Фотометрические и спектральные исследования горячих звезд с газопылевыми оболочками тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524 33 525 5 520 826

МИРОШНИЧЕНКО Анатолий Сергеевич

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД С ГАЗОПЫЛЕВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ

(01 03 02 - астрофизика, радиоастрономия)

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико - математических наук

ЦНИИ»

ооз165549

Нижний Архыз - 2008

Работа выполнена в Главной Астрономической Обсерватории Российской Академии Наук

Официальные оппоненты доктор физико-математических наук

С А Ламзин,

Государственный астрономический институт им Штернберга, МГУ

доктор физико-математических наук, Ю А Фадеев, Институт Астрономии Российской Академии Наук

доктор физико-математических наук Ю В Глаголевский,

Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук

Ведущая организация Южный Федеральный Университет

Защита состоится _ 15 _ апреля _ 2008 г в _ 9 _ часов _ 30 мин _ на заседании Диссертационного совета Д 002 203 01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос Нижний Архыз

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН Автореферат разослан _' марта 2008 г

Ученый секретарь

Диссертационного совета Д002 203 01 кандидат физико-математических наук

Майорова Е К

Общая характеристика работы и ее актуальность

Звезды аккрецируют вещество или теряют его с различным темпом на протяжении почти всей своей эволюции, так что некоторое количество материи всегда присутствует в непосредственной близости от звезды или звездной системы Эта околозвездная материя (ОЗМ) перерабатывает энергию фотонов, излученных центральными звездами, и переизлучает ее в форме рекомбинационных эмиссионных линий и континуума (свободно-свободное и свободно-связанное излучение). Присутствие большого количества ОЗМ в звездных системах, с одной стороны, искажает наблюдаемые характеристики звезд и затрудняет определение их физических параметров, а с другой, вносит новые особенности в излучение объектов, позволяющие изучать характеристики ОЗМ и, таким образом, звездную эволюцию Последняя характеризуется спокойными стадиями, когда внутренняя структура и наблюдаемые параметры объектов меняются плавно (например, стадия Главной Последовательности, далее ГП), и критическими стадиями, когда объекты испытывают сильные изменения (например, стадия асимпотической ветви гигантов) Критические стадии связаны со значительной потерей или аккрецией вещества звездами и, в ряде случаев, с созданием околозвездной пыли Изучение этих стадий дает возможность понять такие важные аспекты эволюции Вселенной как эволюция галактик и формирование планетных систем, при этом уточняя знания о спокойных стадиях и причинах межстадийных переходов

Несмотря на то, что горячие звезды с эмиссионными спектрами известны со времени первых спектральных наблюдений, проведенных уже в середине 19-го века (Secchi 1867), механизмы образования и эволюции их ОЗМ не понятны до настоящего времени Это в полной мере относится к эволюции звезд с начальными массами от ^3-х до ~20-ти МО, которые имеют на ГП спектральные классы В и А Типичные темпы потери массы такими звездами (М ~ Ю-11 — Ю-9 М© год-1) не предполагают наличия мощных околозвездных оболочек вокруг них Однако, заметное их количество характеризуется Ве и В[е] феноменами, существование которых является вызовом

современным моделям звездной эволюции и требует тщательного исследования, но также представляет возможности для развития и проверки новых методов астрофизического анализа данных

Недавние исследования показывают, что значительная часть звезд в указанном интервале начальных масс рождается двойными и кратными (Preibisch et al 2000) Перенос вещества (а с ним и углового момента) в двойных системах может объяснить как быстрое вращение Be звезд (Kriz & Harmanec 1975), так и присутствие большого количества ОЗМ Однако, обнаружение двойственности является трудной задачей, поскольку в большинстве известных случаев вторичные звездные компоненты объектов с Be и В[е] феноменами существенно (на 2-4 звездные величины) слабее главных компонентов в оптическом диапазоне, тогда как в ИК диапазоне околозвездная оболочка излучает значительно сильнее центральных звезд В результате, проблема роли двойственности в таких объектах детально изучена не была

ОЗМ стала доступной для изучения в 1960-х годах, когда астрономия стала всеволновой Это привело к открытию новых фаз некоторых спокойных и критических стадий звездной эволюции В 1970 году были открыты избытки инфракрасного (ИК) излучения у горячих звезд и замечена корреляция между присутствием этих избытков и эмиссионных линий однократно ионизованного железа (Geisel 1970) Эти явления были интерпретированы как следствие сильной потери массы, приводящей к образованию пыли Однако, скоро выяснилось, что ~30% из 70-ти объектов, описаннных Geisel, являются молодыми звездами, окруженными облаками пыли, созданной предыдущими поколениями звезд Еще ~40% являются сильно проэ-волюционировавшими (сверхгиганты, планетарные туманности), которые действительно создают новую пыль на различных критических стадиях эволюции В оставшиеся 30% входят классические Be звезды без пыли в оболочках и 6 объектов, которые были названы пекулярными Be звездами позднее вошедшими в список звезд с В[е] феноменом (одновременное присутствие запрещенных эмиссионных линий и сильных избытков ИК излучения, Allen к Swings 1976) Информация, полученная из обзора неба в диапазоне длин волн

2-100 микрон, выполненного спутником IRAS в 1983 году, позво-ила уточнить детали эволюции ОЗМ у некоторых групп горячих бъектов В частности, были открыты объекты типа Веги, явля-щиеся звездами спектрального класса А, сохраняющими остатки ылевых оболочек на протяжении значительной части их эволюции а ГП (Aumann 1985), и особенности оболочек Прото-Планетарных уманностей (ППТ), выметающих околозвездную пыль, созданную а предыдущей эволюционной стадии, в межзвездную среду (van er Veen, Habmg, & Geballe 1989) Эти открытия внесли существен-ый вклад в изучение как ранних, так и поздних стадий звездной волюции, а также процесса образования околозвездной пыли

Уже в 1970-е годы были поняты причины образования пыли в ромосферах и оболочках холодных звезд, где температура веще-тва близка к температуре сублимации пылинок, тогда как плот-ость вещества высока (Salpeter 1974) Последующее изучение горя-их объектов высокой светимости (L > 105 L©, звезды Вольфа-Райе Luminous Blue Variables - далее LBV) показало, что пыль может бразовываться при менее благоприятных, но особых условиях (на-ример, при дефиците водорода в ОЗМ или присутствии плотных онденсаций, которые могут создавать повышенную плотность ма-ерии даже на далеких расстояниях от центральной звезды) По-кольку даже одиночные такие звезды интенсивно теряют массу (М > 10~5 М© год-1) за счет сильного давления излучения в их атмо-ферах, плотность ОЗМ в их оболочках велика, и пыль может в них бразовываться Однако, до недавнего времени возможность образо-ания пыли вблизи горячих звезд со светимостями ниже светимостей верхгигантов не рассматривалась (Gehrz 1989, Dwek 1998)

Таким образом, не все процессы, происходящие со звездными си-темами на спокойных стадиях эволюции, детально изучены и не все критические стадии эволюции открыты Одной из основных пролей в понимании эволюции горячих звезд с большим количеством ОЗМ является недостаточно четкая классификация объектов, относимых к различным группам, связанная с ограниченностью наблюдательной информации К последней относятся неодновременность наблюдений в различных диапазонах спектра, малая продол-

жительность слежения за объектами (часто имеются только единичные фотометрические и/или спектральные наблюдения), недостаток наблюдений с высоким спектральным и пространственным разрешением Другими проблемами являются отсутствие строгих критериев разделения молодых и проэволюционировавших объектов, а также критериев спектральной классификации звезд с оболочками В результате, например, до 30% объектов единственного опубликованного к настоящему времени каталога классических Be звезд (1159 объектов, Jaschek & Egret 1982) относятся к этому типу только на основании присутствия в их спектрах эмиссионных линий, обнаруженных на спектрограммах, полученных с объективной призмой Как следствие, в список этих объектов (по определению III и V классов светимости) попали сверхгиганты, Ае/Ве звезды, и даже звезды с В[е] феноменом Список же последних (Allen к Swings 1976) оказался таким неоднородным, что это привело к значительной потере интереса к этой группе объектов и существенно замедлило изучение феномена пылеобразования горячими звездами

В связи с этим автором была поставлена задача сбора и обобщения существующего наблюдательного материала по основным группам горячих эмиссионных объектов, поиска новых членов этих групп в обзорах неба в разных диапазонах спектра (IRAS, 2MASS и USNO) и разработки критериев их выделения, проведения новых спектральных с высоким разрешением и многоцветных фотометрических наблюдений большой выборки таких объектов, определения физических параметров избранных (в основном, малоизученных и открытых при выполнении настоящей работы) звезд и их оболочек, и создания фундамента для исследования физических механизмов образования и эволюции ОЗМ на основе базы полученных данных В представляемой диссертации рассматриваются звездные системы, в состав которых входит хотя бы один компонент раннего спектрального класса (в основном, класса В) и которые окружены большим количеством околозвездного газа и пыли Основными группами объектов, рассматриваемыми автором, являются не достигшие ГП Ае/Ве звезды Хербига, классические Be звезды, и звезды с В[е] феноменом Согласно современным представлениям, эти объекты

находятся на различных стадиях звездной эволюции, на которых происходят интенсивные процессы потери или обмена массой как внутри систем (например, между звездными компонентами), так и с окружающими их околозвездной оболочкой и межзвездной средой (например, с молекулярным облаком, из которого система образовалась) Эти группы объектов могут представлять последовательные стадии эволюции звездных систем в одном и том же диапазоне масс Кроме того, возможно, что феномены Be и В[е] возникают у звездных систем с разными параметрами (например, разными отношениями масс звездных компонентов и разными орбитальными периодами в начале эволюции)

Основным направлением работы является исследование наименее изученной группы звезд с В[е] феноменом, половина объектов начального списка которой (32 объекта, Allen & Swings 1976), не была причислена ни к одной из известных групп (неклассифицированные объекты с В[е] феноменом, см ниже описание Главы 4). Исследование других групп объектов как в вышеуказанном интервале начальных звездных масс, так и вне его (LBV, звезды типа VV Сер, и звезды типа Веги), имеет в данной работе вспомогательное значение Так, например, изучение LBV помогло открыть новые объекты этого типа и показало, что ИК избытки их излучения объясняются, как правило, только присутствием холодной околозвездной пыли (с температурами ~100—200 К), что позволяет легко отличить LBV от объектов с В[е] феноменом Кроме того, такой комплексный подход привел как к более ясному пониманию физики объектов основной исследуемой группы, так и к уточнению представлений о свойствах других исследованных групп, а также к открытию новых их членов В целом, характер работы является наблюдательным с акцентом на применение комплексных методов исследования в широком диапазоне спектра и на сравнение наблюдаемых характеристик больших групп объектов, представляющие различные стадии эволюции Основное внимание уделялось классификации объектов, определению физических параметров центральных звезд и качественной диагностике околозвездных оболочек Такой подход обеспечивает фундамент для последующего количественного исследования рассмат-

