Фотоэлектрические исследования затменных двойных звезд. Методы и результаты тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

п и

Г. : МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ '' " имени М.В. ЛОМОНОСОВА

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ имени ПЛСШТЕРНБЕРГЛ

На правах рукописи УДК 524.386:358

ХАЛИУЛЛИН ХАБИБРАХМАН ФАЙЗРАХМАНОВИЧ

ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД. МЕТОДЫ И РЕЗУЛЬТАТЫ.

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва - 1997

Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штериберга при Московском государственном университете им. М.В.Ломоносова

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук

Каретников В.Г.

Доктор физико-математических, наук

Тутуков А.В.

Доктор физико-математических наук

Шакура Н.И.

Ведущая организация:

Казанский государственный университет, г. Казань, Татарстан.

Защита состоится " 2 " октября 1997 г. в 14 часов на заседании диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В.Ломоносова, шифр Д.053.05.51. Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

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

Автореферат разослан к_24_м июня 1997 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

Л.Н.Бошшреико

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы обусловлена тем, что затмеипые системы являются своего рода астрофизической лабораторией, которая обеспечивает астрономов фундаментальными данными о размерах и физических характеристиках звезд

В настоящее время известно более 4000 затменных переменных (Холопов и др., 1990, ОКПЗ) и число их. постояшю растет. Следует отметить тот факт, что они представляют единственный широкий класс объектов среди двойных звезд, которые могут быть открыты на больших расстояниях не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В качестве компонент затменных двойных систем выступают звезды, по-существу, всех известных, типов: от звезд главной последовательности различных спектральных классов до пекулярных объектов, находящихся на конечной стадии своей эволюции (гиганты и сверхгиганты, нейтронные звезды и белые карлики, звезды типа Вольфа-Райе (ХТО.) и кандидаты в "черные дыры", и т. д.). Астрофизик, интересующийся проблемой того иди другого класса объектов, может, как правило, найти эатменную систему, содержащую такой объект, и досконально исследовать ее, используя преимущества, предоставляемые затменным характером звезды. Поэтому последние десятилетия отмечены бурным ростом интереса астрономов к двойным звездам и, в первую очередь, затменным системам, особенно в связи с открытием рентгеновских двойных с релятивистскими компонентами.

Целью работы являлись фотоэлектрические измерения затменных двойных систем разных типов, чтобы из анализа кривых блеска и их изменений со временем определить как фотометрические и абсолютные характеристики, так и параметры внутренней структуры звезд-компонент.

На защиту выносятся следующие основные положения диссертации:

1. Многоцветные фотоэлектрические кривые блеска 9 затаенных двойных систем: С(2Сер, V 444 Суа, 01 Нет, Ш Пег, V 541 Су& V 1143 Су8, УШАц1, ЕК. Сер,

V 1357Cyg, подученные и обработанные, в основном, автором (более 15 000 фотоэлектрических измерений блеска в разных лучах)

2. Фотометрические и абсолютные элементы 15-ти затменных систем, подученные из решения кривых блеска итерационным методом дифферекпиальных поправок: 1)1 Пег, Ш Нет, V 541 Су?, V 1143 Су£, ЕК Сер, V 889 А<}1, 1Ш Моп, ПЛ Уи1, АХ Саш,

V 451 ОрЬ, Лцг, ОХ Сав, СО Ьас, ГГ Сав, V 471 Таи.

3. Открытие релятивистского вращения линии апсид в затменных двойных системах V 541 Су& ЕК Сер и V 1143 Су^.

4. Обнаружение и первое измерение скорости вращешы шшии апсид в системах: БГ Нет, Нв Нет, АЭСат, У 451 ОрЬ, В\¥Ааг, ОХ Сая, У 478 Су^. Результаты исследования и существенное уточнение апсидальной скорости в 1Ш Моп, ЭИ Уи1,

V 889 Ац), V 477 Су% и СО Ьас. Обнаружение из светового уравнения кратности (3-е тело) системы ИТ! Моп и оценка параметров орбиты третьего тела.

5. Вывод о наиболее вероятном объяснении аномалий в апсидальном движении в 01 Нет моделью с третьим телом.

6. Открытие изменения периода, в системе V 444 Су£ (\УН5 + Об) и первая динамическая оценка интенсивности потери вещества \УЫ5-чиездой.

7. Объяснение "красного смещения" оптически толстых эмиссионных лишш в спегарах WR моделью оболочки с квазятурбупентными движениями.

, 8. Подтверждение на обширном наблюдательном материале, в том числе, полученном с участием автора на спутниках ОАО-2 и IUE, результатов исследований звезд TtmaWR, выполнешшгх Черепащуком с коллегами и вошедших в его докторскую диссертацию (1975). То есть, на защиту выносится одна из альтернативных на сегодня моделей звезд WR, согласно которой они являются гелиевыми остатками массивных звезд, находящихся на конечной стадии эволюции.

Перечисленные положения, кроме последнего, определяют также повизау результатов, полученных в диссертации.

Научная и практическая значимость результатов исследований определяется тем, что все основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и постоянно используются другими астрономами в научных и прикладных работах как в нашей стране, так и за рубежом. Имеется множество ссылок на работы автора, многие из которых получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание. Открытие автором изменения орбитального периода системы V 444 Cyg (WN5 + Об) и полученная на этой основе первая динамическая оценка интенсивности потери вещества WN-компоненгой является в настоящее время наиболее достоверной величиной M ддя звезд WR, поскольку все другие оценки этой величины (го радио- и ИК-данных) связаны с неопределенными модельными параметрами. Получили также широкий международный отклик работы автора по исследованию и открытию релятивистского вращения линии апсид в затаенных системах DIHer, ЕК Сер, V 1143 Cyg, V 541 Cyg) и обнаружение третьего тела в хорошо известной системе с апсидалъным вращением RU Mon.

Часть результатов, вошедших в диссертацию, опубликована в статьях коллектива авторов. Общий вклад в совместных статьях мы считаем равным, однако естественно, что конкретные виды работ (постановка задачи, наблюдения, обработка данных, анализ результатов и их интерпретация и др.), как правило, выполняются не в равной степени. В список положений, вынесенных 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.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из Введения, семи глав, Заключения и списка цитируемой литературы из 447 наименований. Общий объем диссертации составляет 290 страниц, включая 62 рисунка и 45 таблиц.

Во Введении на основе краткого анализа состояния проблемы изучения затменных двойных звезд обосновывается актуальность темы диссертации, ее новизна, научная и практическая-значимость. Дается краткое изложение наиболее важных результатов, полученных в диссертации, и приводятся основные положения, вынесенные на защиту. Показан вклад автора в проведенные исследования.

Глава I. Методика фотоэлектрических измерений

Наблюдательное время на современных телескопах стоит дорого, и весьма актуарной является проблема анализа эффективности наблюдений и поиск путей ее повышения. Из всех многочисленных аспектов зток проблемы в § 1.1 рассмотрен один из основных вопросов: как влияет на эффективность фотоэлектрических наблюдений

качество изображения звезда в фокальной плоскости телескопа и как выбрать оптимальную диафрагму поля дня фотоэлектрических измерений звезд. Для решения задачи необходимо определить структуру изображения звезды в фокальной плоскости телескопа. Это можно сделать путем сканирования изображения точечной, ирисовой, ножевой или щелевой диафрагмами. Однако метода, основанные на сканировании точечной или ирисовой диафрагмой, чувствительны к погрешности пав ед ели я центра диафрагмы на центр изображения. С другой стороны, метод сканирования изображения ножевой диафрагмой требует для восстановления структуры изображения из наблюдений решения некорректной задачи - интегрального уравнения Фредгольма 1-го рода с ядром, непрерывным по двум переменным. Решение такого уравнения неустойчиво, что усложняет процедуру восстановления изображения. В то же время результаты восстановления структуры изображения из кривой сканирования щелыо (стрип-распределенне яркости) устойчивы по отношению к весьма широкому классу возмущений входных данных, поскольку интегральное уравнение Абеля, решение которого в этом случае определяет истинное распределение яркости, имеет ядро со слабой особенностью. Поэтому для исследования структуры изображения оптимальным является метод сканирования щелью.

