Фотоэлектрические наблюдения покрытий звезд Луной и анализ результатов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.01 ВАК РФ

КАЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ г .. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ им. В.ПЭНГЕЯЬГЛРДТА

На при«х рухописи

ШЛЙМУХЛМЕТОЗ РАМИЛЬ РАШИТОВИЧ

УДК 521.85, 520.852, 520.87

ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ ПОКРЫТИЙ ЗВЕЗД

ЛУНОЙ

Й АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ

Специальность 01.03.01 - астрометрия, иебееяая иехеника

АВТОРЕФЕРАТ диссертация ив ссвекбяя® ученой степям кандидата фюпкочнтеиатвчгских наук

КАЗАНЬ- 1994

Работа выполнена в Астрономической обсерватории им. В.П.Энгельгардта

Научный руководитель: доктор физико-математических наук, Н.Г.Ризванов

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук, й,"й. Полочкен^еа

кандидат физико-математических наук, М. Л. Свешников

Ведущая организация: ИМВП НПО "ВНИИФТРИ"

| ^^ 19э5г! в "ч

Защита состоится _"___часов

иа заседании специализированного совета ГАО РАН, по адресу : г. Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН

Автореферат разослан "2У" О ?_19^ г.

Ученый секретарь специализированного совета, каад. фда.- мат. наук / Ю. А. Наговицин

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертация посвящена наблюдениям покрытий звезд Луной фотоэлектрическим методом, обработке результатов и их интерпретации. Наблюдения проводились в период с 1982 по 1990 гг. на электрофотометре, установленном на телескопе АЗТ-14А Астрономической обсерватории им.В.П.Энгельгардта Казанского государственного университета.

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ. Одной из важных задач астрономии является проведение высокоточных наблюдений быстропротекающих процессов, связанных со звездами. Значительный интерес представляют в этом смысле наблюдения покрытий звезд Луной фотоэлектрическим методом, где падение интенсивности Л светового потока от звезды протекает за время порядка 20 - 40 миллисекунд. Эти наблюдения требуют аппаратуры с высокой степенью разрешения I-„тистрируемого процесса. Результаты обработки наблюдений представляют собой ценный материал для решения ряда задач астрометрии и астрофизики. В области астрометрии они позволяют решать координатно-временные задачи, непрерывный интерес к которым неоднократно отмечался на конференциях по астрометрии (1987 г., Киев; 1990 г., Львов; 1993 г., Пулково), совещаниях по проблемам Государственной службы времени и частоты (1984, 1986 гг., Менделееве, ВНИИФТРИ). В соответствии с решением Всесоюзного научно-координационного совещания "Проблемы. разработки и использования астрономических средств ГСВЧ" (1984 г., ВНИИФТРИ) разработана программа наблюдений покрытий звезд Луной в целях определения поправки к динамическому времени. В комбинации с другими наблюдениями, например лазерными, фотоэлектрические наблюдения покрытий позволят с большей и возрастающей со временем точностью определять не только элементы лунной орбиты, но и систематические ошибки фундаментальной системы координат, а также относительные сдвиги различных геодезических систем.

Сравнение момента покрытия, полученного из наблюдений, с предвычйсленным позволяет определять угловой радиус Луны, ее координаты, параллакс и координаты места наблюдения. Результаты анализа регистрограмм наблюдений покрытий

используются при изучения рельефа и общей формы краевой зоны Луны, при селенодезнческих измерениях и картографировании Луны, при уточнении параметров сг движения и вращения, а также дгга исследования общей фигуры Лу1 л.

В области астрофизики результаты метода фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной используются дня определения геометрических и физических параметров ззезд. Определенна угловых размеров звезд позволяет, при наличии тригонометрических параллаксов заезд, вычислить их лишенные размеры, пострсгпь. независимую шкалу эффективных температур, проводогть когггрета согласования углового диаметра звезды с другими наблюденные:]' характеристиками. Исследование решетрограммы иабт'одздня позволяет строить распределение яркости по диску покрываемой заезды, что используется для сравнения с результатами расчетов моделей атмосфер этих звезд и дает возможность проводить провгрку правильности моделей независимо от данных спектрального апапшз. Зависимость распределения яркости по диску от строения оболо«зки звезды позволяет изучать изменение с глубиной некоторых параметров ее атмосферы без использования каких-либо модельных предположений об ее структуре.