риваемых объектов с учетом всей сложности их строения

Цели работы

Основной целью работы является развитие представлений об эволюции звезд и звездных систем на критических стадиях, на которых объекты интенсивно теряют массу или обмениваются ей, образуя оболочки как вокруг отдельных звездных компонентов, так и вокруг систем в целом

Конкретизируя, можно сформулировать следующие частные цели работы

• изучить эволюцию околозвездной пыли у не достигших ГП Ае/Ве звезд Хербига, а также различия между Ае/Ве звездами и звездами с В[е] феноменом,

• изучить роль двойственности в объектах с Ве и В[е] феноменами,

• проверить достоверность отождествления горячих эмиссионных звезд с позиционно близкими ИК источниками,

• проверить и уточнить классификацию объектов, относимых к основным группам горячих эмиссионных звезд, и провести новый поиск таких объектов в фотометрических обзорах неба,

• исследовать вновь открытые объекты, уточнить физические параметры отдельных представителей различных групп и проследить изменения их наблюдаемых параметров на длительных промежутках времени (годы - десятилетия),

• разработать новые методы выделения горячих звезд с компактными пылевыми оболочками

Основные результаты и их достоверность

Для достижения вышеупомянутых целей были собраны практически все ранее полученные спектральные и фотометрические наблю-

ения объектов упомянутых групп и получены новые наблюдения аименее исследованных объектов Основное внимание было уделе-о получению многоцветной фотометрии и спектроскопии высокого азрешения (R = ДА/А > 20000) Эти данные были использованы ля построения распределений энергии в спектрах (РЭС) объектов, сследования их ИК избытков и определения физических парамет-ов избранных объектов Были проанализированы списки горячих миссионных звезд в Галактике (Wackerhng 1970, Allen & Swings 976, Jaschek & Egret 1982, Thé, Peréz & de Wmter 1994) и прове-ена их позиционная кросс-корреляция с оптическими (USNO-B1 0) ИК (IRAS, 2MASS) обзорами неба

В ходе выполнения работы получены следующие основные ре-ультаты и выводы

• Впервые детально и систематически изучены галактические звезды с В[е] феноменом, найдены незамеченные ранее особенности ИК избытков неклассифицированных объектов этого типа (сильные эмиссионные спектры и быстрое падение ИК потока излучения с длиной волны)

• Впервые показано, что среди звезд с В[е] феноменом только неклассифицированные объекты и сверхгиганты создают (или недавно создавали) околозвездную пыль в своих оболочках

• Впервые предположено, что неклассифицированные объекты с В[е] феноменом являются взаимодействующими двойными системами в широком диапазоне светимостей и что звезды спектрального класса В, находящиеся на этой стадии эволюции, являются важными поставщиками пыли как в Млечном Пути, так, возможно, и в других галактиках Такие объекты со свети-мостями L < 105 L© выделены в новую группу, названную объектами типа FSCMa Показано, что около 30% объектов этой группы действительно показывают различные признаки двойственности Таким образом, открыто новое направление в звездной астрофизике, связанное с исследованием пылеобразования вблизи горячих звезд

• Получено, обработано и исследовано более 700 спектров высокого разрешения более чем 50-ти объектов, а также более 5000 многоцветных фотометрических наблюдений более чем 100 объектов

• Выполнена позиционная кросс-корреляция нескольких обзоров неба в разных спектральных диапазонах и найдено несколько десятков неизвестных ранее систем, содержащих горячую звезду с эмиссионным спектром и сильным ИК избытком

• Предложена схема эволюции пылевых оболочек Ае/Ве звезд Хербига, позднее независимо подтвержденная другими исследователями Предложена двухкомпонентная модель пылевых оболочек Ае/Ве звезд

• Изучены свойства группы из 300 ярчайших галактических Ве звезд, установлено, что 25% из них являются двойными системами, предположено, что двойные системы следует прежде всего искать среди объектов с сильными эмиссионными линиями, показано, что вклад ОЗМ в оптическом континууме следует учитывать при определении светимостей Ве звезд

Достоверность результатов по поиску новых горячих эмиссионных звезд и определению их физических характеристик обеспечивается многократными независимыми фотометрическими и спектральными наблюдениями оптических объектов, найденных с помощью позиционной кросс-корреляции в оптических и ИК каталогах Достоверность классификации объектов в настоящей работе обеспечивается исследованием больших групп звезд и звездных систем, находящихся на разных стадиях эволюции и имеющих различную природу и особенности образования околозвездных оболочек

Положения, выносимые на защиту

1 Выделение новой группы объектов типа РЭ СМа с сильными эмиссионными спектрами и избытками ИК излучения, основ-

ным звездным компонентом которых явлется горячая звезда, в результате анализа обзоров неба в оптическом и ИК диапазонах спектра на основе разработанных фотометрических критериев выделения объектов с компактными пылевыми оболочками

2 Результаты долговременной международной программы наблюдения звезд типа FS СМа организованной и руководимой автором с участием более 30-ти астрофизиков из 15-ти стран и с использованием 23-х телескопов, обработка полученных спектральных (более 250-ти) и фотометрических (более 2000) наблюдений и анализ результатов

3 Открытие 16-ти новых объектов типа FS СМа, 4-х галактических В[е] сверхгигантов и двойственности б-ти звезд с В[е] феноменом

4 Интерпретация результатов наблюдений звезд типа FS СМа в рамках гипотезы двойной звездной системы со взаимодействующими компонентами В частности, интерпретация результатов анализа наблюдаемых особенностей объектов и их возможного эволюционного статуса, а также результаты определения физических параметров б-ти звезд типа FS СМа и 5-ти В[е] сверхгигантов.

5 Открытие и результаты исследования 3-х галактических объектов типа LBV, 2-х гигантов спектрального класса А и F с околозвездной пылью, 3-х двойных Be звезд (включая результаты определения элементов орбиты), 6-ти A/F/G звезд с газопылевыми оболочками и 4-х молодых Ае/Ве звезд Хербига

6 Результаты исследования РЭС большой группы Ае/Ве звезд Хербига и звезд типа Веги, в результате которого впервые была предложена схема эволюции пылевых оболочек звезд промежуточной массы и двухкомпонентная модель распределения окояозвездной пыли в оболочках Ае/Ве звезд Хербига.

Научная новизна и практическая ценность работы

• Впервые показано, что образование околозвездной пыли возможно около горячих звезд (спектральных классов В/А) в широком диапазоне светимостей (от ~300 до ^30000 L©), а не только вблизи горячих звезд высокой светимости (типа Вольфа-Райе и LBV), как считалось ранее

• Открыт новый большой класс объектов, наиболее вероятно двойных систем (звезды типа FS СМа), вокруг которых образуется (или недавно образовалась) околозвездная пыль и которые следует принимать во внимание при исследовании эволюции пылевых компонент галактик

• Впервые найдены звезды спектральных классов A/F заканчивающие эволюцию на ГП или сразу после этой стадии, с ИК избытками излучения, связанными с горячей, недавно образованной пылью

Выделенная группа объектов типа FS СМа и другие обнаруженные объекты с околозвездной пылью являются основой более детального теоретического и практического исследования эволюции звездных систем на критических стадиях, а также исследования образования околозвездной пыли у более широкого класса объектов, чем изучалось ранее Эти результаты могут быть применены к анализу эволюции пылевых составляющих галактик как на современном этапе, так и в более ранней Вселенной Изучение процессов, протекающих в окрестностях объектов, исследованных в настоящей диссертации, может привести к развитию новых представлений об околозвездном пылеобразовании и методов анализа многокомпонентных звездных систем со сложной структурой околозвездной среды

Структура диссертации

Диссертация состоит из 6-ти глав, заключения и списка литературы, включающего 394 источника Объем диссертации - 250 страниц,

включая 91 рисунок и 19 таблиц

В первой главе выполнен обзор проблем в исследовании горячих объектов с околозвездными газопылевыми оболочками, сформулированы цели работы, ее новизна, практическая ценность, результаты, выносимые на защиту Описаны личный вклад автора, апробация работы и структура диссертации

Во второй главе кратко описаны методы наблюдений и обработки фотометрического и спектрального материала, а также примененная методика кросс-корреляции обзоров неба В ней рассмотрены основные методы моделирования наблюдаемых параметров (спектральных линий и РЭС) и программы, примененные для такого анализа данных

В третьей главе рассмотрены наблюдаемые особенности Ае/Ве звезд Хербига и показана эволюция избытков их ИК излучения по мере приближения к ГП. На основе этого исследования сделан вывод о том, что околозвездная пыль с течением времени удаляется от звездных источников, сохраняя при этом лишь далекий ИК избыток (на длинах волн более 10 микрон) ко времени выхода на ГП Этот вывод был впервые получен на большом статистическом материале (более 50-ти объектов, см публикацию автора 8) Впоследствии он был подтвержден на статистически сравнимом материале (например, Malfait, Bogaert, & Waelkens 1998) Позднее было показано, что диссипация холодной пыли прежде горячей может иметь место лишь в плотных молодых звездных группах, в которых Ае/Ве звезды Хербига наблюдаются редко (Hollenbach & Adams 2004)

Упомянутая работа автора получила продолжение в исследовании по моделированию РЭС 7-ми Ае/Ве звезд Хербига, которое было выполнено автором совместно с группой профессора М Ehtzur (Университет штата Кентукки, США) с применением программы расчета излучения звезд со сферическими пылевыми оболочками Dusty (Ivezic, Nenkova, & Ehtzur 1999) На основе наблюдательных данных, собранных автором, первоначально было показано, что изменение лишь одного параметра модели (оптической толщины пылевой оболочки) позволяет с высокой точностью воспроизвести наблюдаемые РЭС в диапазоне длин волн от 0 3 до 100 микрон Однако,

практически одновременно с публикацией автора 11, вышла работа Mannings & Sargent (1997) с результатами наблюдений потоков излучения и размеров оболочек некоторых Ае/Ве звезд (включая ряд объектов, исследованных автором) в миллиметровом диапазоне волн, которые ясно доказали, что распределение околозвездной пыли не может быть сферическим