В диссертации получены и проанализированы стрип-распределения яркости по изображению звезд в фокусах нескольких телескопов. В большинстве случаев структура изображения представляет из себя сравнительно узкий пик, положенный на широкую подложку. Наличие такой подложки, по-видимому, связано с качеством изготовления оптики телескопа, с рассеянием света алюмшшевым слоем и пылью на зеркале, а также с дифракцией света на растяжках касссгреновского зеркала. Проведены расчеты величины оптимальной диафрагмы поля как для гауссовских, так и лия реальных двухкомпонентных контуров. Показано, что двухкомпонеитностъ контура приводит к существенному увеличению диаметра диафрагмы поля фотометра н, следовательно, к понижению эффективности работы инструмента. Кроме того, в оптимальной диафрагме поля концентрируется только часть 50 70 %) собранного телескопом излучения от звезды. Поэтому точность наведения на звезду и часового ведения должна быть не хуже 0.2-Аш, где Ат - полуширина распределения яркости по изображению звезды.

§ 1.2 посвящен описанию разработанного автором совместно с В.Г.Мошкалевым итерационного метода учета атмосферной экстинкции при многоцветной широкополосной электрофотометрии. Использование современных приемников излучения и методов регистрации, оспованных на счете фотонов с параллельной регистрацией потока в нескольких участках спектра н считывания информации непосредственно в память ЭВМ для предварительной обработки результатов измерений в реальном масштабе времени и оперативного управления процессом наблюдений позволяют достичь аппаратурной точности порядка 0.т002. Однако при выносе наблюдений за атмосферу эта точность зачастую теряется и на первый план выступает задача корректного учета поглощения в земной атмосфере, особенно при широкополосных (гетерохромных) наблюдениях. К моменту начала наших работ (~ 1973 г.) состоите решения этой задачи можно было охарактеризовать точностью ~ 0.ш02 0.т04, что значительно ниже аппаратурных возможностей. Многие известные методы редукции были расчитаны на "ручные" способы обработки измерений и оперировали с традиционными у-факторами, квазипостояннымп коэффициентами эффекта Форбса, с разнообразными факторами экепшкщш для показателей цвета, с понятием "действующей" длины волны фильтра и т. п. (Страйжис, 1977). Такое многообразие коэффициентов предусматривает использование для них числовых значений, раз и навсегда установлсшгых из модельных вычислений или из специально поставлешшх трудоемких наблюдений, усложняет алгоритмы, и в конечном итоге существещю теряется точность редукшш.

С целью максимального сохранения точности я стандаршзащш процедур вычислений, нами разработан единый дня всех: фильтров алгоритм непосредственного вычисления интеграла, определяющего внеатмосферную величину т° звезды в инструментальной системе:

где О - отсчет на звезду, исправленный за влияние фона, темнового тока ы нелинейности регистрирующей аппаратуры; На. - распределение энергии в спектре звезды за пределами земной атмосферы; Тя - кривая реакции системы телескоп-фотометр с данным филмром; р\ - коэффициент пропускания атмосферы; М -воздушная масса звезды в момент наблюдения; С - постоянная, определяющая нупь-пушет системы величин. Функция Тх с читается известной из лабораторных исследований. Практика показывает, что с точностью, вполне достаточной для целей редукции, распределение энергии Ех и спектральный коэффициент рх можно восстановить из самих многоцветных, измерений методом последовательных приближений, описанным в § 1.2. В следующем параграфе (1.3) представлена использованная нами мелодика редукции наблюдений из инструментальной в стандартную фотом стрическую систему, использующая восстановленные нами распределения Кх и известные кривые реакции систем.

Глава II. Методы анализа кривых блеска затменных переменных звезд.

Общую теорию затменных переменных, в течение более полувека служившую для вычисления фотометрических элементов этих двойных звезд, создал Рессел (1912). Однако в 60-х годах использование ЭВМ привело к коренной ломке старых классических методов, основанных па вычислениях, фотометрических фаз затмения с помощью предварительно вычисленных обширных таблиц. Наиболее последовательный и успешный цикл работ по переводу классических алгоритмов решения кривых блеска затменных звезд с гонкими фотосферами на "машинные" методы был выполнен в нашей стране Лавровым (1978). Для затменных систем с сильно деформированными компонентами методика вычисления фотометрических элементов разработана Бочкаревым, Каришой и Шакурой (1979), а также Балог, Гончарским и Черепащуком (1981). Для систем с протяженными атмосферами принципиально новый метод с использованием мощных ЭВМ впервые предложен Черепащуком (1974). В конце 70-х годов мы столкнулись с необходимостью надежного и эффективного метода для анализа кривых блеска затменных систем с эксцентричными орбитами при изучении вращения линии апсид в ТДС. Такой итерационный метод дифференциальных поправок был создан нами совместно с А;И:Хадиуллиной и с некоторыми дополнениями он применяется до настоящего времени.

Метод дифференциальных поправок использовался ранее только для окончательного уточнения элементов. Считалось, что из-за нелинейности задачи он применим лишь в тех случаях, когда предварительное решение найдено достаточно точно уже другим способом. Первые наши попытки использовать метод дифференциальных поправок как итерационный для анализа наблюдений системы VП43Cyg показали, что прямой подход к этой задаче не приводит к успеху. Последовательность решений в итерационном процессе, когда начальные элементы далеки от оптимальных, чаще всего не сходится, а расходится. На основе анализа полученных решений и результатов численных экспериментов мы ввели описанные в § 2,1 небольшие модификации в классический метод, которые привели к тому, что расходящиеся, ранее последовательности решений стали сходиться. Таким образом

т° = - 2.5 ^О + 2.5 ^

+ С

метод дифференциальных поправок превратился в эффективный мпнимизпрующпй метод для определения оптимальных фотометрических элементов. Опыт применения этого метода для решения кривых блеска нескольких десятков двойных систем показывает, что это, по-видимому, один из наиболее быстрых методов. Например, для оценки 10 параметров избранпой модели и их ошибок необходимо обычно всего лишь < 103 вычислений теоретической кривой блеска. В то же время в некоторых других методах для этой цели требуется ~ 105 ; 10' вычислений.

В этом же параграфе приведены все необходимые соотношения и алгоритмы для вычисления теоретической кривой блеска принятой нами модели двойной системы, состоящей из сферических компонент с линейными коэффициентами потемнения к краю на эллиптических орбитах. Фотометрические элементы такой модели включают 11 параметров: Пг, 1.12, и^ - относительные радиусы, светимости и коэффициенты потемнения дисков звезд к краю, соответственно для главной (1) и вторичной (2) компонент, г, 1 - эксцешриситет и наклонение орбиты, соответственно; а>| - долгота периастра главной компоненты, Ег - момент главного минимума, соответствующий эпохе анализируемых наблюдений; то - блеск системы в звездных величинах вне минимумов. Именно эти 11 фотометрических элементов определялись из условия минимума суммы квадратов уклонений наблюдаемой и теоретической кривых блеска описанным выше итерационным методом дифференциальных поправок для всех исследованных систем с вращением линии апсид.

Определите ошибок найденных элементов является одной из самых сложных и до конца не решенных проблем анализа кривых блеска. Учитывая состояние этой проблемы, мы использовали метод дифференциальных; поправок не только для итерационного поиска фотометрических элементов, но и для оценки их ошибок. Очевидно, что этот метод в применении к затмеяным системам является не совсем корректным, поскольку метод решения линейных уравнений используется для нелинейной задачи. Однако степень отклонения нашей задачи от линейной зависит от близости наблюдаемой и теоретической кривых блеска. Численные эксперименты показывают, что дня кривых блеска, подобных рассмотренным в диссертации в главах IV и V, при ст0|к 5 О.^О 1 метод дифференциальных поправок с точностью ~ 10% правильно отражает неопределенность искомых параметров. Однако при ог0ь5 > 0.т03 метод дифференциальных поправок перестает давать приемлемые оценки ошибок и необходимо использовать другие методы.