Общей чертой этих двух задач (астрометрнчзской и астрофизической) шшепея то обстоятельство, что и в том и другом случае приходится п^зть дело с высокоточной регистрацией на слокной аппаратура и с тщатслькыг.: анализом дифращпокиой картины с применением совремсшшх методов обработки.

До середины вашего столетня результаты наблюдший покрытий использовались исключительно для ршешш астромэтрических задач. Начина» с 1627 г. в Гринвичской обсерватории ведутся наблюдения покрытий звезд Луной втаушшши штодом с цель» изучения дошениа Луны, а также для опредглекия некоторых фундаментальных астрономических постояшшх Щ, Работы Р.Ньюхома, Спеисгрй-Дконса в других [2, 3] показала, что систематические кзбжодгкет покрытий заезд Луной дхот хороший материал для ©пределе; раднуса Луны, элементов ее орбиты, поправок зфемгридкого срексшг. Появление фотоэлектрических методов, параду с пооьпзегшеез точности регистрации момаггов покрытий, дало возможность мьлгкать из результатов наблюденшз такие важные для астрономии данные как угловые размеры звезд, распределение яркости но диску

звезды [4, 5, 6, 7, 8]. Первые результаты фотоэлектрически.» наблюдений покрытий звезд Луной получены в 1939 г. Уитфордом [9] Изменяющаяся по времени при покрытии интенсивность звезды была заснята на 35 мм кинопленку со скоростью 450 мм/с. Наиболее полную теорию обработки дифракционной кривой представил в том же году Уильяме [10], Он построил теоретические дифракционные картины для покрытий ряда звезд с угловыми размерами от 0.00001" до 0.004" используя идею о зависимости падения интенсивности излучения звезды во время покрытия от таких параметров, как скорость движения Луны, диаметр телескопа, эффективная длина волны наблюдения.

В настоящее аремя, помимо покрытий звезд Луной, наблюдаются покрытия ею планет, астероидов, а также покрытия астероидами и планетами звезд [11, 12]. Основное количество работ по этой теме принадлежит небольшому числу авторов [13]. В Америке и Европе определяют угловые размеры звезд, распределение яркости по диску звезды, а в Японии фотоэлектрические наблюдения проводятся в основном, для определения поправки к эфемеридному времени и геодезическим координатам пунктов наблюдений. Есть и совершенно необычные идеи использования результатов наблюдений покрытий, например, для определения искривления световых лучей, приходящих от звезд, наблюдаемых в произвольном направлении под действием гравитационного поля Солнца [14].

В 60 - 80 -х годах фотоэлектрические наблюдения покрытий, проводились в Полтавской гравиметрической обсерватории [15], университетских обсерваториях Томска [16], Ленинграда [17]. Однако получить качественные дифракционные картины и организовать систематические наблюдения тогда не удалось. Большая работа была проведена М.Б.Богдановым, обработавшем результаты наблюдений, в основном, красных гигантов. Применяя метод регуляризации для решения интегрального уравнения Френеля он получил оценки углевых размеров ззезд, а также распределение яркости по дискам некоторых из них [18]. Целая группа сотрудников ГАИШ провела работы по наблюдениям и обработке результатов покрытий звезд Луной [19]. Угловые диаметры 12 ззезд, оценку эффективных температур этих звезд, наклон поверхности Луны в точке покрытия к среднему горизонту определял в ряде своих работ Е.М.Трунковский [20, 21]. Наблюдения проводились па 48-см телескопе АЗТ-14А Высокогорной Тянь-Шаньскон экспедиции ГАИШ. В

Астрономической обсерватории им. Энгельгардта наблюдения покрытий звезд Луной фотоэлектрическим методом начались в конце семидесятых годов. Основную подготовительную работу по организации наблюдений провел В.Б.Капков. Наиболее значимый результат его работ - наблюдение покрытия астероидом 2 Паллас звезды АйК 3 +18844 в 1983 г. В работе [22] приводятся результаты обработки этого наблюдения и высказывается предположение о присутствии вокруг этого астероида поглощающей свет материи -газово-пылевого облака, образовавшегося при столкновениях с метеоритами. Им же рассчитаны параметры этого облака. Подобные наблюдения достаточно сложно проводить и поэтому, даже к настоящему времени, в периодической печати редко появлялись похожие работы.