Новый теоретический анализ и моделирование РЭС с помощью модифицированной программы Dusty (в которую была добавлена возможность рассчитывать вклад аккреционного диска), проведенный автором с тем же коллективом (публикация 23), привели к ряду оригинальных выводов, показав, что 1) анализ только РЭС приводит к неоднозначным результатам, 2) одновременное объяснение РЭС и изменения размеров оболочек объектов (увеличение до длины волны ~100 микрон с дальнейшим уменьшением в сторону миллиметрового диапазона) возможно лишь в рамках модели с двух-компонентным распределением пыли оптически толстый диск и оптически тонкая оболочка Более тщательный анализ в публикации 49 подтвердил эти выводы и позволил предложить наблюдательную проверку гипотезы о двухкомпонентности пылевой оболочки, которая пока еще не выполнена Эта гипотеза получила независимую поддержку недавними интерферометрическими результатами (Liu et al 2007), которые свидетельствуют в пользу присутствия оптически тонкого компонента в излучении пылевой оболочки Несмотря на то, что до сих пор существует дилемма при объяснении РЭС Ае/Ве звезд (модель диска с утолщенным внутренним кольцом, описанная в работе Dullemond, Dominik, & Natta 2001, или вышеупомянутая двухкомпонентная модель), это исследование автора создало основу для анализа характеристик звезд с В[е] феноменом, описанного в Главе 4

Наряду с исследованием пылевых оболочек Ае/Ве звезд, автором были проведены работы по изучению отдельных объектов и поиску новых представителей этого типа в каталоге точечных источников IRAS В частности, были определены физические параметры объектов HD 203024, HD 36112 и IP Per, а также найдены следующие новые Ае/Ве звезды - MQCas, BD+11°829, и HD 29035 Физические

параметры Ае звезды Хербига IP Per, определенные автором и его коллегами, были независимо подтверждены в результате астросей-смологического исследования Ripepi et al (2006) Кроме того, было показано, что ранее считавшийся молодым объект HD 35929 уже покинул ГП, является звездой-гигантом (F2 Ше) и, вероятно, начал создавать новую околозвездную пыль Подобный вывод был сделан и для открытого автором объекта HD 19993 (А7/8 Ile) В следующей главе описано открытие еще нескольких объектов с похожими свойствами Таким образом, вероятно открыта ранее не упоминавшаяся в литературе новая группа создающих пыль объектов

Четвертая глава посвящена основному направлению исследований автора - выяснению природы звезд с В[е] феноменом Проведен анализ классификации объектов этого типа в Галактике, предложенной Lamers et al (1998), где было выделено 5 подгрупп этих объектов не достигшие ГП (НАеВ[е]), сверхгиганты (sgB[e]), симбиоти-ческие (symbB[e]), компактные планетарные туманности (cPNB[e]) и неклассифицированные (не отнесенные ни к одной из известных групп объектов) Впервые показано, что большинство неклассифицированных объектов демонстрирует резкое падение наблюдаемых ИК потоков с увеличением длины волны, начиная от ~10 микрон Их показатели цвета в фотометрической системе IRAS нетипичны для горячих звезд, ультрафиолетовое излучение которых может нагреть даже достаточно далекую пыль (см рис. 1) Таким образом, эта особенность может быть объяснена компактностью распределения околозвездной пыли, что, наряду с анализом природы последней вблизи объектов с известным эволюционным статусом, указывает на недавнее (или незавершившееся) ее образование -

Спектральное исследование неклассифицированных объектов показало, что их эмиссионные спектры аномально сильны. В частности, Бальмеровские линии в их спектрах на 1-2 порядка сильнее, чем в спектрах классических Ве звезд, Ае/Ве звезд и даже сверхгигантов спектральных классов О и В Автором были детально изучены следующие неклассифицированные объекты с В[е] феноменом AS 160, MWC342, HD 50138 Кроме того, было показано, что к этому типу относится и объект HD 85567, считавшийся ранее Ае/Ве звездой

0.0

IN

fi; .....о

-0.4

-0.8

"Ж"

+

5 8j-

о ^р о о со

Ж

О

о* ;

8 tf57

OD О o+ Ч

00 ъ'-а-

о I-

+! о ,0о00 о

œo о о °

о®П

* Ж • *

Ж ж

• яг

-0.6 -0.4 -0.2 0.0 0.2

log(F25/F12)

Рис. 1: Диаграмма показателей цвета в системе спутника IRAS для различных объектов с околозвездной пылью. Параметры: -F12. F-¿s, Feo - наблюдаемые потоки ИК излучения на эффективных длинах волн 12, 25 и 60 мкм фотометрической системы IRAS, рассчитанные на единичный интервал частот. Символы: звезды типа FSCMa из оригинального списка Allen & Swings (1976) -заполненные кружки; звезды типа W Сер - квадраты; углеродные звезды треугольники; звезды спектрального класса М, включая Мириды — маленькие незаполненные кружки; звезды типа Вольфа-Райе - крестики; звезды типа RV Tau - ромбы; объекты типа FS СМа, открытые автором - звездочки. Сплошная линия показывает влияние межзвездной экстинкции на показатели цвета от положения звездных фотосфер до величины визуальной экстинкции Ау-^20 звездных величин. Часть диаграммы, ограниченная пунктирными линиями, показывает наиболее вероятное положение звезд с В[е] феноменом. Здесь также присутствуют звезды спектрального класса М, Вольфа-Райе и типа RV Tau.

Хербига (Lamers et al. 1998).

Для выяснения распространенности систем с горячими звездными компонентами и вышеуказанными ИК показателями цвета был проведен анализ каталога точечных источников IRAS. На начальном этапе была выполнена позиционная кросс-корреляция этого каталога с опубликованными списками Галактических эмиссионных звезд (см. выше описание основных результатов) и найдены очевидные оп-

14

Т-1-г

1.0 0.5

fe

ад -0.5 -1.0 -1.5

Рис. 2: Одна из двухцветных диаграмм для выделения звезд типа FSCMa. Параметры: F 12 и Fk - потоки излучения на 12 микронах в фотометрической системе IRAS и в полосе К (2.2 микрона) фотометрической системы Джонсона, соответственно, рассчитанные на единичный интервал частот; J — К - показатель цвета в широкополосной фотометрической системе Джонсона. Символы представляют те же группы объектов, что и на рис. 1. Большинство звезд спектрального класса М, показанных на рис. 1, имеют большие величины F^/F^ и находятся сне границ рис. 2. Пунктирные линии показывают эмпирическое разделение между холодными и горячими звездами с пылевыми оболочками. Большинство объектов, находящихся в правом нижнем углу диаграммы, являются звездами типа FS СМа.

тические отождествления ИК источников, частично независимо найденные Dong & Hu (1991). Наблюдения, выполненные автором и его коллегами в рамках совместной программы, показали, что объекты AS 78, Неп 3-140, Неп 3-303, MWC657, V669Cep являются неклассифицированными объектами с В[е] феноменом.

Попутно было показано, что вследствие низкой позиционной точности каталога IRAS, многие оптические отождествления ИК источников могут быть неоднозначными. После опубликования в 2003 году обзоров неба в оптическом и ближнем ИК диапазонах с аст-

1 1 о ü° ■р 1 1 1 О I-I 1 1

О о vv V □ У У

□ + ООО ' + i к Ж* • ж о* « • • • • ж « ж

ж • ж е

. 9

1 1 « ! 1 . 1 • _l_ i . 1

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

рометрической точностью порядка 1-2 угловых секунд (2MASS и USNO-B1 0) работа по поиску новых звезд с В[е] феноменом получила новый импульс Автор показал, что в связи с более низкой чувствительностью IRAS, практически во всех случаях выбранному из этого обзора источнику будет соответствовать ярчайший объект обзора 2MASS Однако, поскольку похожие РЭС в ИК диапазоне могут иметь и холодные звезды (в частности, на стадии асимпотической ветви гигантов и ППТ), были разработаны дополнительные фотометрические критерии, позволяющие с большой вероятностью выделять объекты с В[е] феноменом (например, диаграмма (J-K) ~ см рис 2) Последующие спектральные наблюдения подтвердили присутствие В[е] феномена у следующих кандидатов, найденных в результате кросс-корреляции каталогов IRAS 00470+6429, 03421+2935, 06071+2925, 07080+0605, 07377-2523, 07455-3143, 08307-3748, 17449+2320 Таким образом, количество галактических звезд с В[е] феноменом и недавно созданной пылью было доведено до ~60-ти (включая сверхгиганты)

Исследования в рамках международной программы, организованной автором, показали, что эти объекты можно разделить на два класса В[е] сверхгиганты (~10 объектов) и объекты более низкой светимости (от ~300 до ~30000 L©) Последние были названы объектами типа FSCMa по имени прототипа оригинальной группы звезд с В[е] феноменом Автор показал, что наблюдаемые сильные эмиссионные спектры объектов типа FS СМа можно объяснить, лишь предположив темп потери массы на порядка больший, чем теория звездной эволюции предсказывает для одиночных звезд таких светимостей (Vmk, de Koter, & Lamers 2001) В связи с этим, автор выдвинул гипотезу о двойственности этих объектов Поскольку количество ОЗМ в этих системах велико, что обуславливает присутствие сильных эмиссионных линий и ИК избытков, вероятно, звездные компоненты взаимодействуют друг с другом Однако, в большинстве случаев, это взаимодействие вряд ли связано с заполнением полости Роша одной или обеими звездами (что к настоящему времени было подтверждено только у одного из исследованных объектов, В[е] сверхгиганта RYSct) Более оправданным представляется

взаимодействие через обмен ОЗМ через первую точку Лагранжа, а также потеря вещества из полостей Роша компонентов в околосистемный диск, в котором образуется пыль К настоящему времени, различными методами (спектроскопия, спектроастрометрия) вторичные звездных компонентов обнаружены у ~30 % объектов типа FS СМа

Побочным результатом вышеописанного исследования явилось открытие ряда новых объектов (как с эмиссионными линиями в спектрах, так и без них) с ИК избытками, не показывающими В[е] феномена (IRAS 02155+6410, 17050-2408, 22022+4410, и 22061+4747) Возможно, они представляют группу звезд, уже закончившую эволюцию на ГП, в оболочках которых сложились условия для образования новой пыли Это явление пока не получило никакого объяснения, и его изучение не входило в цели настоящей работы