Из анализа кривых блеска определяются лишь относительные радиусы компонент в долях большой полуоси орбиты. Для определения абсолютных радиусов мы должны знать массы компонет, которые находятся из решения кривых лучевых скоростей. Когда наблюдаются спектры обеих компонент, задача определения масс является хорошо разработанным разделом практической астрофизики. Однако часто наблюдается спектр только одной компоненты, а для многих систем вообще не получены спектроскопические измерения. Тем ие менее, даже в таких случаях мы можем оценить массы и, соответственно, найти абсолютные значения радиусов. Для таких случаев нет общепризнанных методик, поскольку в зависимости от наличия той или другой дополнительной информации может быть использован тот или другой способ. Для всех исследованных нами загмецных систем мы получили многоцветные измерения, а при решении кривых блеска определяются цветовые характеристики каждой из компонент. Поэтому для оценки абсолютных элементов систем, у которых нет спектроскопических данных, в диссертации используется способ, основанный на решении системы двух уравнений. Первое уравнение - соотношение "масса -светимость", а второе следует из соотношения Стефана-Больцмана. В этой же главе рассмотрены способы вычисления абсолютных элементов, когда виден спектр лишь одной компоненты и известна функция масс.

Глава III. Вращение лилии апсид в тссяых двойных системах. Основные выводы теории и методы исследовании.

Затменные переменные звезды предоставляют единственную па сегодня возможность оценить распределение плотности р(г) по радиусу звезды. Такая возможность возникает в связи с тем, что взаимная приливная и вращательная деформация компонент в звездной паре нарушают их чисто кеплеровское движение. Эти нарушения проявляются для внешнего наблюдателя, в основном, в виде вращения шшии апсид (большой оси орбитального эллипса) со скоростью, зависящей от р(г) дня обеих компонент двойной. Полный поворот орбиты в достаточно тесной системе может происходить всего за несколько десятков лет. Наблюдаемые параметры этих систем являются неисчерпаемым источником информации дня дальнейшего развития физики и теории эволюции как одиночных, так и кратных звезд.

Основанная на классической (ньютоновской) механике динамическая теория рассматриваемого явления была впервые разработана Ресселом (1928) и затем уточнялось в работах Чандрасекара (1933), Коушшга(1938), Стерна (1939), Мартынова (1948) и Копала (1978). В § 3.1 представлены основные результаты этой теории в современном виде и обозначениях. Приведены зависимости скорости вращения линии апсид, <Bd> от фотометрических, и абсолютных элементов системы, а также от апшдального параметра кг, определяющего внутреннюю структуру звезды. Описана методика вычисления этого параметра через распределение плотности р(г), задаваемое теорией внутреннего строения звезды.

Кроме вращения линии апсид, вызванного приливной и вращательной деформацией компонент (классический член, <bd), эллиптическая орбита двойной звезды поворачивается, согласно ОТО, даже в случае точечных масс. Скорость этого поворота (релятивистский член, örti) зависит лишь от масс компонент, эксцентриситета орбиты и большой полуоси относительной орбиты. В § 3.1 представлены известные соотношения для аы- При этом релятивистское вращение орбиты происходит в том же направлении, что и классическое; шо, = ebd + ¿ы, и оба вращения происходят в направлении движения звезд-компонент по своим орбитам. В то же время, гравитациоппое воздействие треп,его тела может привести как к прямому, гак и к обратному апсидальному движению, в зависимости от ориентации орбит. Приведены соответствующие соотношения, определяющие скорость поворота орбиты, <вз, за счет влияния возможного (или реального) третьего тела.

В § 3.2 представлен обзор методов измерения поворота эксцентричной орбиты затаенной переменной звезды. Поскольку ®d г5, мы должны знать относительные радиусы компонент с высокой точностью (~ 1%), что возможно только в случае, если ТДС является затменной системой. Из-за эллиптичности орбиты вторичный минимум затменной звезды, Min II, обычно расположен не посередине между двумя последовательными главными, Min I, и его относительное положение определяется значениями гида. Поэтому в случае поворота линии апсид (изменение со) Min II будет циклически смещаться относительно фазы 0.5 Р в ту или другую сторону с периодом и„ь5, равным времени подлого оборота орбиты в пространстве. При этом, очевидно, будут меняться формы обоих минимумов, а также периоды их следования. В диссертации приведены все необходимые соотношения, а также рекомендации для использования тех или других методов для определения ш в зависимости от параметров затменной системы и имеющихся наблюдательных данных.

Наблюдаемые изменения периода затменной системы с эксцентричной орбитой иногда нельзя полиостью объяснить лишь вращением линии апсид. Отклонения наблюдаемых значений (О-С) от теоретических, вычисленных в предположении, что существует только апсидалыюе вращение, дают нам значения Д(0 С). Причин этих отклонений может быть много, но в случае хорошо разделенных систем, которые исследуются в диссертации, эти колебания, Д(О -С), происходят чаще всего вследствие

того, что тесная двойная система описывает орбиту относительно цегпра тяжести тройной системы. Световое уравнение z/c = f(t), возникающее вследствие такого движения, хорошо известно и из сравнения наблюдаемых, Д(0-С), и теоретических, z/c, значений светового уравнения определяются параметры долгопериодической орбиты. Для этой цели автором разработана специальная программа, работающая на основе итерационного метода дифференциальных поправок, которая была использована для анализа графиков Д(0-С) в системах RU Моп и DR Vul.

Глава IV. Исследование релятивистского поворота эксцентричной орбиты ТДС.

К началу наших исследований 1978 г.) было известно лишь 11 затаенных систем с хорошо установленным алсидалышм движением, в которых поворот орбиты происходил, в основном, за счет приливной н вращательной деформации компонент и не было ни одной системы, где релятивистское вращение было бы преобладающим. К настоящему времени известны 50 систем с вращением линии ацсид (см. Главу V диссертации), при этом в 11 из них поворот орбиты впервые открыт в ГАИШ МГУ при непосредственном участии автора. Мы качали изучение этой проблемы с релятивистских эффектов, поскольку, во-первых, как подчеркивалось еще Руджобингом (1959), в ТДС, в отличие от случая движения перигелия Меркурия, различаются абсолютная и относительная орбиты компонент, и поэтому могут возникнуть неожиданности в величине релятивистского эффекта. Во-вторых, поскольку мы наблюдаем всегда лишь суммарный эффект (ш0ы = ow + corj), для корректного определения мы должны быть уверены в теоретических соотношениях для cbni. Для исследования вопроса был составлен список затаенных систем: DIHer, V 1143 Cyg, ЕКСер, VSS9, RRLyn, V541 Cyg, в которых ожидаемый релятивистский член, шы, в апсидальном движении преобладал над классическим.

Для всех этих систем нами были построены высокоточные (с ошибкой индивидуального измерения от 0.в0025 до 0.™0070) кривые блеска в многоцветных фотометрических системах. UBV и (inni) WBVR. В Главе IV представлены результаты наблюдений, а также найденные автором фотометрические и абсолютные элементы, измеренные скорости вращения линии апсид этих систем, кроме RR I.yn, выводы и обсуждение полученных результатов. Результаты наших многолетних исследований RRLyn не приведены, поскольку оказалось, что в этой системе со и 180°. Такое положение орбиты неблагоприятно для измерения ш, и в ближайшие ~ 50 лет нереально определить скорость вращения орбиты у этой звезды. Для остальных систем нам удалось измерить с приемлемой точностью 15%) скорости апсидального вращения.

Однако первая же система, DI Her, в которой мы обнаружили и впервые измерили ШоЫ, преподнесла неожиданный сюрприз: наблюдаемая скорость, ш„ы, оказалась в три раза меньше ожидаемой, rlvi + <0ei, и при этом <в„ь* s юс). Полученный результат можно было интерпретировать так, что мы как бы не наблюдаем в этой системе релятивистский член, хотя ожидалось, что d)„i будет больше До сих не утихает полемика вокруг этого вопроса. Предлагаются различные гипотезы, вплоть до необходимости признания новой несимметричной теории гравитации (Моффат, 1984).