Тяким образом, фотоэлектрические наблюдения покрытий звезд Луной основанные на современной наблюдательной аппаратуре, позволяют не только уточнять важные для астрометрии величины -угловой радиус и параллакс Луны, поправку к эфемеридному времени и т. д., но и определять новые характеристики небесных объектов -угловые размеры звезд, распределения яркости по их дискам и др.

ЦЕЛЬ РАБОТЫ.

1. Выполнение фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной с временным разрешением до 1 миллисекунды на электрофотометре АОЭ, установленном на телескопе АЗТ-14А.

2. Определение моментов покрытий, углового радиуса и параллакса Луны, угловых радиусов звезд. Вычисление поправок к координатам места наблюдения. Уточнение шкалы равномерного динамического времени.

3. Исследование карт краевой зоны Луны по результатам наблюдений покрытий звезд Луной.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА.

1. Получен ряд дифракционных кривых за период с 1982 по 1989 гг., из которых определены моменты покрытий для 44 звезд.

2. Выполнены исследования 6 карт краевой зоны Луны по результатам наблюдений покрытий.

3. Оценены верхние пределы угловых размеров 11 ранее не исследованных звезд.

4. Комплексно исследованы на согласование друг с другом наблюденные характеристики звезд - видимая звездная величина,

колор-индекс, показатели цвета/параллакс, угловой гшаметр.

НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЗНАЧИМОс ГЬ РАБОТЫ.

Полученные цатором результаты фотоэлектрических наблюдений с временным разрешением 0.01-0.001 сек. служат ценным материалом для дальнейшей разработки задач интерпретаций кривых покрытии, применения различных методик обработки этих данных и получении информации о небесных объектах. Результаты работы подтверждают перспективность применения телескопов небольших размеров для фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной. Полученные моменты покрытий могут быть использованы для уточнения связи между шкалами атомного и динамического времени. Результаты работы могут найти применение в ГАИШ, ВНИИФТРИ, Саратовском госунивсрситете, ГАО АН Украины, АО Киевского университета.

НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ:

1. Результаты наблюдений покрытий звезд Луной с временным разрешением до 0.001 сек., полученные автором на электрофотометре телескопа АЗТ-14А АОЭ с 1985 по 1989 гг.;

2. Моменты покрытий для 44 звезд, значения углового радиуса и параллакса Луны, поправки к равномерному динамическому времени, координатами места наблюдения;

3. Результаты исследования 6 карт краевой зоны Луны;

4. Угловой радиус звезды евет и оценки угловых размеров 11 ранее ис исследованных звезд.

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ.

Полученные в данной работе результаты докладывались на итоговых конференциях КГУ за 1989, 1992, 1993 гг., астрофизическом и астрометрическом семинарах ГАИШ (1993 г.). Всесоюзных совещаниях по проблемам ГСВЧ (Менделееве, ВНИИФТРИ, 1986,1988 гг.), Всесоюзных конференциях п г. Киеве (1987 г.), г. Львов (1990 г.), Российской астромстрнческой конференции в Пулково (1993 г.).

ЛИЧНЫЙ ВКЛАД АВТОРА.

В основе диссертации лежит наблюдательный материал, полученный двумя наблюдателями - Капковым В.Б. (наблюдения до 1985 г.) и автора настоящей работы (с 1985 г.). Обработка всех регистрограмм и их интерпретация принадлежит автору диссертации.

ПУБЛИКАЦИИ.

По теме диссертация опубликоза!Й 7 статей.

СТРУКТУРА II ОБЪЕМ.