В пятой главе описываются исследования В[е] сверхгигантов и объектов типа LBV Обе группы представляют различные стадии эволюции массивных звезд, характеризующиеся сильной потерей вещества Десять галактических звезд с В{е] феноменом были о писаны в литературе как сверхгиганты и еще 15 были открыты в Магеллановых Облаках (Zickgraf et al 1986, Gummersbach, Zickgraf, & Wolf 1995) В отличии от обычных сверхгигантов (типичные терминальные скорости ветров которых достигают тысяч км с-1), В[е] сверх-гигантйг имеют ветры с низкой терминальной скоростью (порядка сотни кмс-1), во внешних частях которых может образовываться пыль, так как плотность ОЗМ в таких ветрах падает медленно по мере удаления от звезды Автором было предпринято первое систематическое исследование галактических В[е] сверхгигантов, опубликована серия из пяти статей (публикации 40, 46, 52, 54, 55) и открыты 4 новых B[eJ сверхгиганта (Hen 3-298, Hen 3-1398, HDE 327083, AS 381), у последних двух из которых были обнаружены вторичные звездные компоненты

Как и В[е] сверхгиганты, LBV имеют замедленные ветры, но их избытки ИК излучения указывают на наличие, как правило, только холодной пыли в их оболочках Последнее связано с образованием пыли во время дискретных выбросов большого количества вещества

с поверхности звезд, последний из которых наблюдался у объекта г) Cannae в середине 19-го века LBV редки в Галактике и обнаружение новых членов этой группы очень важно для понимания деталей эволюции массивных звезд Автор впервые детально изучил свойства объектов MWC314, AS 314 и MWC930 и показал, что они принадлежат к типу LBV Путем моделирования профилей Бальмеровских линий в спектрах этих объектов, автор получил оценки темпа потери массы (M ~ 10~6 - 2 Ю-5 М© год-1) Для этого была использована программа расчета переноса излучения в спектральных линиях водорода на основе метода Соболева, впервые описанная Погодиным (1986) и существенно модернизированная автором В частности, для MWC93Q было показано, что вклад излучения ОЗМ в оптический континуум объекта составляет ~0 5 звездной величины и должен учитываться при определении его светимости

В шестой главе содержится обзор современного состояния исследования классических Be звезд, обсуждаются результаты, полученные автором по обновлению каталога объектов этого типа в Галактике и его статистическому исследованию, описываются работы автора по изучению отдельных объектов и обнаружению их двойственности Статистическое исследование ~250 ярчайших Be звезд в Галактике показало, что относительное количество известных двойных систем с Be звездой падает с ослаблением блеска объекта, что определенно связано с сильным эффектом наблюдательной селекции Это исследование, наряду с результатами изучения отдельных Be звезд, описанных ниже, привело автора к предположению, что двойственность следует искать у объектов с наиболее сильными эмиссионными спектрами, поскольку гравитационное взаимодействие между звездными компонентами, по всей вероятности, облегчает истечение вещества с их поверхности Это предположение, пока не проверенное теоретически, позволяет наблюдателям сосредоточиться на конкретных объектах и ускорить формирование базы данных для уточнения современных представлений о природе классических Be звезд

В результате поиска горячих звезд, связанных с источниками каталога IRAS, было обнаружено 50 пеотождествленных Be

звезд, включая два ярких объекта (HD 4881 и HD 5839), эмиссионный спектр которых был открыт автором Автор также установил, что эмиссионный объект LS 11+22° 8 не связан с ИК источником IRAS 19381+2224, как указывали Dong & Hu (1991), получил новые наблюдения этого объекта, и показал, что объект является классической Ве звездой

Автором были впервые детально исследованы переменность блеска и спектра Ве звезды 7г Aquarn между началом 1950-х годов, когда в ее спектре было отмечено появление и быстрое усиление эмиссионных линий, до 1996 года, когда эти линии исчезли Было обнаружено аналогичное развитие избытка ИК излучения Спектральные наблюдения, полученные в 1996-2000 годах с активным участием автора, позволили ему установить противофазность изменения лучевой скорости слабого остаточного эмиссионного компонента линии Нск и ее крыльев с периодом 84 1 суток и, таким образом, открыть двойственность этого объекта (публикация 39) Это исследование впервые убедительно показало, что вклад излучения ОЗМ в оптическом континууме у Ве звезд значителен и может быть сравним со вкладом излучения фотосферы центральной горячей звезды Автором было подтверждено открытие двойственности исторически первой Ве звезды 7 Cassiopeae (Harmanec et al 2000) и уточнены параметры ее орбиты (орбитальный период 205 суток и эксцентриситет орбиты" е=Ю, публикация 42)

Организованная автором программа наблюдений двойной системы ö Scorpn, околозвездный диск которой начал образовываться в 2000 году, привела к уточнению ее орбиты и открытию сложного характера истечения вещества из главного компонента (публикации 34, 47, и 58) В частности, было обнаружено, что эмиссионные линии усиливаются при ослаблении оптического блеска объекта При найденном наклоне околозвездного газового диска к лучу зрения (38±5 градусов), наличие этого явления позволяет предположить, что истечение вещества из атмосферы главного компонента системы происходит не только в плоскости диска Эта уникальная система, имеющая эксцентриситет орбиты е=0 94, будет проходить очередной периастр в 2011 году, что приведет к сильному уменьшению

полостей Роша обоих звездных компонентов и позволит изучить не наблюдавшиеся ранее явления, связанные с этим эффектом, а также уточнить ее орбитальный период

В Заключении подведены итоги диссертации и намечены пути дальнейшего исследования звездных систем с околозвездными газопылевыми оболочками Отмечено, что наиболее информативными методами их изучения являются спектроскопия высокого разрешения с высоким отношением сигнал/шум, дополненная квазисинхронной многоцветной фотометрией и ИК интерферометрией Указано на важность комплексного исследования объектов с околозвездными оболочками и звезд, находящихся в направлении этих объектов для уточнения их расстояний и светимостей (например, по межзвездным спектральным особенностям), а также оценки вклада ОЗМ в их наблюдаемые характеристики (используя одновременное моделирование профилей эмиссионных линий, позволяющее определить вклад газовой составляющей оболочки в наблюдаемый континуум, и избытков ИК излучения, позволяющее определить суммарный вклад газовой и пылевой составляющей)

Апробация работы

В ходе выполнения работы постановка задач и полученные результаты обсуждались на

• научных семинарах: ГАО РАН (2001 и 2007 годы), CAO РАН (2001 и 2007 годы), Институтов Астрофизики в Льеже (Бельгия, 1997 год) и Париже (Франция, 2002 год), Института Макса Планка по Радиоастрономии (Бонн, Германия, 5 докладов, 2002-2007 годы), Университетов Амстердама и Утрехта (Нидерланды, 2002, 2004, и 2005 годы), Университета Лидса (Великобритания, 2007 год), Университета штата Северная Каролина в г Гринсборо (США, 2005 и 2006 годы), Обсерватории Cote d'Azur (Ницца, Франция, 2004 год), Бразильской Национальной Обсерватории (Рио де Жанейро, 2006 год),

• международных конференциях: коллоквиуме "Звездные джеты и биполярные истечения" (остров Капри, Италия, 1991), симпозиуме MAC № 162 "Пульсации, вращение и потеря массы звездами ранних спектральных классов" (Антиб, Франция, 1993 год), конференции "Природа и эволюционный статус Ае/Ве звезд Хербига" (Амстердам, Нидерланды, 1993 год), конференции "Околозвездная материя - 94" (Эдинбург, Шотландия, 1994 год), конференции ''Околозвездные диски, истечения и звездообразование'' (остров Козумел, Мексика, 1994 год), конференции "Голубые переменные высокой светимости массивные звезды на промежуточной стадии эволюции" (Гавайи, США, 1996 год); конференции "В[е] звезды" (Париж, Франция, 1997 год, автор входил в состав научного оргкомитета), коллоквиуме MAC №169 "Переменные и несферичные ветры горячих звезд высокой светимости" (Гейдельберг, Германия, 1998 год), коллоквиуме MAC №175 "Be феномен в звездах ранних спектральных классов" (Аликанте, Испания, 1999 год), коллоквиуме MAC № 187 "Экзотические звезды как вызов эволюции" (Майами, США, 2002 год), коллоквиуме "Открытые вопросы локального звездообразования" (Уро-Прето, Бразилия, 2003 год), Всероссийской Астрономической Конференции "Горизонты Вселенной" (ВАК-2004, Москва), конференции "Массивные звезды во взаимодействующих двойных системах" (Монреаль, Канада, 2004 год), конференции "Звезды с В[е] феноменом" (остров Флиеланд, Нидерланды, 2005 год, автор являлся со-председателем научного оргкомитета и со-издателем трудов конференции), конференции "Потеря массы звездами и эволюция звездных скоплений" (Лунтерен, Нидерланды, 2006 год), региональных совещаниях астрономов штатов Южная и Северная Каролина (США, 4 доклада, 2005-2007 годы), и съездах Американского Астрономического Общества в 1998, 1999, 2000, 2001 и 2004 годах

Результаты работы отражены в 67-ми публикациях, 59 из которых написаны совместно с другими авторами

Список основных публикаций по теме диссертации:

1 Miroshmchenko A S , Ivanov A.S On photometric properties of different types of stars with infrared excesses "Stellar jets and bipolar outflows" (L Errico, A Vittone eds ) 1993, Astrophys Space Sci Library, 186, p 221-222

2 Мирошниченко А С , Иванов А С Фотометрия северных звезд VV Сер 1993, Письма в Астрон Журн , 19, с 919-927

3 Бергнер Ю К , Мирошниченко А С , Кривцов А А , Юдин Р В , Ютанов H Ю , Джакушева К Г , Куратов К С , Муканов Д Б Наблюдения звезд с эмиссионными линиями и ИК-избытками I Многоцветная фотометрия звезд Ае/Ве Хербига 1993, Переменные Звезды, 23, с 163-174

4 Miroshmchenko AS MWC314 - a new galactic В[е] supergiant "Pulsation, rotation, and mass loss m early-type stars (L A Balona, H F Herichs, J M LeContel eds ) 1994, Proc IAU Symposium №162, p 396-397

5 Miroshmchenko A S On the nature of the Herbig Be stars MWC137 and MWC 297 ''The nature and evolutionary state of Herbig Ae/Be stars" (PS Thé, M.R Peréz, D de Winter eds ) 1994, ASP Conf Ser , 62, p 134-135