Первую реальную гипотезу, объясняющую аномалии в апсидальном движении DI Нет, выдвинул Шакура (1985), который предположил, что замедление движения периастра может быть вызвано быстрым вращением компонент вокруг осей, пе перпендикулярных орбитальной плоскости. В дальнейшем мы вернулись к этой проблеме и на основе обширных небесномехаиических расчетов, выполненных А.И.Захаровым и С.А.Ходыкиным, стало очевидно, что противоречие теории и наблюдений в этой системе, скорее всего, вызвано присутствием в системе третьей звезды.

В то же время, параллельно с полемикой вокруг DI Her, мы провели исследования других систем, которые показали, что с формулой ОТО для релятивистского члена, по-

видимому, все в порядке. В таблице приведены результаты измерения ¿0ь. для исследованных нами систем:

Система Uobs [лег] (0„ы (град/год) ¿rb = Иге! + COd S¡>rel/ (bel

V 541 Cyg 40 ООО 0.0090 ±13 0.0097 5.5

V 889 Aql 23 200 0.0155 ±23 0.0149 3.4

ЕК Сер 4 700 0.076 ±10 0.073 1.5

V 1143 Cyg 10 300 0.0350 ±36 0.0337 1.2

: DIHer 29 000 0.0124 0.0396 1.4

Особенно обнадеживают результаты, полученные для затмешюй системы

V 541 Cyg. Эта звезда имеет уникальные фотометрические элементы, и является наиболее перспективной как дня изучения релятивистского вращения орбиты, так и для исследования физических характеристик звезд-компонент. Она была открыта в ГАИШ МГУ ПГ.Куликовским, а нами получена первая фотоэлектрическая кривая блеска.

Из рассмотрения таблицы и результатов полемики вокруг проблемы DI Нет можно сделать вывод, что проведенный в диссертации цикл работ снял сомнения относительно справедливости соотношений ОТО для вычисления Поэтому в следующей главе, посвященной исследованию приливных эффектов в других системах, из общего наблюдаемого aobs мы всегда вычитаем теоретическое (согласно ОТО) значение cê„i, чтобы оставшуюся часть интерпретировать как ®d.

Глава V. Исследование затмсшшх систем с вращением орбиты за счет приливной и вращательной деформации компонент.

' В этой главе представлены результаты фотометрического исследования 11 затменных систем с эксцентричными орбитами: BW Aqr, V 47S Cyg, V 477 Cyg, ГГ Cas, AS Cam, OX Cas, CO Lac, RU Mon, HS Her, Y 451 Oph и DR Vul:

1). Для всех этих систем нами совместно с В.С.Козыревой, Л.В.Моссаковской и А. И.Халиушшной построены высокоточные кривые блеска в многоцветных фотометрических системах WBVR или UBY. ,

2). Из анализа кривых блеска и опубликованных данных для всех систем, кроме

V 477 Cyg, определены фотометрические к абсолютные элементы. Для V 477 Cyg достаточно надежные элементы были уже известны из литературы.

3). В шести системах: HS Her, V 478 Cyg, AS Cam, V 451 Oph, BW Aqr и OX Cas впервые обнаружено и измерено вращение линии апсид. У остальных систем значения

заметно уточнены.

4). Для всех систем, с использованием найденных фотометрических и абсолютных элементов, а также измеренных значащи ¿оь^ вычислены алсидальные параметры к2°ь* для возможности сравнения их с величинами ¿2th из теории внутреннего строения звезд.

5). Обнаружено третье тело и на . этой основе решена проблема апендального движения в RU Mon. Переменность RU Mon была открыта еще в 1902 г. Л.П.Церасской. А.Д.Дубяго и Д.Я.Мартынов в 1929 г. в АОЭ обнаружили вращение линии апсид. Затем в течение нескольких десятков лет многие исследователи пытались определить период вращения линии алсид, и„ь, в этой системе и получали разные значения для и0ь«: от 280 лег до 1000 лет. Поэтому были высказаны предположения,

что либо в этой системе происходит перетекание вещества от одной компоненты к другой, либо скорость апсидалышго движения меняется со временем. Для решения проблемы мы собрали все опубликованные наблюдения ГШ Моп и построили график (О-С) для обоих минимумов, охватывающий почти 90-летний ряд наблюдений. Из этого графика стало очевидно, что кроме вращения линии апсид наблюдаемые моменты минимумов, периодически смещаются за счет влияния третьего тела с периодом Рз = 68 лет. Из анализа соответствующего светового уравнения сделаны оценки параметров третьего тела и его орбиты: Мз > 2.2 М®, ез г 0.4, а>з = 230°, Лз > 8.36 а.е.

В § 5.5 приведен каталог из 50 затаенных двойных систем с известными периодами вращения линии апсид. Это первый каталог такого объема и полноты (до середины 1996 г.). Физ!иескне_11 геометрические параметры, приведенные там и использованные при вычислениях кг01*, взяты как из оригинальных статей, так и из известных каталогов. Для абсолютного большинства систем ошибка в кг"и не превышает ± 0.1. Значения / ©I- приняты для случая синхронизации орбитальпого (а>ь) и осевого (ю^) вращений в момент прохождения звездами периастра.

Из рассмотрения каталога видно, что на сегодняшний день накоплен большой наблюдательный материал по вращению линии апсид в затмашых системах с очень разными физическими параметрами: Р = 1.<|26 + 17."Ч; М = 1.4 ^ 22.9 М®; г = 0.042 + 0.280; е = 0.012 :■ 0.541. Поэтому и наблюдаемые периоды вращения орбит меняются от 21.3 года (О ОрЬ) до 46 000 лет (а Ст В). Все это создает реальные условия для взаимной проверки выводов теории внутреннего строения звезд и теории апсидального движения из сравнепия наблюдаемых и теоретически ожидаемых параметров кг- Такое сравнение проведено в § 5.6 диссертации.

Теоретические ■значения к2л для распределений плотности р(г), задаваемых модельными расчетами внутренней структуры звезды, опубликованы в целом ряде работ. Подробный обзор работ до 1988 г., посвященных построению теоретических моделей звезд и их эволюции, дан в монографии Масевич и Тутукова (1988). Однако параметры кг"1 или необходимые дня их вычисления распределения р(г) опубликованы в немногих из них. Чандрасекар (1933) вычислил; эти параметры для полигропных моделей. Для более реальных моделей звезд ГП, построенных на базе ядерных источников энергии, значеши кг* были впервые посчитаны Шварцшильдом (1958), Семенюк и Пачиньским (1968) и другими. Начиная уже с этих пионерских работ стало ясно, что наблюдения показывают большую концентрацию вещества к центру, чем теоретические модели для звезд начальной главной последовательности (НГП). Количественно это выражалось в том, что кг4* были, в среднем, примерно в три раза больше, чем кг"1*. Вначале казалось, что наблюдаемые различия можно полностью объяснить эволюционными эффектами, поскольку было известно, что в процессе выгорания водорода в ядре значения кг, как правило, уменьшаются. Однако при этом изменяются и другие основные параметры звезды, в частности, Ь и Я, и теория должна одновременно удовлетворять всем параметрам: М, Ь, Я и кг. Кроме того, в ТДС теоретические модели должны удовлетворять естественному требованию единого возраста и одинакового начального химсостава обеих компонент. До последнего времени теория внутрешгсго строения и эволюции звезд была не в состоянии удовлетворительно описать наблюдаемые величины: учет эволюционных эффектов уменьшил систематические различия между к2оЬ5 и кг"1 с грех раз примерно до полутора. Учет осевого вращения и вариации (в разумных пределах) химсостава и длины перемешивания несколько улучшили ситуацию, но не смогли полностью убрать систематические различия. Заметно изменили состояние проблемы новые таблицы коэффициентов поглощения, опубликованные Роджерсом и Иглесиасом (1992). В этих таблицах до двух-трех раз увеличены коэффициенты непрозрачности по сравнению с использовавшимися ранее данными за счет более полного учета поглощения в

спектральных литых и лучшей аппроксимации уравнений состояния атомов. С использованием новых таблиц непрозрачности Кларет н Джименез (1992) рассчитали широкую сеть моделей звезд различных масс, химсостава и разных стадий эволюции (вплоть до первой фазы горешы углерода) и вычислили для всех моделей аподальные параметры кгЛ.