Диссертация состоит из Введения, четырех глав, Заключения и списка литературы. Общий объем 116 страниц, 31 рисунок, 28 таблиц, библиографический список состоит из 122 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Во ВВЕДЕНИИ определены задачи, решению которых посвящена диссертация, показаны актуальность,- цель, научная новизна, структура, практическая ценность работы, перечислены основные результаты выносимые на защиту. Дано краткое содержание глав. В ГЛАВЕ 1 выполнен обзор исследований по обсуждаемым проблемам, отмечены основные этапы развития метода фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной ( §1.1). Рассмотрены характеристики приемной аппаратуры (§1.2) - быстродействующего злектрофотометра и комплекса "Селена", отмечены основные преимущества и недостатки обеих систем. Установлена связь фотометрической системы электрофотометра (комбинация 2-мм светофильтров, зеркал телескопа и ФЭУ-79) с системой 1ШУ Джонсона и Моргана. Система электрофотометра иЬу оказалась близкой к фотометрической системе 1ШУ (§ 1.2.4). Далее приводится методика учета нелинейности аппаратуры ( §1.2.5), основанная на выборе величины потока интенсивности звезды путем регулировки подаваемого напряжения на ФЭУ и изменении входного зрачка телескопа. Для привязки шкалы времени электрофотометра к внешней шкале иТС определена поправка запаздывания сигнала внешней шкалы. Величина этой поправки 0.003 сек. ( § 1.2.6).

При фотоэлектрической регистрации покрытия звезды Луной наблюдается дифракционная картина. Выражение, описывающее изменение интенсивности Д(и) звезды, приводится в §1.3. Здесь рассмотрен идеальный случай • когда звезда представляется точечным монохроматическим источником, удаленным на бесконечное расстояние от непрозрачного экрана (Луны). Безразмерный параметр и является произведением величин, характеризующих условия покрытия: угловой скорости Луны, текущего времени, геометрического момента покрытия, расстояния до Луны, эффективной длины волны системы "заезда - атмосфера • телескоп -ФЭУ".

Основной недостаток вязузяьшх наблюдений покрытий -неточность регистрации наблюдателем момента покрытия. В §1.4.2

»

приводятся результаты исследования реакши наблюдателей, сравниваются моменты похрыгий, полученные визуальным методом и из регистрограмм фотоэлектрических наблюдений. Разности моментов (визуальный • фотоэлектрический) отличаются на величины большие, чем личная ошибка наблюдателя.

В отличии от визуальных моментов покрытий звезд Луной дифракционная кривая покрытия несет в себе больше информации. Это дает возможность определять не только моменты покрытий, но решать и другие задачи, в частности, исследовать кратность звездных систем.

Данные фотоэлектрических регистрации покрытий свободны от ошибок личного характера так как запись производится автоматически. Информация вводится в память ЭВМ, может храниться там долгое время и обрабатываться с применением различных вьгшетггеяышх методов.

На величину 1(и), создающую дифракционную картину покрытия действуют следующие искажающие факторы:

1) угловой размер наблюдаемой звезды;

2) спектральная полоса наблюдения;

3) апертура телескопа;

4) постоянная времени интегрирования электрофотоиетра;

5) мерцание звезды;

6) неровности лунного края.

Уравнение кривой покрытия с учетом действия первых четырех искажающих факторов представлено в виде пятикратного интеграла в §1,3.2. При этом полагается, что влияние мерцания и неровностей лунного края либо значимо исказят дифракционную кривую, либо изменение кривой покрытия из-за действия этих факторов лежит в пределах точности наблюдений,

Пригодится мзтодака наблюдения покрытий звезд Луной на глехтрофотемстрз ( §1.4), расшотрггш методики наблюдений поягленпя гггэды из-за дасха Луш.

В ГЛАВЕ 2 рассмотреть! методы обработки рггнетрограим покрытий. В настоящее существуют деа сспозиых способа

обработан результатов вабляжотй : I) методы подбора моделей; 2) кзтодм воягадошвдя вгрйя'рггяр«ясязвя яркеспг по даосу те^маашого пяовдт В §3.1, сткэтсш йрашущссгаа и шдсстатхя обеих ггзгедоэ. Пр-шоддагз пршздегяагй в дксссргасаи метод

>ора(хпки регнстрограмм, являющийся одним из вариантов метода ■годбора моделей. В основе этого метода лежит построение модельной кривой покрытия при заданных начальных условиях, а в дальнейшем поиск поправок к первоначальным величинам. Поправки получаются из решения уравнения разнЬстн "наблюденная кривая минус модельная" методом наименьших квадратов. В §2.2 дана таблица значений модельной кривой с учетом времени интегрирования, апертуры телескопа, спектральной полосы пропускания аппаратуры, углового радиуса звезды при двух коэффициентах потемнения по диску звезды :

1) равномерно освещенный диск с р= 0; 2) яркость звезды убывает к краю диска от 1 до 0, [}= 1. Регистрограммы наблюдений в виде нормированных значений падения интенсивности приведены в §2.4. Здесь же представлены дифракционные кривые покрытий, полученные из наблюдений и вычислений (модельная кривая).