6 Miroshmchenko A S Possible binaries among Bje] stars 1995, Astron Astrophys Transactions, 6, p 251-263

7. Bergner Yu К , Miroshmchenko A S , Yudm R V , Kuratov К S , Mukanov D В , Sheikma T A Observations of emission-line stars with IR excesses II Multicolor photometry of B[e] stars 1995, Astron. Astrophys , 112, p 221-228

8 Miroshmchenko A S , Bergner Yu К , Mukanov D В , Sheikma T A Massive early-type emission-lme stars an attempt to distinguish a new group of stellar objects 1995 Astrophys Space Sci , 224, p 519-520

9 Мирошниченко А С , Бергнер Ю К , Куратов К С , Муканов Д Б , Шейкина Т А Инфракрасные избытки звезд спектрального класса А 1996, Астрон. Журн , 73, р 559-569

10 Miroshnichenko A S MWC 314 - a high-luminosity peculiar В[е] star 1996, Astron Astrophys , 312 p 941-949

11 Miroshnichenko A S , Ivezic Z , Elitzur M On protostellar disks in Herbig Ae/Be stars 1997, Astrophys J , 475, L41-L44

12 Мирошниченко А С , Бергнер Ю К , Куратов К С Исследование кандидатов в звезды Ае/Ве Хербига HD 35929 и HD 203024 1997, Письма в Астрон Журн , 23, с 118-124

13 Miroshnichenko A.S , Kuratov К S , Ivezic Z , Elitzur M MWC 657 - a new peculiar Be star 1997, Inform Bull Variable Stars, №4506, p 1-4

14 Miroshnichenko A S Peculiar early-type supergiants and LBVs resemblance and difference "Luminous Blue Variables Massive Stars m Transition" (A Nota, H Lamers eds ) 1997, ASP Conf Ser 120,p 202-203

15 Miroshnichenko A S , Fremat Y , Houziaux L , Andnllat Y , Chent-sov E L , Klochkova V.G High-resolution spectroscopy of the galactic candidate LBV MWC 314 1998, Astron Astrophys Suppl, 131, p 469-478

16 Bjorkman К S , Miroshnichenko A S , Meade M R , Babler B.L , Code A D , Anderson С M., Fox G К , Johnson J J , Weitenbeck A J , Zellner NEB, Lupie О L The first ultraviolet and optical spectropolarimetry of the B[e] star HD 50138 1998, Astrophys J , 509, p 904-910

17 Miroshnichenko A S Photometry, polarimetry, and mterferometry of B[e] stars "B[e] stars" (A-M Hubert, С Jaschek eds) 1998, Astrophys Space Sci Library, 233, p 145-164

18 Kuratov K S , Miroshnichenko A S , Bergner Yu K Observations of galactic B[e] stars at the Tien-Shan observatory "B[e] stars" (A -M Hubeit, C Jaschek eds.) 1998, Astrophys Space Sci Library, 233, p 165-166

19 Ivezic Z , Miroshnichenko A S , Elitzur M Infrared emission from dust around B[e] stars "B[e] stars" (A -M Hubert, C Jaschek eds )

1998, Astrophys Space Sci Library, 233, p 227-228

20 Miroshnichenko A S , Mulliss C L., Bjorkman K S., Morrison N D , Kuratov K S Wismewski, J P Six intermediate-mass stars with far-mfrared excess a search for evolutionary connections 1999, Monthly Notices Roy Astron Soc , 302, p 612-624

21 Beskrovnaya N G , Pogodm M.A , Miroshnichenko A S , Thé P S , Savanov I G , Shakhovskoy N M , Rostopchma A N , Kozlova O B , Kuratov K S Spectroscopic, photometric, and polanmetric study of the Herbig Ae candidate HD 36112 1999, Astron Astrophys , 343, p 161-174

22 Miroshnichenko A S , Gray R O , Vieira SLA, Kuratov K S , Bergner Yu K Observations of recently recognized candidate Herbig Ae/Be stars 1999, Astron Astrophys . 347, p 137-150

23 Miroshnichenko A S , Ivezic Z , Vmkovic D , Elitzur M Dust emission from Herbig Ae/Be stars - evidence for disks and envelopes

1999, Astrophys J , 520, L115-L118

24 Miroshnichenko A S , Kuratov K S , Sheikma T A , Mukanov D B LS II i-22 8 - a newly recognized classical Be star 1999, Inform Bull Variable Stars, №4743, p 1-4

25 Miroshnichenko A S , Corporon P Revealing the nature of the B[e] star MWG 342 1999, Astron Astrophys 349, p 126-134

26 Miroshnichenko A S , Chentsov E L , Klochkova V G High-resolution spectroscopy of stellar winds m recently recognized LBV candidates "Variable and non-spherical stellar winds m luminous

hot stars" (B Wolf, O Stahl, A W Fullerton eds ) 1999, Lecture Notes m Physics, 523, p 272-274

27 Clark J S , Miroshmchenko A S , Larionov V M , Lyuty V M , Hynes R I, Pooley G.G , Coe M J , McCollough M , Dieters S , Efimov Yu S , Fabregat J , Goranskn V P , Haswell C A , Metlova NV, Robinson EL, Roche P, Shenavrm VI, Welsh WF Photometric observations of the radio bright B[e]/X-ray binary CI Cam 2000, Astron Astrophys , 356, p 50-62

28 Miroshmchenko A S , Chentsov E L , Klochkova V G Optical spectrum of a dusty A-hypergiant AS 314 2000, Astron Astrophys Suppl, 144, p 379-389

29 Pogodm M A , Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Morrison N D , Mulliss C L Spectroscopic behaviour of the Herbig Be star HD 200775 around its maximum activity m 1997 2000, Astron Astrophys , 359, p 299-305

30 Miroshmchenko A S , Chentsov E L , Klochkova V G , Kuratov K S , Sheikma T A , Mukanov D B , Bjorkman K S , Gray R O , Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S , Puetter R, Garcia-Lario P, Perea J V , Bergner Yu K Spectroscopy and photometry of the emission-lme B-type stars AS 78 and MWC 657 2000, Astron Astrophys Suppl , 147, p 5-24

31 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S Far-mfrared excesses m classical Be stars "The Be-phenomenon m early-type stars" Proc IAU Coll № 175 (M A Smith, H F Hendrichs, J Fabregat eds ) 2000, ASP Conf Ser 214, p 484-487

32 Sheikma T A , Miroshmchenko A S , Corporon P B-type emissionline stars with warm circumstellar dust "The Be-phenomenon m early-type stars" Proc IAU Coll № 175 (M A Smith, H F Hendrichs, J Fabregat eds ). 2000, ASP Conf Ser 214, p 494497

33 Miroshmchenko A S , Levato H , Bjorkman K S , Grosso M Spectroscopy of B-type emission-line stars with compact dusty envelopes HD 85567, Hen 3-140, and Hen 3-1398 2001, Astron Astrophys , 371, p 600-613

34 Miroshmchenko A S , Fabregat J , Bjorkman K S , Knauth D C , Morrison N D., Tarasov AE, Reig P, Negueruela I, Blay P Spectroscopic observations of the 5 Scorpn binary during its recent penastron passage 2001, Astron Astrophys , 377, p 485-495

35 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Chentsov E L , Klochkova

V G , Gray R O , Garcia-Lario P., Perea Calderon, J V The pre-mam-sequence star IP Per 2001, Astron Astrophys , 377, p 854867

36 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Krugov V D , Usenko I.A Properties of classical Be stars from analysis of high-resolution Ha profiles 2001, Odessa Astronomical Publ, 14, p 47

37 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Chentsov E L , Klochkova

V G , Ezhkova O V , Gray R O , Garcia-Lario P, Perea Calderon j V , Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S , Venturmi C C , Puetter R The Luminous Bje] Binary AS 381 2002, Astron Astrophys , 383, p 171-181

38 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Chentsov E L , Klochkova

V G , Manset N , Garcia-Lario P , Perea Calderon J V , Rudy R J , Lynch D K , Wilson J C , Gandet T L V669 Cep A new binary system with a B[e] star 2002, Astron Astrophys , 388, p 563-572

39 Bjorkman K.S , Miroshmchenko A S , McDavid D A , Pogrosheva T M A study of 7r Aqr during a quasi-normal star phase refined fundamental parameters and evidence for bmarity 2002, Astrophys J , 573, p 812-824

40 Miroshmchenko A S , Klochkova V G , Bjorkman K S , Panchuk

V E Properties of galactic B[e] supergiants I CI Cam 2002, Astron Astrophys , 390, p 627-632

41 Hynes R I , Clark J S , Barsukova E A , Callanan P J , Charles P A , Collier Cameron A , Fabrika S N , Garcia M R , Haswell С A , Home К , Miroshnichenko A S , Negueruela I , Reig P , Welsh W F , Witherick D К Spectroscopic observations of the candidate sgB[e]/Х-ray binary CI Cam. 2002, Astron. Astrophys , 392, p 991-1013

42 Miroshnichenko A S , Bjorkman К S , Krugov V D Long-term variations and binary nature of Gamma Cas 2002, Publ Astron Soc Pacific, 114, p 1226-1233

43 Hofmann К -H , Balega Y , Ikhsanov N R , Miroshnichenko A S , Weigelt G Bispectrum speckle mterferometry of the B[ej star MWC 349A 2002, Astron Astrophys , 395, p 891-898

44 Miroshnichenko A S , Bjorkman К S , Chentsov E L , Klochkova V G. Be binaries with warm dust and exotic high-lummosity A-F emission-line stars "Exotic Stars as Challenges to Evolution" Proc IAU Colloq N187, (C A Tout, W Van Hamme eds ) 2002, ASP Conf Ser , 279, p 303-308

45 Мирошниченко А С , Клочкова В Г, Бйоркман К С Исследование В[е] звезды AS 160 2003, Письма в Астрон Журн , 29, с 384-392

46 Miroshnichenko A S , Levato H , Bjorkman К S , Grosso M Properties of galactic B[e] supergiants II HDE 327083 2003, Astron Astrophys , 406, p 673-683

47 Miroshnichenko A S , Bjorkman К S , Morrison N D , Wisniewski J P, Manset N , Levato H , Grosso M , Pollmann E, Buil С , Knauth D С Spectroscopy of the growing circumstellar disk m the <5 Scorpii Be binary 2003, Astron Astrophys , 408, p 305-311

48 Miroshnichenko A S , Kusakm A V , Bjorkman К S , Drake N A , Rudy R J , Lynch D К , Mazuk S , Venturmi С С , Puetter R С Perry R В HD 19993 and HD 29035 new bright A-type emission-hne stars 2003, Astron Astrophys , 412, p 219-228

