пискунов А.Э. и Малков О.Ю. (Piskunov А.Е. and Malkov O.Yu.) 1991, Astron. Astrophys. 247, 87.

122. Поведа и др. (Poveda A., Allen C. and Parrao L.) 1982, Astrophys. J. 258, 589.

123. Попов M.B. 1970, Переменные звезды 17, 412.

124. Попова и др. (Popova E.I., Tutukov A.V. and Yungelson L.R.) 1982, Astroph. Space Sci. 88, 55.

125. Поппер (Popper D.M.) 1980, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18, 115.

126. Поппер (Popper D.M.) 1998, Publ. Astron. Soc. Рас. 110, 919.

127. Проссер и др. (Prosser C.F., Stauffer J.R., Hartmann L., Soderblom D.R., Jones B.F., Werner M.W. and McCaughrean M.J.) 1994, Astrophys. J. 421, 517

128. Рассел и др. (Russel H.N., Adams W.S. and Joy A.H.) 1923, Publ. Astron. Soc. Рас. 35, 189.

129. Рана (Rana N.C.) 1987, Astron. Astrophys. 184, 104.

130. Рейд (Reid I.N.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function (38th Herst-monceux Conference), eds. G. Gilmore and D. Howell, ASP Conference Series 142, 121.

131. Рейд и Гизис (Reid I.N. and Gizis J.E.) 1997, Astron. J. 113, 2246.

132. Рейд и Гилмор (Reid I.N. and Gilmore G.) 1984, Mon. Not. R. Astr. Soc. 206, 19.

133. Рейд и др. (Reid I.N., Kirkpatrick J.D., Liebert J., Burrows A., Gizis J.E., Burgasser A., Dahn C.C., Monet D., Cutri R., Beichman C.A. and Skrutskie M.) 1999, Astrophys. J. 521, 613.

134. Рейпурт и Циннекер (Reipurth В. and Zinnecker H.) 1993, Astron. Astrophys. 278, 81.

135. Рибас и др. (Ribas I., Gimenez A., Torra J., Jordi C. and Oblak E.) 1998, Astron. Astrophys. 330, 600.

136. Рикики и др. (Richichi A., Leinert Ch., Jameson R. and Zinnecker H.) 1994, Astron. Astrophys. 287, 145.

137. Риттер и Колб (Ritter H. and Kolb U.) 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 129, 83.

138. Рубинстайн и Бэйлин (Rubenstein E.P. and Bailyn C.D.) 1999, Astrophys. J. 513, L33,

139. Сакманн (Sackmann I.-J.) 1970, Astron. Astrophys. 8, 76.

140. Саху и др. (Sahu К.С., Casertano S., Livio M., Gilliland R.L., Panagia N., Albrow M.D. and Potter M.) 2001, Nature 411, 1022.

141. Свечников M.A. 1986, Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд. Из-во Иркутского университета, Иркутск.

142. Свечников М.А. и Перевозкина E.JI. 1999, Из-во Уральского университета, Екатеринбург, стр.5.

143. Сейс и др. (Seiss L., Dulour Е. and Forestini Е.) 2000, Astron. Astrophys. 358, 593.

144. Сестер и др. (Cester В., Ferluga S. and Boehm С.) 1983, Astroph. Space Sci. 96, 125.

145. Скало (Scalo J.M.) 1986, Fund. Cosmic Phys. 11, 1.

146. Скало (Scalo J.M.) 1998, in The Stellar Initial Mass Function (38th Herstmonceux Conference), eds. G. Gilmore and D. Howell, ASP Conference Series 142, 201.

147. Содерхельм (Soderhjelm S.) 1999, Astron. Astrophys. 341, 121.

148. Солпитер (Salpeter E.E.) 1955, Astrophys. J. 121, 161.

149. Станюха (Staniucha M.) 1979, Acta Astr. 29, 587.

150. Степински и Блэк (Stepinski T.F. and Black D.C.) 2000, Astron. Astrophys. 356, 903.

151. Стотерс (Stothers R.B.) 1998, Mon. Not. R. Astr. Soc. 300, 1098.

152. Страйжис В.JT. 1977, Многоцветная фотометрия звезд. Вильнюс. Мокслас.

153. Тасуль Ж.-Л. 1982, Теория вращающихся звезд. Москва, Мир.

154. Тасуль и Тасуль (Tassoul J.-L. and Tassoul M.) 1992, ApJ 395, 259.

155. Тафф (Taff L.G.) 1974, Astron. J. 79, 1280.

156. Токовинин (Tokovinin A.) 1992, IAU Coll. 135, Complementary Approaches to double and Multiple Stars Research, ASP Conf. Ser. 32, 573.

157. Токовинин и Смехов (Tokovinin A.A. and Smekhov M.G.) 2002, Astron. Astrophys. 382, 118.

158. Траат П. 1976, Публ. Тартус. Астрофиз. Обе. 44, 282.

159. Траат П. 1990, Диссертация на соискание степени к.ф.-м.н., Тарту.

160. Тримбл (Trimble V.) 1974, Astron. J. 79, 967.

161. Тримбл (Trimble V.) 1978, Observatory 98, 163.

162. Тримбл (Trimble V.) 1987, Astr. Nachr. 308, 343.

163. Тримбл и Уолкер (Trimble V. and Walker D.) 1986, Astrophys. Space Sci. 126, 243.

164. Тутуков (Tutukov A.V.) 1978, Astron. Astrophys. 70, 57.

165. Тюрон (Turon C.) 1988, in Proc. Sitges Coll. Sceintific Aspects of the Input Catalogue Preparation, eds. J.Torra and C.Turon, p.215.