Результаты вычислении - моменты 44 покрытий, оценки угловых радиусов 12 звезд, величины угловой скорости Луны и расстояние до Луны от места наблюдения представлены в таблицах §2.5.

ГЛАВА 3 посвящена решению астрометрических, геодезических и селснодезических задач. Условие наступления покрытий, количество покрываемых звезд, их распределение по яркости приводятся в §3.1. Ежемесячно покрываются более 200 звезд до 11т. Из них, в среднем, 12 звезды ярче 5.0т, 2-4 от 5.1т до 7.5т, а остальные более слабые звезды.

Определению углового радиуса Луны посвящен §3.2. Приведены основные уравнения, описывающие движение тени Луны по поверхности Земли в проекции на бесселеву плоскость. Определены взаимные положения начала координат, центра масс Луны (ЦМЛ), точки покрытия на тени диска Луны, точки пункта наблюдения. Из решения основного уравнения Бесселя, связывающего координаты ЦМЛ и пункта наблюдения в момент покрытия звезды, определен угловой радиус Луны. Здесь же приводятся наблюденные значения позиционных углов точек покрытий.

Далее рассматривается уравнение ошибок момента покрытия в котором (О - С) есть разность наблюденного и эфемеридного моментов покрытий. В этом уравнении искомыми величинами являются поправки к долготе, широте и высоте места наблюдения, радиусу, параллаксу и координатам Луны. В §3.4 приводятся решение этого

и

уравнения методом наименьших квадратов и результаты вычислен!« В частности, значение углового радиуса Луны с учетом получении! поправки получается равным Гц = 932.53" ± 1.25".

Уточнено положение места наблюдения. Контроль полученные координат и высоты павильона телескопа, откуда пелись все наблюдения, проводился геодезическими методами. Для этого, от точки с известными координатами (павильон ЗТЛ-180) определялись приращения координат по долготе и широте. Различие координат из наблюдений покрытий и геодезических измерений составили по широте 1.3 м, а по долготе - 0.9 и. Высота проверялась нивелировкой от исходного репера главного здания АОЭ. Разность высот получилась равной 0.79 м.

Сравнению полученного углового радиуса Луны из наблюдений и из карт краевой зоны Луны посвящен §3.5. На примере карт, составленных Л.И.Рахимовым, описана методика анализа. При этом с карт краевой зоны Луны снимались высоты по предварительно вычисленным гайновским координатам точки покрытия и прибавлялись со своими знаками к среднему угловому радиусу Луны (эфемеридкому) равному R3 = 931.58". Приведенные разности AR = гн - R3 и Н - высоты с карт показывают, что в большинстве случаев они близки по абсолютному значению и имеют одинаковые знаки. В резулыате исправления Гц по картам значение углового радиуса Луны получилась равной 932.54" — 0.61". Как видно, значительно уменьшилась среднеквадратическая ошибка определения г» и величина углового радиуса Луны, определенного из наблюдений, приблизилась к эфемеридному R3.

Сравнение среднего углового радиуса Луны полученного с учетом исправлении по картам и значения гн полученного' из решения уравнения ошибок для момента покрытия, показывает совпадение этих величин с точностью до последнего знака. То есть, два разных метода определения углового радиуса Луны дают, практически, одинаковый результат.

Аналогичным образом были исследованы еще пять карт: Уотгса, Нефедьева A.A., Уотгса с поправками Моррисона, Чугунова И.Е., Нефедьева Ю.А. Результаты оформлены в виде таблицы с разностями "наблюденный угловой радиус Луны, исправленный по картам, минус

Наименьшие разности получаются по картам Уоттса, разности .

несколько возрастают при учете поправок Моррисона. В систематическом отношении результаты наблюдений покрытий хорошо ложатся на карты Уоттса, Рахимова, Уоттса-Моррисона, по отношению к остальным картам имеется сдвиг около 0.2я ¡4= 0.65". Для иллюстрации результатов исс-> здования карт приводятся профили краевой зоны Луны, вдоль широты при фиксированной долготе. Получены поправки к динамическому времени из сравнения положения наблюденного и эфемеридного ЦМЛ [23].При определении наблюденного центра масс использовался угловой радиус Луны с учетом исправлений по картам Рахимова.