В диссертации проведено сравнение наблюдаемых значений кг"1* из нашего каталога и теоретических кг"1', взятых из последней цитированной работы. Выбраны значения кг**1 для солнечного химсостава (У = 0.28, 2 = 0.02). Кроме массы и химсостава, входным параметром таблиц для кг4 является возраст звезды, который определялся нами на основе значений массы звезды М и ускорения силы тяжести без учета абсолютной светимости, поскольку Массы и радиусы компонент затменных систем измеряется обычно с большей точностью, чем их светимости.

Основные выводы из проведенного сравнения следующие. При использовании современных моделей звезд учет эволюционного статуса звезды (на основе М и й) убирает, в основном, систематические различия между к2°ы и кг"1 для звезд ГП IV ■:■ V класса светимости. Однако для более поздних стадий эволюции звезд I ^ III класса теоретические модели дают все еще систематически меньшую копцешрацию вещества к центру, чем наблюдаемые кг"1". Кроме того, самые молодые звезды НГП также показывают, в среднем, несколько большую концентрацию вещества, чем теоретические модели. В диссертации подробно обсуждаются возможные причины сильных различий к?01" и к2й для нескольких звезд. Из результатов этой главы и проведенных обсуждений видно, что теория внутреннего строения звезд тесно связала с апсидальным параметром кг, и именно опираясь на этот параметр теория делает все более смелые шаги в недоступные звездные недра.

Глава VI. Исследование затменных двойных систем с пекулярными компонентами на поздних стадиях эволюции.

Эта глава посвящена изучению двух известных двойных звезд, V 1357 Су^ и У471 Таи.

Оптическая переменность звезды НОЕ 226868 = ВО + 34°3815 = V 1357Cyg, отождествляемой с источником рентгеновского излучения Су£ Х-1, была открыта В.М.Лютым и объяснена эффектом эллипсоидадьности видимой компоненты Лютым, Сюняевым и Черепащуком (1973). Это позволило им на основе вероятного предположения, что видимая компонента заполняет свою полость Роша, получить нижнюю границу для массы вторичной компоненты (рентгеновского источника): Мх > 8 Мо. Поскольку при такой массе рентгеповский источник не может быть нейтронной звездой, Су6 Х-1 возглавил список кандидатов в черные дыры. Однако к началу наших исследований (1974 г.) имеющиеся наблюдения не исключали тройственности V 1357 Су&, то есть, не исключалось, что приведенная оценка массы относится не к рентгеновскому источнику (черной дыре), а к обычной оптической звезде, вокруг которой вращается нейтронная звезда - источник рентгеновского излучения Cyg Х-1.

Наша работа была поставлена с цепью уточнения кривой блеска V 1357 Cyg и выяснения вопроса о возможной тройственности системы. В §6.1 приведены результаты высокоточной (а„ы^ - 0.п,004) широкополосной ЦВУ-фотомегрии этой звезды, проведенной на 60-см рефлекторе Крымской обсерватории ГАИIII МГУ в течение 35 ночей. Из построенной нами кривой блеска можно сделать следующие выводы: а) изменения блеска, связанные с орбитальным обращением, имеют двойную волну с полной амплитудой 0.т045 ± 0.°005; б) в пределах ± 0."°005 кривая блеска симметрична относительно фаз 0.р00; 0.р25 и 0.р50; в) показатели цвета (В - V) и (и - В) не меняются с фазой; г) разброс точек (до 0.т03) значительно превышает точность наблюдений, что показывает наличие физических флуктуации блеска в системе.

Для этой системы особое значение приобретает исследование флуктуации блеаса. Это связано с тем, что в случае тройственности V 1357 Cyg на изменения блеска, связанные с эшвшсоидальностью первичной компоненты ВО Ib должны накладываться периодические изменения блеска второй оптической звезды, вызванные заполнением ею полости Роша. Зная параметры системы, можно было оценить как амплитуду, Аа, так и период, Рг, этих дополнительных изменений блеска:. Р2 ~ 0.a25 + 2.d0; Аг S.0.m02. Мы провели детальный анализ флуктуации блеска и не обнаружили в них периодичности с указанными параметрами и Аг. Поэтому наши исследования, представленные в § 6.1, по-существу, закрыли проблему тройственности системы.

Пасомые геометрические элементы этой двойной системы и, соответственно, оценки масс компонент сильно зависят от формы и амплитуды орбитальной кривой блеска. С целью выявления изменений блеска, связанных только с орбитальным вращением компонент, все опубликованные наблюдения V 1357 Cyg в каждом фильтре UBV были объединены, па основе метода "усреднения по группам", разработанного автором. Сводные кривые блеска во всех UBV-цвегах, объединяющие около 2500 индивидуальных измерений имеют точность ~0.ш003. В работах многих авторов с использованием как наших наблюдений, так н построенных в диссертации наиболее точных средних кривых блеска V 1357 Cyg, получены оценю! масс компонент этой двойной системы, которые, по-существу, неопровержимо свидетельствуют, что масса рентгеновского источника Мх > 5.6 Мо, что превышает верхний предел массы для нейтронных звезд. Поэтому результаты наших исследований, представленные в. § 6.1 диссертации, внесли заметный вклад в решение этой фундаментальной проблемы -оценки массы Cyg Х-1.

В § 6.2 даны результаты определения радиуса белого карлика на основе высокоскоростной электрофотометрии затменной звезды V 471 Таи (К2 V + wd). Мы провеян фотометрию этой звезды с помощью системы "элеюрофотометр - ЭВМ" Тянь-Шань ской высокогорной обсерватории ГАИШ МГУ, разработанной В.Г.Корниловым. Наблюдения выполнены па 48-см рефлекторе АЗТ-14 в фильтрах W и В в течение четырех ночей с временем накопления 1 сек. Измереннне -характеристики кривых блеска следующие: глубина затмений в фильтрах W и В составляет 0.т31 и 0.ш09, соответственно, продаджитётНбсть частных фаз затмения составляет 55 сек. Решение кривой блеска проведено итерационным методом дифферепциалных поправок. Ввиду относительно малого радиуса белого карлика не представляется возможным однозначно определить все фотометрические элементы. Поэтому были заданы следующие параметры компоненты К2 Y: ги = (0.80 ± 0.08) R®, Ми - 0.70 М®. Из решения кривой блеска и известной функции масс этой двойной системы мы нашли: i = 80" ± 2°.5, rwd = (0.0105 ± 0.0012) R®, M»d = 0.72 Me, T„d Sí 25 000 К. Белый карлик с такими характеристиками ложится на зависимости "масса-радиус" на последовательность белых карликов, цедра которых состоят из относительно легких элементов - гелия, углерода, магния.

Глава VII. Исследование затменных двойных звезд, содержащих компоненту с протяженной оболочкой типа Вольфа-Райе.

Более чем вековой срок обширных исследований на основе фотометрических, спектроскопических и спектрофотометрических наблюдений одиночных звезд Вольфа-Райс (WR) на крупных телескопах, включая наблюдения в последние годы со спутников в далекой ультрафиолетовой, рентгеновской и ИК-областях спектра, не позволили установить окончательно природу этих звезд.