49 Vmkovic D , Ivezic, Z , Miroshnichenko A S , Elitzur M Disks and Halos m Pre-Mam-Sequence Stars 2003, Monthly Notices Roy Astron. Soc , 346, p 1151-1161

50 Miroshnichenko A S , Bjorkman K S , Kusakm A V , Gray R O , Manset N , Klochkova V G , Yushkm M V , Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S , Venturmi C , Puetter R.C , Perry R B New candidates for dust-formmg hot stars. 2003, Bull Amer Astron Soc 35, p. 1359

51 Pogodin M A , Miroshnichenko A S , Tarasov A E , Mitskevich M P., Chountonov G A , Klochkova V G , Yushkin M V , Manset N , Bjorkman K S , Morrison N D , Wismewski J P A new phase of activity of the Herbig Be star HD 200775 m 2001 evidence for bmarity 2004, Astron Astrophys , 417, p 715-723

52. Miroshnichenko A S , Levato H , Bjorkman K S , Grosso M , Manset N , Men'shchikov A B., Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S Venturmi C C , Puetter R C., Perry R B Properties of galactic B[e] supergiants ill MWC 300 2004, Astron Astrophys , 417, p. 731-743

53 Miroshnichenko A S , Gray R O , Klochkova V G , Bjorkman K S , Kuratov K S Fundamental paiameters and evolutionary state of the Herbig Ae star candidate HD 35929 2004, Astron Astrophys , 427, p 937-944

54 Miroshnichenko A S., Bjorkman K S , Grosso M , Hmkle K , Levato H Properties of galactic B[e] supergiants IV Hen 3-298 and Hen 3303 2005, Astron Astrophys , 436, p 653-659

55 Men'shchikov A B , Miroshnichenko A S Properties of galactic B[e] supergiants V Two-dimensional radiative transfer model of RY Set and its dusty disc 2005, Astron Astrophys , 443, p 211-222

56 Miroshnichenko A S , Bjorkman K S , Grosso M , Levato H., Gran-km K N , Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S , Venturmi C.C , Puetter R C MWC 930 - a new LBV candidate 2005, Monthly Notices Roy Astron Soc , 364, p 335-343

57 Wismewski J P , Babler B L , Bjorkman K S , Kurchakov A V , Meade M R , Miroshmchenko A S The asymmetrical wind of the candidate Luminous Blue Variable MWG 314 2006, Publ Astron Soc Pacific, 118, p 820-827

58 Carciofi A C , Miroshmchenko A S , Kusakm A V , Bjorkman J E , Bjorkman K S , Marang F , Kuratov K S , Garcia-Lario P , Perea Calderon J V , Fabregat J , Magalhaes A M Properties of the 8 Scorpn circumstellar disk from continuum modeling 2006, Astrophys J , 652, p 1617-1625

59 Miroshmchenko A S Galactic B[e] stars a review of 30 years of investigation ''Stars with the B[e] Phenomenon", (M Kraus, A S Miroshmchenko eds ) 2006, ASP Conf. Ser , 355, p 13-23

60 Miroshmchenko A S , Bernabei S , Bjorkman K S , Chentsov E L , Klochkova V G , Gray R O , Levato H , Grosso M , Hmkle K H , Kuratov K S , Kusakin A.V , Garcia-Lario P , Perea Calderon J V Polcaro V F , Norci L , Manset N , Men'shchikov A B , Rudy R.J , Lynch D K , Ventunm C C , Mazuk S , Puetter R.C , Perry R B , Gandet T L B[e] stars with warm dust revealing the nature of unclassified B[e] stars and expanding the family "Stars with the B[e] Phenomenon", (M. Kraus, A S Miroshmchenko eds) 2006, ASP Conf Ser , 355, p 315-325

61 Polcaro V F , Miroshnichenko A S , Bernabei S , Viotti R F , Rossi C , Norci L The low resolution spectrum of selected Bje] stars with warm dust "Stars with the B[e] Phenomenon", (M Kraus, A S Miroshmchenko eds ) 2006, ASP Conf Ser , 355 p 343-346

62 Miroshmchenko A S , Bernabei S , Polcaro V F , Viotti R F , Norci L , Manset N , Klochkova V G., Rudy R J , Lynch D K , Venturmi C C , Mazuk S , Puetter R C , Perry R B , Gandet T L Optical and near-IR observations of the Bje] star AS 119 "Stars with the B[e] Phenomenon'", (M Kraus, A S Miroshmchenko eds ) 2006, ASP Conf Ser , 355, p 347-350

63 Miroshmchenko A S Discussion Session. How can we determine the evolutionary phase of the unclassified B[e] stars? "Stars with the Bfe] Phenomenon", (M Kraus, A S Miroshmchenko eds ) 2006, ASP Conf Ser , 355, p 365-368

64 Domiciano de Souza A , Driebe T , Chesneau O , Hofmann K -H , Kraus S , Miroshmchenko A S , Ohnaka K , Petrov R G , Preibisch Th , Stee P, Weigelt G VLTI/AMBER and VLTI/MIDI spectro-mterferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57°2874 Size and geometry of the circumstellar envelope m the near- and imd-IR 2007, Astron Astrophys , 464, p 81-86

65 Miroshmchenko A S , Bjorkman K S , Kusakin A V , Gray R O , Manset N , Klochkova V G , Yushkm, M V , Rudy R J , Lynch D K , Mazuk S , Venturmi C C , Puetter R C , Perry R B , Gandet T L 2007, "Massive Stars m Interacting Binaries" (A F J Moffett, N Saint-Louise eds ), ASP Conf Ser , 367, p 343-348

66 Miroshmchenko A S Towards understanding the Bfe] phenomenon I Definition of the galactic FS CMa stars 2007, Astrophys J , 667, p 497-504

67 Miroshmchenko A.S., Manset N , Kusakin A.V , Chentsov E L , Klochkova V.G , Zhankov S V , Gandet T L , Gray R O , Grankm K N , Bjorkman K S , Rudy R J , Lynch D.K , Venturmi C C , Mazuk S , Puetter R C , Perry R B , Levato H , Grosso M , Bernabei S , Polcaro V F., Viotti R.F, Norci L , Kuratov K S. Towards understanding the B[e] phenomenon II. New galactic FS CMa stars 2007, Astrophys J , 671, p 828-841

ичный вклад автора

втору принадлежат постановка задачи по комплексному исследо-анию В[е] звезд, организация долговременной международной про-раммы наблюдения этих объектов и сбора всех наблюдательных анных, получение и обработка более 250 эшельных спектров с помо-ью комплекса программ ШАР, получение и обработка более 2000 отометрических наблюдений более 100 объектов (классических Ве везд, звезд с В[е] феноменом, Ае/Ве звезд Хербига, звезд типа Ве-и, звезд типа УУ Сер, ЬВУ), написание трех обзоров по исследо-анию В[е] звезд (публикации 17, 59 и 60), анализ спектральных и отометрических характеристик и интерпретация наблюдений всех сследованных объектов, выполнение расчетов по моделированию альмеровских линий в спектрах ЬВУ, распределений энергии в пектрах, и определению орбитальных элементов двойных звезд с е и В[е] феноменом, открытых автором (публикации 10, 11, 13, 15, 8, 30, 34, 37, 38, 40, 42, 46, 56), разработка и реализация методов росс-корреляции каталогов позиционных и фотометрических дан-ых в оптическом и ИК диапазонах спектра

В совместных работах автору принадлежат

- публикации 1-2, 8-9, 12-13, 18-20, 22, 24-25, 31-33, 36-40, 42, , 50 60, 66-67 постановка задачи, получение и обработка всего или

асти наблюдательного материала, интерпретация,

- публикации 15, 29-30, 34-35, 45-48, 51, 53-54, 56, 62 поста-овка задачи, обработка наблюдательного материала, обсуждение

зультатов,

- публикации 3, 7, 11, 16, 21, 23, 27-28, обработка наблюдатель-го материала, обобщение данных, участие в интерпретации,

- публикации 41, 43, 49, 55, 57-58, 61, 64 обобщение данных, :астие в интерпретации

Цитируемая литература

Погодин M А 1986, Астрофизика, 24, 491

Allen D А , Swings J -Р. Astron Astrophys , 1976, 47, 293

Aumann H H 1985, Publ Astr Soc Pacific, 97, 885

Dong Y -S , Hu J -Y 1991, Chin Astron. Astrophys , 15, 275

Dullemond С Р , Dominik С , Natta А 2001, Astrophys J , 560, 957

Dwek E 1998, Astrophys J , 501, 643

Gehrz R D 1989, Proc IAU Symp № 135, 445

Geisel S 1970, Astrophys J , 161, 105

Gummersbach С A , Zickgraf F -J , Wolf В 1995, Astron Astrophys , 302,409

Harmanec P , et al 2002, Astron Astrophys , 364, L85

Hollenbach D , Adams F 2004, ASP Conf Ser , 324, 168

Ivezic Z , Nenkova M Elitzur M 1999, User Manual for Dusty,

Umv of Kentucky Internal Report, http //www pa uky.edu/~moshe/dust

Jaschek M , Egret D 1982, Proc IAU Symp №98, 261

Kriz S , Harmanec P 1975, Bull Astron Inst Czech , 26, 65

Lamers H.J G L M , et al 1998, Astron Astrophys , 340, 117

Liu W M , et al. 2007, Astrophys J , 658, 1164

Malfait К , Bogaert E , Waelkens С 1998, Astron Astrophys , 331, 211

Mannings V , Sargent A I 1997, Astrophys J , 490, 792

Preibisch Th , et al 2000, Proc IAU Symp №200, 106

Ripepi, V . et al 2006, Astron Astrophys , 449, 335

Salpeter E E 1974, Astrophys J , 193, 585

Secchi A Astronomical Register, 1867, 5, 18

Thé P S , Peréz M., de Winter D 1994, Astron Astrophys Suppl Ser , 104, 315

van der Veen W E С J , Habmg H J , Geballe T R 1989 Astron Astrophys , 226, 108

Vmk J , de Koter A , Lamers H J G L.M 2001, Astron Astrophys , 369, 574

Wackerhng L R 1970, Mem Roy Astron Soc , 73, 153 Zickgraf F-J , et al 1986 Astron Astrophys 163 119

сплатно

МИРОШНИЧЕНКО Анатолий Сергеевич

Фотометрические и спектральные исследования горячих звезд с газопылевыми оболочками

Зак № 152с Уч изд л - 2 1 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

1 Введение

1.1 Общая характеристика работы и ее актуальность.