166. Фан-Бао и др. (Phan-Bao N., Crifo F., Delfosse X., Forveille Т., Guib-ert J., Borsenberger J., Epchtein N., Fouque P., Simon G. and Vetois J.) 2003, Astron. Astrophys. 401, 959.

167. Фекел и др. (Fekel F.C., Gillies К., Africano J. and Quigley R.) 1988, Astron. J. 96, 1426.

168. Фишер и Марси (Fischer D.A. and Marcy G.W.) 1992, Astrophys. J. 396, 178.

169. Флауер (Flower P.J.) 1996, Astrophys. J. 469, 355.

170. Хайнц (Heintz W.D.) 1969, J. R. Astron. Soc. Can. 63, 275.

171. Хайнц (Heintz W.D.) 1978, Double Stars, D.Reidel Publ. Co., Dordrecht, Holland.

172. Хайнц (Heintz W.D.) 1981, Astrophys. J. Suppl. Ser. 46, 247.

173. Халиуллин Х.Ф. 1997, в кн. Двойные звезды, ред. А.Г.Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 139.

174. Хальбвакс (Halbwachs J.-L.) 1986, Astron. Astrophys. 168, 161.

175. Хальбвакс (Halbwachs J.-L.) 1987, Astron. Astrophys. 183, 234.

176. Харманец (Harmanec P.) 1988, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 39, 329.

177. Хартиган и др. (Hartigan P., Strom K. and Strom S.) 1994, Astrophys. J. 427, 961.

178. Хейвуд (Haywood M.) 1994, Astron. Astrophys. 282, 444.

179. Хейс (Hayes D.S.) 1978, in IAU Simp. 80, eds. A.G.Davis Philip, D.S.Hayes, p.65.

180. Хенри и Маккарти (Henry T.J. and McCarthy Jr. D.W.) 1990, Astrophys. J. 350, 334.

181. Хенри и Маккарти (Henry T.J. and McCarthy Jr. D.W.) 1993, Astron. J. 106, 773.

182. Хенри и др. (Henry T.J., Ianna P.A., Kirkpatrick J.D. and Jahreifi H.) 1997, Astron. J. 114, 388.

183. Хенри и др. (Henry T.J., Franz O.G., Wasserman L.H., Benedict G.F., Shelus P.J., Ianna P.A., Kirkpatrick J.D. and McCarthy D.W., Jr.) 1999, Astrophys. J. 512, 864.

184. Хербиг (Herbig G.H.) 1962, Adv. Asstron. Astrophys. 1, 47.

185. Хикокс (Heacox W.D.) 1998, Astron. J. 115, 325

186. Хилс (Hills J.G.) 1986, Astron. J. 92, 595.

187. Холмберг и Флинн (Holmerg J. and Flynn C.) 2000, Mon. Not. R. Astr. Soc. 313, 209.

188. Хэбец и Хейнц (Habets C.M.H.J. and Heintze J.R.W.) 1981, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 46, 193.

189. Циннекер и Маккокрен (Zinnecker H. and McCaughrean M.) 1991, Mem. S. A. It. 62, 761.

190. Чанг и Хан (Chang К. and Han С.) 1999, Astrophys. J. 525, 434.

191. Шахт Н.А., Киселев А.А., Поляков Б.В., Грошева Б.А. иРафальский В.Б. 1999, Препринт 16 ГАО РАН.

192. Шевченко B.C. 1989, Ае/Ве звезды Нербига. Ташкент: Фан.

193. Шмидт-Калер (Schmidt-Kaler Т.) 1982, in Landolt-Bornstein, eds. К. Schaifers and H.H.Voigt, vol.11, subvol.B, p.453.

194. Шольц и др., (Scholz R.-D., Irwin M., Schweitzer A. and Ibata R.) 1999, Astron. Astrophys. 345, L55.

195. Шольц и др., (Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifl H. and Malkov O.Yu.) 2000, Astron. Astrophys. 353, 958.

196. Шольц и др., (Scholz R.-D., Roser S., Bastian U., Schilbach E., Hirte S., Mandel H.) 2001a, in "Nearby Stars Workshop", eds. Dana E. Back-man, Shirley J. Burg, Todd J. Henry, NASA, Ames Research Center, Moffett Field, California 94035-1000, p.389.

197. Шольц и др., (Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifl H. and Malkov O.Yu.) 2001b, in "Nearby Stars Workshop", eds. Dana E. Backman, Shirley J. Burg, Todd J. Henry, NASA, Ames Research Center, Moffett Field, California 94035-1000, p.367.

198. Шпилькина и Малков (Shpil'kina D.A. and Malkov O.Yu.) 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C., Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 151.

199. Штрассмайер и др. (Strassmeier K.G., Hall D.S., Fekel F.C. and Scheck M.) 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 100, 173.

200. Эгген (Eggen O.J.) 1955, Astron. J. 60, 65.

201. Эгген (Eggen O.J.) 1968, Astrophys. J. Suppl. Ser. 16, 49.

202. Эгген (Eggen O.J.) 1971, Astrophys. J. Suppl. Ser. 22, 389.

203. Эгген (Eggen O.J.) 1975, Publ. Astron. Soc. Pas. 87, 107.

204. Эддингтон (Eddington A.S.) 1926, The International Constitution of the Stars. Cambridge University Press. Reprinted 1959 by Dover Publications, New York.

205. Яшек (Jaschek C.) 1976, Astron. Astrophys. 50, 185.

206. Яшек и Феррер (Jaschek С. and Ferrer О.) 1972, Publ. Astron. Soc. Рас. 84, 292.