Единственную возможность выхода из создавшейся тупиковой ситуации представляли исследования затменных систем. Среди почти 200 звезд WR известны 7 затменных систем, содержащих компоненты типа WR. Черепащук (1974) предложил новый метод интерпретации кривых блеска затменных систем с протяженными

оболочками, основанный на решении интегральных уравнений для потери блеска относительно функций, выражающих распределение яркости и свойств

поглощения по диску звезды. Нами, совместно с Черепащуком, были получены узкополоспые (ДX 50 * 100 А) кривые блеска V 444 Cyg (WN5 + Об) в оптическом континууме и в эмиссионных линиях. Анализ этих кривых блеска новым методом позволил определить верхний предел радиуса ядра звезды WN5: twns ¿ 2.6 R®, а также найти нижний предел температуры ядра WN5: Т > 70 ООО К. Поскольку при этом Mwns = 10 М®, WN5-KOMnonema не может быть звездой плавной последовательности, тем более не может находиться на стадии гравитационного сжатия. Отсюда следовал естественный вывод, что звезды WR являются по-видимому, гелиевыми звездами. Этот фундаментальный результат, подучивший широкую известность, требовал дополнительных подтверждений.

Поэтому было принято решение расширить спектральную область и попытаться получить кривые блеска затмеиных систем с WR-компонентами в далекой УФ-области. По нашей просьбе американский астрофизик Дж.А.Итон получил на орбитальной станции ОАО-2 многоцветные кривые блеска V 444 Cyg в XX 2460 4200 Á. В апреле и ноябре 1981 г. по пашей совместной с А.М.Чфепащуком и ДжА.Итоном заявке нам было предоставлено время па орбитальной обсерватории IUE для наблюдений V 444 Cyg и CV Ser (WC7 + 08). Для V 444 Cyg нами получены 53 коротковолновых (SWP = 1150 : 1950 Л) и 11 длинноволновых (LWP = 1900 * 3200 Á) спектров на IUE спектрографе с большой апертурой и с низкой дисперсией (разрешение 5 А). Для CV Ser получено 16 SWP и 12 LWP спектров на той же аппаратуре. В § 7.1 диссертации приведены результаты этих наблюдений как непосредственно в виде SWP и LWP спектров V 444 Cyg и CV Ser, так и в форме узкополосных кривых блеска этих систем в различных участках континуума и в отдельных эмиссионных линиях, полученных интегрированием этих спектров в отдельных полосах (ДХ ~ 50 200 Á).

Из условия минимизации сильной и широкой полосы межзвездного поглощения на X 2200 Á найдены следующие избыла! цвета:

Ев-v(V444 Cyg) = 0.™99 ±0.m07; EB_v(CVSer) = 1.т15±0."'07

С этими значениями Eb_v и на основе средней кривой межзвездного поглощения спектры были исправлены за покраснение. Из рисунков, представленных в диссертации, видно, что стандартный закон хорошо исправляет полосу межзвездного поглощения на X 2200 Á. Из анализа профилей линий СIV, Не И, N IV и Si IV в коротковолновых SWP-спектрах V 444 Cyg и SV Ser мы оценили терминальные скорости, v„, для истечения вещества из этих звезд:

v„ (WN 5) = 2500 ± 100 км/с; v„ (WC 7) = 2730 ± 200 км/с.

Наиболее разительным фазовым эффектом полученных спектров V 444 Cyg является сильная депрессия континуума на длинах воли короче X £ 1470 А в фазах вблизи атмосферного затмения. По-видимому, эта полоса поглощения обусловлена частоколом линий ионизованного железа Fe V. В спектрах CV Ser на фазах атмосферного затмения также наблюдается депрессия глубиной до 0.ш8 (!) в области XX 1520 1730 А. Наиболее вероятной причиной найденной депрессии являются многочисленные линии Fe IV, расположенные в этой области. Если наше предположение о значительном влиянии поглощения в линиях Fe IV и Fe V в оболочках WN5 и \УС7-звезд верно, то отсюда следует важный вывод. Нижние уровни d34s иона Fe V и d44s иона Fe IV, из которых возникают, по нашему предположению, линии поглощения в спектрах V 444 Cyg и CV Ser, являются метасгабильными и могут возбуждаться либо электронным ударом, либо высокочастотным излучением (« 500 А

и к 420 А дня Ре V и Ре IV, соответственно). Для ударного механизма требуется электронная температура Те > 105 К, которая не наблюдается. Для обеспечения достаточного поля излучения в XX 420 я 500 А требуется Т,^ = 60 + 100 кК. Следовательно, мы получили дополнительный аргумент в пользу высоких Тэфф звезд \УК.

Появление и усиление абсорбционных компопент эмиссионных лилий в фазах атмосферного затмения, а иногда и полное исчезновение эмиссионных составляющих в этих фазах, что ясно видно из представленных в диссертации Б\УР спектров, исключают возможность интерпретации изменений с фазой шпенсивностей шппш как эффектов геометрических затмений. Эта факты подтверждают использованную в пашей работе модель, согласно которой .уменьпгаше интенсивности эмиссионной линии объясняется наложением на нее абсорбции, образующейся в непрерывном спектре спутника в результате селективного поглощения света последнего в оболочке Тем самым подтверждаются результаты определения распределения объемного коэффициента поглощения в частотах различных спектральных линий в оболочках У444СугиСУ8ег.

В § 7.2 представлены результаты широкополосной электрофотометрии V 444 Cyg в фотометрической системе иВУ, выполненной на 60-см рефлекторе Цейсс-600 Крымской обсерватории ГАИШ МГУ. В течение 41 ночи получено по 490 измерений блеска V 444 Су% в каждом из фильтров и по 125 измерений контрольной звезды. Среднеквадратпческая ошибка измерений, о0и, составляет 0.т0069, 0.и0072 и 0 т00К0 дая фильтров V, В и: и соответствешю. Эти наблюдения наглядно показали, что кривые блеска, построенные в разные почп, различаются не только в общем блеске звезды в дшшой фазе, но и в формах затмений. Анализ подобных изменений кривой блеска с очевидностью показал, что звезда подвержена физическим флуктуациям блеска как от ночи к ночи, так и в течение нескольких часов наблюдений, с амплитудой до 0."1. Флуктуации в разных фильтрах ЦВУ хорошо коррелируют между собой. Из сравнения современных фотоэлектрических наблюдений V 444 Cyg с наиболее рапней фотографической кривой блеска этой системы видно, что цитрина главного мшшмума фотографической кривой блеска почти в два раза меньше, чем ширила современных кривых. Этот факт отражает кардинальную перестройку структуры оболочки \VN5-звезды за время ~ 50 лет.

Физические характеристики и структура оболочки \УЫ5-звезды, определенные из совместного анализа наземных н спутниковых фотометрических данных, представлены в § 7.3. Кривые блеска V 444 Су§ в широком спектральном диапазоне от X 2460 А до 3.5 [х были решены методом Черепащука (1974). Основные вывода и результаты этого исследования следующие:

1. В ультрафиолетовой и оптической областях спектра (Я < 5000 А) яркостная температура центра диска \У1чГ5-компоненгы в среднем равна;

ТьС|>ге = 80 ООО + 10 ООО К

Начиная с X = 6000 А происходит уменьшение Ть до 23 000 К на X - 3.5 ц, что очевидно связано с увеличением непрозрачности за счет вклада свободно—свободных переходов и соответствующим увеличением эффективного радиуса звезды.

2. Цветовая температура Тс всего диска \УК5-звезды составляет около 20 000 К в УФ области, уменьшаясь до ~ 8000 К в ИК-лучах. Температура центральных частей диска составляет:

Тс™" £ 80 ООО - 100 000 К, а температура оболочки очень низкая: Тс01* ~ 7000 К.

3. Радиус ядра го, определяемый значением г, на котором оптическая толща по электронному рассеянию равна 2/3, составляет:

го < 2.9 К® при х. = 2/3

4. Уже в сравнительно глубоких слоях оболочки (те 2 1.0) скорость истечения вещества достигает значений ~ 500 км/с. То есть, в отличие от ветров ОВ-звезд, ускорение вещества в оболочках звезд \УЯ начинается на большой оптической глубине в континууме. До последнего времени теория звездного веггра не могла объяснить этот наблюдательный факт. Однако благодаря новым таблицам непрозрачности Роджерса и Иглесиаса (1992) появилась возможность построить модель внутренней оболочки для звезд которая в состоянии объяснить ускорение оболочки под действием лучевого давления на больших оптических толщах (~ 20) (Халиуллип и Халиуллина, 1997).