1.2 Цели работы.

1.3 Основные результаты и их достоверность

1.4 Положения, выносимые на защиту

1.5 Научная новизна и практическая ценность работы.

1.6 Структура диссертации.

1.7 Апробация работы.

1.8 Личный вклад автора.

2 Наблюдательный материал: получение, обработка, и методы анализа

2.1 Фотометрические наблюдения.

2.2 Спектральные наблюдения.

2.2.1 Аппаратура и обработка спектров.

2.2.2 Анализ спектральных данных.

2.3 Моделирование Бальмеровских линий и континуума околозвездного газа

2.4 Моделирование пылевых оболочек

2.5 Методика позиционной кросс-корреляции каталогов.

2.6 Основные результаты Главы 2.

3 Ае/Ве звезды Хербига и структура их околозвездной пыли

3.1 Эволюция околозвездной пыли вблизи молодых звезд промежуточной массы.

3.2 Моделирование пылевых оболочек Ае/Ве звезд.

3.2.1 Сферические модели

3.2.2 Двухкомпонентные модели.

3.3 Исследования отдельных Ае/Ве звезд.

3.3.1 Новые Ае/Ве звезды, найденные путем кросс-корреляции каталогов

3.3.2 Молодая звезда 1Р Рег.

3.3.3 Переходный объект НБ

3.3.4 Объект НБ 35929.

3.4 Основные результаты Главы 3.

4 Звезды с В[е] феноменом

4.1 Начальные исследования В[е] феномена.

4.2 Классификация объектов с В[е] феноменом, основанная на времени образования пыли

4.3 Объекты типа FS СМа

4.3.1 Природа и эволюционный статус объектов типа FS СМа.

4.3.2 Примеры исследования отдельных объектов типа FS СМа.

4.3.3 Поиск новых членов группы объектов типа FS СМа

4.3.4 Результаты наблюдений новых объектов типа FS СМа.

4.4 Новые объекты с избытками ИК излучения без В[е] феномена.

4.5 Основные результаты Главы 4.

5 Звезды высокой светимости с околозвездной пылью:

В[е] сверхгиганты и LBV

5.1 Общая характеристика В[е] сверхгигантов.

5.1.1 В[е] сверхгиганты Магеллановых Облаков.

5.1.2 MWC349A.

5.1.3 MWC

5.1.4 HDE

5.1.5 AS 381.

5.1.6 Другие представители подгруппы sgB[e].

5.2 Объекты типа LBV.

5.2.1 MWC314.

5.2.2 AS 314.

5.2.3 MWC

5.3 Основные результаты Главы 5.

6 Классические Ве звезды

6.1 Общая характеристика Ве звезд.

6.2 Статистические исследования и открытие новых членов группы.

6.2.1 Ве звезды в обзоре IRAS.

6.2.2 Новый каталог ярких Ве звезд.

6.3 Исследования отдельных объектов

6.3.1 7г Aquarii

6.3.2 7 Cassiopeae

6.3.3 6 Scorpii.

6.4 Основные результаты Главы 6.

Звезды аккрецируют вещество или теряют его с различным темпом на протяжении почти всей своей эволюции, так что некоторое количество материи всегда присутствует в непосредственной близости от звезды или звездной системы. Эта околозвездная материя (ОЗМ) перерабатывает энергию фотонов, излученных центральными звездами, и переизлучает ее в форме рекомбинационных эмиссионных линий и континуума (свободно-свободное и свободно-связанное излучение). Присутствие большого количества ОЗМ в звездных системах, с одной стороны, искажает наблюдаемые характеристики звезд и затрудняет определение их физических параметров, а с другой, вносит новые особенности в излучение объектов, позволяющие изучать характеристики ОЗМ и, таким образом, звездную эволюцию. Последняя характеризуется спокойными стадиями, когда внутренняя структура и наблюдаемые параметры объектов меняются плавно (например, стадия Главной Последовательности, далее ГП), и критическими стадиями, когда объекты испытывают сильные изменения (например, стадия асимпотиче-ской ветви гигантов). Критические стадии связаны со значительной потерей или аккрецией вещества звездами и, в ряде случаев, с созданием околозвездной пыли. Изучение этих стадий дает возможность понять такие важные аспекты эволюции Вселенной как эволюция галактик и формирование планетных систем, при этом уточняя знания о спокойных стадиях и причинах межстадийных переходов.

Несмотря на то, что горячие звезды с эмиссионными спектрами известны со времени первых спектральных наблюдений, проведенных уже в середине 19-го века (БессЫ 1867), механизмы образования и эволюции их ОЗМ не понятны до настоящего времени. Это в полной мере относится к эволюции звезд с начальными массами от ~3-х до ~20-ти М©, которые имеют на ГП спектральные классы В и А. Типичные темпы потери массы такими звездами (М ~ Ю-11 — Ю-9 М0год-1) не предполагают наличия мощных околозвездных оболочек вокруг них. Однако, заметное их количество характеризуется Ве и В[е] феноменами, существование которых является вызовом современным моделям звездной эволюции и требует тщательного исследования, но также представляет возможности для развития и проверки новых методов астрофизического анализа данных.

Рассмотрим более подробно круг проблем, связанных с основными группами объектов с эмиссионными линиями в спектрах в указанном интервале масс, существовавший ко времени начала настоящей работы (1993-1994 г.г.). Некоторые из них остаются актуальными до сих пор.

Одной из основных проблем в изучении эволюции горячих звезд с большим количеством ОЗМ является недостаточно четкая классификация объектов, относимых к различным группам, связанная с ограниченностью наблюдательной информации. К последней относятся неодновременность наблюдений в разных диапазонах спектра, малая продолжительность слежения за объектами (часто имеются только единичные фотометрические и/или спектральные наблюдения), недостаток наблюдений с высоким спектральным и пространственным разрешением.

До начала 1960-х годов единственной известной группой эмиссионных горячих объектов были классические Ве звезды, считающиеся объектами ГП. Они определяются как звезды спектрального класса В и классов светимости III - V, а основным признаком присутствия значительного количества ОЗМ в их непосредственной близости являются Бальмеровские эмиссионные линии. ОЗМ стала гораздо более доступной для изучения в 1960-х годах, когда астрономия стала всеволновой. Появление, в первую очередь, инфракрасной (ИК) астрономии привело к открытию новых фаз некоторых спокойных и критических стадий звездной эволюции. Еще в 1960 году были найдены кандидаты в молодые (не достигшие ГП) горячие звезды (Нег!^ 1960), названные Ае/Ве звездами Хербига. Помимо спектральных классов А и В и наличия Бальмеровских эмиссионных линий в спектрах, их основными отличительными характеристиками являлись связь с темными или отражательными туманностями. Однако, и некоторые Ве звезды оказались окружены видимыми туманностями, что привело к неоднозначности разделения этих двух групп объектов. Последующие наблюдения с применением различных методик (фотометрия, спектроскопия, поляриметрия) не привели к существенному прогрессу. В середине 1990-х годов был сделан вывод об отсутствии уникального набора наблюдаемых характеристик, позволяющего однозначно разделять молодые и проэволюционировавшие горячие объекты (Thé, de Winter, & Pérez 1994).

Одним из результатов сложившейся ситуации является, например, то, что до 30% объектов единственного опубликованного к настоящему времени каталога классических Be звезд (1159 объектов, Jaschek & Egret 1982) относятся к этому типу только на основании присутствия в их спектрах эмиссионных линий, обнаруженных на спектрограммах, полученных с объективной призмой. Как следствие, в список этих объектов попали сверхгиганты, Ае/Ве звезды, и даже звезды с В[е] феноменом. Список же последних (Allen & Swings 1976) оказался таким неоднородным (см. Главу 4), что это привело к значительной потере к ним интереса и существенно замедлило изучение феномена пылеобразования горячими звездами.

Важным аспектом проблемы классификации является проблема определения светимости эмиссионных объектов. Спектры нормальных звезд содержат фотосферные линии, параметры которых (глубина, ширина) зависят от физических параметров фотосферы (температура, светимость, сила тяжести на поверхности, скорость вращения). В спектрах же эмиссионных объектов фотосферные линии искажены излучением оболочки как в линиях, так и в континууме. У многих звезд с В[е] феноменом фотосферные линии не видны даже при высоком спектральном разрешении и высоком отношении сигнала к шуму (см. рис. 1.1). Фотосферные линии в спектрах классических Be звезд, сильно уширенные за счет вращения, плохо выделяются на фоне континуума, который, в свою очередь, вносит сильный вклад в излучение звезды в оптическом диапазоне (Carciofi et al. 2006). Излучение ОЗМ может также приводить к мимикрии объектов низкой светимости (напр., Прото-Планетарные Туманности, далее ППТ) под объекты высокой светимости (напр., Luminous Blue Variables - далее LBV, см. Chentsov et al. 2003). Для устранения классификационных трудностей необходимы были новые количественные критерии разделения различных групп объектов. Ряд таких критериев был найден при исследовании объектов в ИК диапазоне, в котором излучение ОЗМ доминирует над фотосфер-ным, отражая особенности распределения околозвездных газа и пыли.

Рис. 1.1: Эмиссионные линии в спектре MWC 137. Объект классифицируется как звезда с В[е] феноменом (Allen & Swings 1976) и как Ае/Ве звезда Хербига (Finkenzeller & Mündt 1984). Спектр получен в декабре 2004 г. на 3.6-м телескопе CFHT. Фотосферные линии не обнаружены. По оси абсцисс отложены длины волн в ангстремах, по оси ординат - интенсивность в единицах локального континуума.

В 1970 году были открыты избытки ИК излучения у горячих звезд и замечена корреляция между присутствием этих избытков и эмиссионных линий однократно ионизованного железа (Geisel 1970). Эти явления были интерпретированы как следствие сильной потери массы, приводящей к образованию пыли. Однако, скоро выяснилось, что только ~30% из 70-ти объектов, описаннных Geisel, являются молодыми звездами, окруженными облаками пыли, созданной предыдущими поколениями звезд (напр., Strom et al. 1972). Еще ~40% являются сильно проэволюционировавшими (сверхгиганты, планетарные туманности), которые действительно создают новую пыль на различных критических стадиях эволюции. В оставшиеся 30% входят классические Be звезды, которые не содержат пыли в оболочlg ^

Рис. 1.2: Исправленные за межзвездную экстинкцию распределения энергии в спектрах классической Be звезды 7 Casssiopeae (крестики) и Ае/Ве звезды Хербига HD 200775 (кружки). Сплошной линией показана модель атмосферы карлика с температурой 25000 К (Kurucz 1994). По оси абсцисс - логарифмическая шкала длин волн в микронах, по оси ординат - поток излучения, нормированный к эффективной длине волны фотометрической полосы V (0.55 мкм). ках (Gehrz, Hackwell, & Jones 1974), и 6 объектов, которые были названы пекулярными Be звездами, позднее вошедшими в список звезд с В[е] феноменом (одновременное присутствие запрещенных эмиссионных линий и сильных избытков ИК излучения, Allen к, Swings 1976).