В §3.7 анализируется регистрограмма покрытия звезды SAO 78885. Дело в том, что дифракционная картина этой звезды существенно отличается от остальных кривых покрытий. Рассмотрены два варианта объяснения регистрограммы : I) двойная система с угловьш разрешением между компонентами меньше 0.0027й * 0.0006"; 2) тройная система, в которой третья компонента удалена от второй на угловое расстояние, меньшее 0.001" & 0.0006й. Отличие блеска первой компоненты от других составляет 14%. Для окончательного выбора варианта кратности этой системы, необходимы ее дальнейшие наблюдения различными методами.

ГЛАВА 4 посвящена согласованию угловых радиусов с другими наблюденными параметрами звезд. В §4.1 рассмотрена связь эффективной температуры с угловым радиусом звезды. Далее проиедгк анализ влияния коэффициента потемнения к краю диска звезды на ее угловой размер. В зависимости от принимаемого значения Р углоаой радиус звезды колеблется в пределах 5%. Поэтому для заезды спектрального класса В8 была рассчитана дифракционная кривая, где вместо линейного закона потемнения к краю диска были подставлены конкректные численные данные, полученные при расчете модели атмосферы этой звезды. Как показали расчеты, угловой радиус звезда» SAO 76585 получился таким же, как и при Р = 1. Это объясняется тем, что р = 1 ближе к модельной величине, чем р = 0. Показана зависимость углового размера звезды от длины волны наблюдения. Для eGem (mv=3.2, стиральный класс G8) получены 10 значений углового радиуса. Наблюдения велись в диапазоне видимой области спектра [13]. Установленная зависимость показывает увеличгнис углового диаметра eGem с уменьшением длины волны наблюдения. Аналогичная зависимость с учетом результатов автора диссертации

получена в работе [24].

В §4.4 пригодится тест для согласования углового размера ззезды с другими наблюденными параметрами. Отличие предлагаемого теста от других, например, Блэквелла и Шсллнса [25], Трунковсхого [20] заключается в том, что здесь используются все вгЭшодаемыг У-зрактсрисгахи звезд: звездная величина mv , колор-издекс С, тркгснюметрпчгскпй параллакс гг, распределение энергии в шектрз ззезды или цзгтз'и показатели цвета (B-V). На основе этих дашзлх состггляэтса уравнения разности абсолютных звездных гетг'лш, пзЯдгпимж с пспсльзсяапнш (mv . E(B-V), тс), и с иедозьзованием ссталыздх наблюдаемых характеристик звезды.Этот ?©ст дзет следующее преимущество: в данном случае нет песСгкодашости пртбггать к использованию справочных данных, которые кшг правило, представляют только усредненные по спстргю&ным классам п сгеткмостам характеристики звезд. Для ' ; í : г, : ¡д ' ' ъ i • ы х оЗгестез даже в пределах одного спектрального подагазса нх оскоште характеристики могут сильно отличаться от снраооч;:ь'.1 данных. Это может привести к ошибочным оценкам значений эффективной тешкротуры Tg и углового радиуса звезды. При использоганни теста получаются согласованные значения Те , углозого радаусл ззезды, болсгкттрпческой поправки, а также оценки 'пзраялакез звезды ест он кеязвесгси.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ дкессртацяа изложены основные результаты рг.боты, пройден апаш» голучктмх результатов, определен личный шшад Еэтора.

ПУБЛИКАЦЩ1 Основные результаты опубликованы в следующих статьях:

1. Швимухаметсв P.P. Угловой диаметр заезды eGem, полученный из анализа кризой погрытггя.'/ АЦ.- 1987, 1151, с. 7,8.

2. ШаЯмухаметоп P.P., Капков В.Б. Результаты наблюдений покрытий звезд Луней в Казани // Информационное сообщение АО Киевского университета,-1987, с. 41-42.

3. Шаймузяиетон P.P. Результаты наблюдений покрытий звезд Лупой з Казани И Информационное сообщение АО Киевского уишсрсэтета. - 19S9, с. 17-1S.

4. Шаймухшетоз P.P. Фотоэлектрические наблюдения покрытий ззезд Луной в Казан:!. Сеяегюдззна и динамнха Луны. Сб. научных

трудов. Киев: Наукова Думка.-1990, с. 148-151.