Приведенные в §7.3 результаты интерпретации многоцветных кривых, блеска затменной системы V 444 Суц в широком спектральном диапазоне подтвердили более ранние выводы о физических характеристиках \УЫ5-компопе1пы, сделанные из анализа наблюдений лтпь в оптической области спектра. Найдеппые характеристики звезды >?/№ больше соответствуют звездам с горением гелия в ядре. Таким образом, из затменных данных можно считать установленным, что предсказаппмс теорией эволюции ТДС (Пачиньский, 1967; Тутуков и Юнгельсон, 1973) гелиевые остатки первоначально более массивных звезд мы наблюдаем именно в виде звезд типа

Одной га фундаментальных характеристик звезд \У1? является величина Мш. -интенсивность истечения вещества в виде звездного ветра. Значения Мадь найденные из ИК-данных и радиоизлучения, требуют знания распределения скоростей в оболочке, химического состава, степени ионизации, электронной температуры, расстояния до звезды. Кроме того, эти величины Ми обычно вычисляются в предположении сферической симметрии расширяющейся однородной оболочки с плотностью р а- г"2. Наиболее критичным является предположение об однородности оболочки, поскольку свободно-свободное излучение пропорционально примерпо квадрату плотности. В то же время, в § 7.3 приведены убедительные аргументы в пользу сильной неоднородности оболочек Это говорит о том, что измерения ИК- и радиоизлучения дают мало информации о величине м и необходимо найти способ оценки этой величины, независимый от большого количества априорных предположений. , Такую возможность дает паи изменение орбитального периода двойной системы, Р, под влиянием истечения вещества или обмена масс между компонентами. В § 7.4 диссертации рассмотрены разные модели истечения вещества и_ приведены соответствующие теоретические соотношения, связывающие величины Мтте и Р. На основе анализа всех опубликованных фотометрических данных автором диссертации открыто изменение периода V 444 Суд,:

Р = (0.20 + 0.02) сек/год

и для разных моделей истечения приведены динамические оценки интенсивности потери вещества \VN5-komi гонентой. Показано, что наиболее вероятной для этой системы является модель радиалыю-симметричного истечения вещества за пределы системы. Для этой модели найдено:

Мта = - (1.02 ± 0.20) - Ю'5 Мо/год.

Величина М®, полученная нами из динамики системы V 444 Су^, в три раза меньше значения этой величины, вычисленного из радиоизлучения этой звезды. Это свидетельствует в пользу облачной структуры оболочек Изменение периода

V 444 С}^ представляет на сегодняшний день, ио-существу, единственную надежную оценку Мта.

В § 7.5 представлены результаты узкополосной (АЛ. « 90 А) электрофотометр™ другой затаенной системы, СС^ Сер (\УК6 + 07), в двух областях континуума (А. 4795 и X 6320 А) и в двух областях спектра, содержащих эмиссии Не II 4686 и Не П, На 6563. В качестве монохроматоров применялись интерференционные клиновидные светофильтры (ИКФ). Был использован электрофотометр, специально сконструированный для работы с ИКФ. Основным результатом этих наблюдений является го, что интенсивности эмиссионных линии Не II 4686 и Не П, На 6563 изменяются в противофазе с изменениями непрерывного спектра.

Для объяснения такого поведения с фазой интенсивпостсй эмиссий автором диссертации предложена оригинальная модель, которая к сегодняшнему дню получила дополнительные подтверждения. Эта модель предполагает значительную непрозрачность оболочек в линиях субордипантных серий и квазитурбулентные движения в оболочке со скоростями, в несколько сотен километров в секунду. Как наши наблюдения на ШЕ, так и наблюдения других звезд \УН. с высоким спектральным разрешением на этом же спутнике показывают значительную непрозрачность оболочек этих звезд в частотах спектральных лший (не только резонансных), наличие в них сильных хаотических движений и неоднородную (облачную) структуру,

В последнем параграфе (7.6) на основе классической теории Соболева (1947) для движущихся оболочек звезд дано объяснение красному смещению оптически толстых эмиссионных лишпЧ Не II 1640 и NIV 1718 в спектрах звезд Из коротковолновых спектров с высоким разрешением (~ 0.2 А), полученных на ШЕ, видно, что эти линии смещены в длинноволновую сторону спектра на величину, соответствующую скорости ~ 250 км/с. Подобное смещение имеют и некоторые другие эмиссии. Эти смещения нельзя объяснить только наложением коротковолновой абсорбции ввиду относительной слабости континуума в спектре, например, 1ГО 50896 (ШЧ5).

В то же время известно (Мпхалас, 1982), что эмиссионная линия, излучаемая дифференциально расширяющейся относительно наблюдателя (в направлении г) туманностью, смещается в красную сторону на величину порядка тепловых скоростей, даже если ее средняя скорость, V*, равна нулю.

В связи с тем, что средние тепловые скорости, Vг, в оболочках звезд ЛИ?, намного меньше радиальных скоростей расширения (у„ > 2000 км/с), ранее считалось, что нет необходимости расчитывать спектральный состав излучения, ускользнувшего из элементарного объема оболочки. При расчетах профилей линий вычислялись лишь интегральные факторы ускользания, рас, что приводило к симметричным контурам эмиссий (без учета коротковолной абсорбции и эффектов экранирования). Однако в последнее время появились веские аргументы, что ^ определяется не только тепловыми скоростями, но и хаотическими (квазитурбулентными) движениями, и отношение у( / V«, может достигать ~ 0.1. В этом случае при расчете профилей линии, наряду с юстегралылш фактором ускользания, необходимо учитывать монохроматический фактор ускользания, р„. В диссертации показано, что при таком подходе и VI ~ 100 км/с теория Соболева в состоянии объяснить не только наблюдаемые профили эмиссионных линий, но и их красные смещения в случае ускоренного истечения вещества в оболочках звезд \¥Е.

В Заключении приведены основные выводы и результаты работы. Они в несколько расширенной форме повторяют положения, вынесенные па защиту.

Всего по теме диссертации опубликовано 43 статьи, из иих. 30 совместных.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Халиуллин Х.Ф., 1972, Затменно-двойная Вольфа-Райе CQ Сер в монохроматическом свете эмиссионных линий и континуума, Аетрон. ж., 49, 777785.

2. Халиуллин Х.Ф., 1973 a, UBV - фотометрия затмснно-двойной звезды типа Вольфа-Райе V444 Лебедя, Переменные звезды, 19, 73-88.

3. Халиуллин Х.Ф., 1974, К проблеме истечения вещества из звезд Вольфа-Райе, Астрон. ж., 51, 395-401.

4. Халиуллин Х.Ф., 1975, UBV-фотометрия звезды V 1357 Cyg (Cyg Х-1), Письма в Астрон. ж., 1, 30-35.

5. ХалиуллинХ.Ф., Черепашук AM., 1975, Затменная система V 444 Cyg (WN5 + Об) в свете эмиссионных линий Hell 4686, (Hell + Нх) 6563, NIV 7112, Астрофизика, 11, вып. 4, 593-607.

6. Халиуллин Х.Ф., Черепашук А.М., 1976, Интерпретация затмений в частотах линий в двойных системах с компонентами Вольфа-Райе, Астрон. ж., 53, 327-337.

7. Халиуллина А.И., Халиуллин Х.Ф., Черепашук А.М., 1979, Об эффективности фотоэлектрических наблюдений в зависимости от качества изображений, Астрон. ж., 56, 888-896.

8. Martynov D.Ya. and Khaliulliii Kh.F., 1980, On the relativistic motion of the periastron in the eclipsing binary system DI Herculis, Astrophys. and Space Sci., 71, 147-170.

9. Khaliullin Kh.F., 1980, Mass loss by Wolf-Rayet Stars, Proc. of the meeting "Ejection and Accretion of Matter in Binary Systems", Tatranska Lomnica, April 22-24, 99-108.

Ю.Халнулшш Х.Ф., Халиуллина А.И., 1981, UBY-фотометрия звезды V1357 Cyg (Cyg Х-1). Средние кривые блеска, Асгрон.ж., 58, 1043-1050.

11.Халиуллин Х.Ф., Черепащук А.М., 1982, Звезды Вольфа-Райе. В кн. Итога науки и техники, серая Астрономия, т.21, Москва, ВИНИТИ, 5-26.

12.Khaliullin Kh.F., and Kozyreva V.S., 1983, Apsidal motion in the eclipsing binary AS Cam, Astrophys. and Space Sci., 94, 115-122.

13.Хялиуллин Х.Ф., 1983, Вращение линии апсид в затменной системе V 1143 Лебедя, Апрон. цирк., № 1262, 1-3.

14.Халиулшш Х.Ф., 1983, Релятивистское вращение орбиты затменной двойной системы ЕК Сер. Астрон. ж., 60, 72-82.

15.Khaliullin Kh.F. and Kozyreva V.S., 1984, Apsidal motion in the eclipsing binary system V 451 Ophiuchi, Astrophys. and Space Sci., 106,93-101.

16.Халиушшн Х.Ф., Халиуллина А.И., Черепащук A.M., 1984, Увеличение периода затменной системы Y 444 Cyg и потеря массы звездой Вольфа-Райе, Письма в астрон. ж., 10, № 8, 600-603.

17.Халиуллина А.И., Халиуллин Х.Ф., 1984, Итерационный метод дифференциальных поправок для анализа кривых блеска затменных двойных звезд, Астрон.ж., 61, 393402.

18.Cherepaslichuk А.М., Eaton J.Л. and Khaliullin Kh.F., 1984, Ultraviolet Photometry from the Orbiting astronomical Observatory. XXXIX. The structure of the eclipsing Wolf-Rayet binary V444Cygni as derived from light curves between 2460A and 3.5 micron, Astrophys. J., 281, 774-788.

20.Eaton J.A., Cherepashchuk A.M. and Khaliullin Kh.F., 1985, Analysis of ultraviolet atmospheric eclipses in the Wolf-Rayet Binary CV Serpentis, Astrophys. J., 296, 222-231.

21.Eaton J.A., Cherepashchuk A.M. and Khaliullin Kh.F., 1985, Stratification of the extended atmosphere of the Wolf-Rayet component of V 444 Cygni, Astrophys. J., 297, 266-274.

22.Мошкалев В.Г., Халиуллин Х.Ф., 1985, Итерационный метод учета атмосферной эспшкции при фундаментальной гетфохромной астрофотомстрии, Астрон. ж., 62, 393-403.

23.Khaliullin Kh.F., 1985, The unique eclipsing binary system V541 Cygni with relativistic apsidal motion, Astrophys. J., 299, 668-673.

24.Khaliullina A.I., Khaliullin Kh.F., Martynov D.Ya., 1985, Apsidal motion and the third body in the system RU Monoccrotis, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 216, 909-922.

25.Khaliullin Kh.F. and Kozyreva Y.S., 1986, Apsidal motion in the eclipsing binary system of BW Aqr, Astrophys. and Space Sci., 120, 9-16.

26.Khaliullin Kh.F., Kozyreva V.S. and Leontiev S.E., 1987, Apsidal Motion in the Eclipsing Binary System OX Cas, Astrophys. and Space Sci., 138, 361-368.

27.Хялиуллина А.И., Халиуллин ХФ., 1988, Фотометрическое исследование затменно-двойной звезды DR Vul. Параметры системы и вращение линии апсид, Астрон. ж., 65, 108-116.

28.Khaliullin Kh.F. and Kozyreva V.S., 1989, Photometric light curves and physical parameters of the eclipsing binary systems IT Cas, CO Сер, AI Hya with possible apsidal motions, Astrophys. and Space Sci., 155, 53-69.

29.Халиуллин Х.Ф. и Халиулдина АЛ I., 1989, Фотометрическое исследование затменно-двойной системы среляпгвистскнм вращением орбиты V 889 Aql, Астрон. ж., 66, 7683.

30.Халпулшш Х.Ф., 1989, О турбулентности оболочек звезд Вольфа-Райе, Астрон. цирк., № 1537, 15-16.

31.Khaliullin Kh.F., Khodykin S.A., ZakharovA.I., 1991, On the nature of the anomalously slow apsidal motion of DI Herculis, Astrophys. J., 375, 314-320.

32.Халиуллина А.И., Халиулшш ХФ., 1992, Вращение линии апсид в затменной двойной системе HS Гфкулеса, Астрон. цирк., № 1552, 15-16.

33.Моссаковская Л.В. и Халиулшш Х.Ф., 1996, Вращение линии апсид в системе V 478 Лебедя. Письма в Астрон. ж., 22, 132-134.

34.Халиуллин Х.Ф., 1997, Вращение линии апсид в тесных, двойных системах, в кн. "Двойпые звезды", ред. А.Г.Масевич, Институт астрономии РАН, М., изд-во ВИНИТИ, с. 139-161.

Список литературы

1. Балог Н.И., Гончарский А.В. п Чфепащук А.И., 1981, Астрон. ж., 58, 67.

2. Бочкарев Н.Г., Карицкая Е.А. и Шакура Н.И., 1979, Астрой, ж., 56, 16.

3. Кларет и Джименез, 1992 — Claret A. and Gimenez A, Astron. Astrophys. Suppl., 96, 255.

4. Копал, 1978 —Kopal Z., Dynamics of close binary systems, Dordrecht: Reidel.

5. Коулинг, 1938 —Cowling T.G., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 98,734.

6. Лавров М.И., 1978, докторская диссфтация, Москва, ГАИШ МГУ.

7. Лютый В.М., Сгоняев Р.А. и Чфепащук А.М., 1973, Астрон. ж., 51, 1150.

8. Мартынов Д.Я., 1948, Известия АОЭ, 25, 5.

9. Масевич А.Г. и Тутуков А.В., 1988, Эволюция звезд. Теория и наблюдения, М., "Наука".

Ю.Михалас Д., 1982, Звездные атмосферы, в 2-х частях, М., "Мир". П.Моффат, 1984 — Moffat J.W., Astrophys. J., 287, L77.

12.Пачиньский, 1967 — Paczynski В., Acta Astron., 17, 355.

13.Рессел, 1912 —Russell H.N., Astrophys. J., 36, 54.

14.Рессел, 1928 —Russel H.N., On the advance of periastron in eclipsing binaries, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 88, 641.

15.Роджере и Игпесиас, 1992 — Rogers R.I. and Iglesias C.A., Astrophys. J. Suppl., 79, 507.

16.Руджобинг, 1959 — Rudkjobing M., Ann. Astrophys., 22, 111.

17.Семенюк и Пачииьский, 1968 — Semeniuk I. and Paczynski В., Acta Astron., 18,33.

18.Соболев B.B., 1947, Движущиеся оболочки звезд Л., изд-во ЛГУ.

19.Стерн, 1939 — Steme Т.Е., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 99, 451.

20.Страйжис В., 1977, Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс, Мокслас.

21.Тутуков А.В. и Юнгельсон Л.Р., 1973, Эволюция тесных двойных систем и звезды Вольфа -Райе, Научные информации Астрон. Совета АН СССР, вып. 27, 58.

22.Халиуллш1, Х.Ф. и Халиушшна А.И., 1997, в печати.

23.Холопов П.Н. и др., 1985-90, Общий Каталог Переменных Звезд, 4-е изд. 24.Чандрасекар, 1933 — Chandrasekhar S., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 93, 449. 25,Черепащук A.M., 1974, Астрон. ж., 51, 542.

26.Черепащук A.M., 1975, докторская диссертация, Москва, ГАИШ МГУ.

27.Шакура Н.И., 1985, Письма в Астрон. ж., 11, 536.

28.Шварцшильд, 1958 — Schwarzschild М., Structure and evolution of the stars, New York: Dover Publ.