5. Капков В.Б.,Сулейманов В.Ф., Шаймухаметов P.P. Угловые диаметры звезд, полученные из анализа фотоэлектрических наблюдений покрытий звезд Луной // Письма в АЖ.- 1990, т.16, 2, с. 160-162.

6. Мережин В.П., Шаймухаметов_..JLP..,Контроль.....надежности

определения угловых диаметров звезд // Кинематика и физика небесных тел.- 1992, т.8,6, с. 54-59.

7. Урасин Л.А., Шаймухаметов P.P. Связь фотометрической системы телескопа АЗТ-14А с UBV системой // Известия АОЭ.- 1992, т. 57, с. 67-69.

В совместных статьях постановка задачи, интерпретация получегчых результатов принадлежит автору диссертации. В работе [5] наблюдения выполнены Капковым В.Б., модель звездной атмосферы рассчитана Сулеймановым В.Ф. В статье [6] идея составления теста пренадлежит Мережину В.П., в [7] Урасин Л.А. провел вычисления по составлению уравнения связи фотометрических систем.

ЛИТЕРАТУРА

1. Михайлов A.A. Теория затмений. ОГИЗ, Гостехиздат, 1945.

2. Newcomb R. Astr. papers.- Washington 1912, 9, 1.

3. Spenser-Jones H. Ann. Capeobs.- 1932, v. 13, N 3, 70.

4. Ráeos K..D. Acta Phys. Austriaca.- 1967, v. 26, N 4, p. 289- 307.

5. Nather R. and Evans D. The AJ.- 1970, v. 75, N 5, p.575-582.

6. Богданов M.Б. Астрон.ж. - 1978, т. 55, с. 490-500.

7. Богданов М.Б., Трунковский Е.М., Черепащук A.M. Земля и

Вселенная,- 1992, 6, с.3-11.

8. Гончарский A.B., Черепащук A.M., Ягола А.Г. Некорректные задачи

астрофизики,- М.: НаукаГ 1985.

9. Witford А.Е. The AJ.- 1939, v. 89, N 4, p. 472-481.

10. Williams J.D. The AJ.- 1939, v. 89, N 4, p. 467-471.

11. Marsden B.G. Circ. Cent. Bur. Astron. Telegrams.- 1983,12, N 3850.

12. Zhou Xing-hai, Yar.g Xiu-yi, Wu Zhixain. Chin. Astron. and Astrophes.- 1983, v. 7, N 3, p.169-174.

13. White N.M., Feirman B.H. The AJ.- 1987, v. 94, M 3, p.751- 767.

14. Rudkjobing M. Nuova cimento.- 1968, v. 1355, N 2, p. 587-590.

15. Синческул Б.Ф. АЦ.- 1975, N 871.

16. Андрианов В.И., Федянин М.Р.,Тютерев Г.С. АЦ.-1.974, N 830.

17. Васильев В.Е Ученые записки ЛГУ.- 1983, N 40, вып. 60, с.189 207.

18. Богданов М.Б. Астрон. ж.- 1979, т. 56, с. 1023-1029.

19. Корнилов В.Г. н др. Астрон. ж.- 1984, т. 61, с. 739-749.

20. Трушсовский Е.М. Астрой. Ж.-1987, т. 64, с. 373-392.

21. Трунковсхий Е.М. Письма в АЖ.-1987, т. 13, N 10, с. 900- 906.

22. Капков В.Б. Письма в АЖ.- 1983, т. 10, N 1, с. 67-70.

23. Рахимов Л.И., Ризванов Н.Г., Хабибуллин Ш.Т. Труды Казанской городской астрономической обсерватории.- 1985, т. 49, с. 110120.

24. Richichi A. and all. Astron. and Astroph.- 1992, v. 265, N 2, p. 535-

547.

25. Blackwell D.E., Shallis M.J., Seiby M.J. Mon. Not. Roy. Astron. Soc.- 1979, v. 188, N 3, p. 847-862.

ТодгГ к ьечати~11.п79^ - Тираж ICO нкз.

Заказ 186 Формат 60x8чДб

1,0 геч.т.

42СС3► Казань, Зетгенан, I. Офсетная Моратория Ккткекего ккиеиерно-отроитет-ьного института.