Таким образом, ИК наблюдения начала 1970-х годов показали, что Ае/Ве звезды Хербига имеют значительно более сильные избытки ИК излучения, чем классические Be звезды (рис. 1.2). Однако, даже более поздние списки Ае/Ве звезд содержали классическую Be звезду ш Orionis (Thé, de Winter, к Pérez 1994). Кроме того, появилась проблема разделения Ае/Ве звезд и звезд с В[е] феноменом. Обе группы обладают как эмиссионными спектрами, так и сильными избытками ИК излучения, но первая считалась содержащими только молодые объекты, тогда как во вторую молодые объекты изначально старались не включать. Ситуацию усугубило открытие изолированных Ае/Ве звезд (не входящих в состав молодых скоплений или явных областей звездообразования, Grinin et al. 1991). Детальное сравнение распределений энергии в спектре (РЭС) в ИК диапазоне у этих двух групп объектов не проводилось.

Следующей серьезной проблемой является проблема возникновения и эволюции ОЗМ. Она включает в себя проблему возникновения аномально сильного истечения вещества из звездных атмосфер и проблему образования пыли в ближайших окрестостях горячих звезд.

Одной из первых моделей, объясняющих сильную потерю массы Be звездами, была гипотеза Struve (1931), который предположил, что нестабильность состояния вещества на поверхности этих быстровращаюших-ся одиночных звезд приводит к образованию кольца околозвездного газа. Эта гипотеза качественно объясняла наблюдаемые профили эмиссионных линий (узкие однопиковые или широкие двухпиковые в зависимости от ориентации плоскости кольца по отношению к лучу зрения, см. рис. 1.3). Однако, конкретный механизм истечения вещества, переходы Be звезд от фазы с сильными эмиссионными линиями к фазе без наблюдаемых эмиссионных линий, и отсутствие феномена Be у многих быстровращаюшихся звезд спектрального класса В объяснены не были.

Kriz & Harmanec (1975) предположили, что Be звезды (которые более правильно называть объектами с Be феноменом, Collins 1987), являются двойными системами, в которых вращение главного компонента (звезды класса В) ускорено переносом вещества со вторичного компонента во время заполнения последним полости Роша. Одним из следствий такого переноса предполагалось обнажение внутренних слоев вторичного компонента, вследствие чего он должен был бы представлять собой звезду небольшого размера с повышенным содержанием гелия в атмосфере. Однако, многочисленные наблюдения в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне привели к открытию лишь нескольких таких систем (Thaller et al. 1995). Кроме того. эта гипотеза не получила поддержки вследствие неблыного количества известных двойных систем с Be компонентами (Pavlovski et al. 1997).

В последствии теоретически исследовалась, как правило, модель одиночной истекающей звезды. Bjorkman к, Cassinelli (1993) показали, что строго радиальное истечение в присутствие широтного градиента фо-тосферной температуры за счет вращения может привести к образованию экваториального диска. Но работы группы S. Owocki (напр., Owocki, Cranmer, & Gayley 1996), выполненные с учетом нерадиальных сил, выявили упрощенность только радиального подхода и указали на неэффективность формирования диска в случае Be звезд. Таким образом, проблема возникновения ОЗМ и ее эволюции у Be звезд осталась нерешенной.

Рис. 1.3: Качественное объяснение профилей эмиссионных линий Be звезд.

Сильные избытки ИК излучения у Ае/Ве звезд Хербига указывают на присутствие околозвездной пыли, распределение которой в оболочке оста-вается предметом полемики со времени ее открытия. Strom et al. (1972) предположили, что ОЗМ вокруг Ае/Ве звезд имеет форму диска. Двадцать лет спустя почти одновременно вышли две работы, в которых на основе анализа РЭС в широком диапазоне спектра отстаивались разные точки зрения на геометрию ОЗМ. Hillenbrand et al. (1992) доказывали, что пылевые оболочки сформированы сильной дисковой аккрецией, тогда как Berrilli et al. (1992) утверждали, что газ и пыль имеют сферическое распределение. В обеих работах модельные РЭС довольно грубо описывали наблюдаемые, оставляя открытым вопрос о характеристиках ОЗМ.

Несколько позже Waelkens, Bogaert, & Waters (1994), анализируя РЭС 15-ти Ае/Ве звезд, выдвинули гипотезу о слипании пылинок с температурами 300-500 К в процессе эволюции к ГП. Этим процессом они пытались объяснить наблюдаемый минимум РЭС нескольких объектов в области длин волн ~10 мкм. Недостаточность статистического материала оставила эту гипотезу нуждающейся в дальнейшей проверке.

Информация, полученная из обзора неба в диапазоне длин волн 12-100 мкм, выполненного спутником IRAS в 1983 году, позволила уточнить детали эволюции ОЗМ у некоторых групп горячих объектов. В частности, были открыты объекты типа Беги, являющиеся звездами спектрального класса А, сохраняющими остатки пылевых оболочек на протяжении значительной части их эволюции на ГП (Aumann 1985), и особенности оболочек ППТ, выметающих околозвездную пыль, созданную на предыдущей эволюционной стадии, в межзвездную среду (van der Veen, Habing, & Geballe 1989). Эти открытия внесли существенный вклад в изучение как ранних, так и поздних стадий звездной эволюции, а также процесса образования околозвездной пыли.

Уже в 1970-е годы были поняты причины образования пыли в хромосферах и оболочках холодных звезд, где температура вещества близка к температуре сублимации пылинок, тогда как плотность вещества высока (Salpeter 1974). Последующее изучение горячих объектов высокой светимости (L > 105 L©, звезды Вольфа-Райе и LBV) показало, что пыль может образовываться при менее благоприятных, но особых условиях (например, при дефиците водорода в ОЗМ или присутствии плотных конденсаций, которые могут создавать повышенную плотность материи даже на далеких расстояниях от звезды). Поскольку даже одиночные такие звезды интенсивно теряют массу (М > Ю-5 МО год-1) за счет сильного давления излучения в их атмосферах, плотность ОЗМ в их оболочках велика, и пыль может в них образовываться. Однако, до недавнего времени не возникало предположений о возможности образования пыли вблизи горячих звезд со светимостями ниже светимостей сверхгигантов (Gehrz 1989, Dwek 1998).

Развитие ИК астрономии привело к повышению чувствительности приемников излучения. В результате, обзор IRAS, остававшийся наиболее глубоким обзором неба в диапазоне 12-100 мкм до недавнего времени, обнаружил около 246 тысяч точечных источников. Однако, позиционная его точность составляла 10" — 30". Так возникла проблема неоднозначности позиционного отождествления ИК источников с оптическими.

Приведем несколько примеров этой проблемы, найденных автором. Только 36 ИК источников из 103-х были правильно отождествлены с яркими звездами спектральных классов В и А в работе Patten & Willson (1991). В работе Oudmaijer et al. (1992), 462 ИК-источника были отождествлены с яркими звездами астрометрического каталога SAO (1966). Многие источники оказались Ве, Ае/Ве звездами, объектами типа Веги, ППТ, LBV, и объектами с В[е] феноменом. Однако, почти у половины (214) объектов этого каталога природа ИК избытка была непонятна. Проанализировав информацию об этих объектах, автор выяснил, что, например, 20 оптических источников находятся за пределами области неопределенности координат соответствующих ИК источников; 15 объектов являются кратными системами, в которых ИК излучение обусловлено присутствием звезды позднего спектрального класса (а не раннего, как указывают Oudmaijer et al. 1992); 34 объекта оказались звездами спектральных классов К и M (а не В и А), что было подтверждено независимыми наблюдениями автора. Из 287-ми ИК источников с сильными избытками ИК излучения, отождествленных Dong & Hu (1991) с горячими эмиссионными звездами, около 30% отождествлений оказались неправильными. Работа автора по новому отождествлению оптических и ИК источников позволила как устранить вышеупомянутые ошибки, так и обнаружить новые объекты - кандидаты в рассматриваемые в настоящей работе группы эмиссионных объектов.

Наконец, последняя проблема, которую автор считает важной в исследовании звезд промежуточной массы, это проблема роли двойственности. Недавние исследования показывают, что значительная часть звезд в указанном интервале начальных масс рождается двойными и кратными (Preibisch et al. 2000). Перенос вещества (а с ним и углового момента) в двойных системах может объяснить как быстрое вращение Ве звезд (Kriz & Harmanec 1975), так и присутствие большого количества ОЗМ. Однако, обнаружение двойственности является трудной задачей, поскольку в большинстве известных случаев вторичные звездные компоненты объектов с Ве и В[е] феноменами существенно (на 2-4 звездные величины) слабее главных компонентов в оптическом диапазоне, тогда как в ИК диапазоне околозвездная оболочка излучает значительно сильнее центральных звезд. В результате, проблема роли двойственности в таких объектах детально изучена не была.

В связи с этим автором была поставлена задача сбора и обобщения существующего наблюдательного материала по основным группам горячих эмиссионных объектов, поиска новых членов этих групп в обзорах неба в разных диапазонах спектра (IRAS, 2MASS и USNO) и разработки критериев их выделения, проведения новых спектральных и многоцветных фотометрических наблюдений большой выборки таких объектов, определения физических параметров избранных (в основном, малоизученных и открытых при выполнении настоящей работы) звезд и их оболочек, и создания фундамента для исследования физических механизмов образования и эволюции ОЗМ на основе базы полученных данных.

В представляемой диссертации рассматриваются звездные системы, в состав которых входит хотя бы один компонент раннего спектрального класса (в основном, класса В) и которые окружены большим количеством околозвездного газа и пыли. Основными группами объектов, рассматриваемыми автором, являются не достигшие ГП Ае/Ве звезды Хербига, классические Be звезды, и звезды с В[е] феноменом. Согласно современным представлениям, эти объекты находятся на различных стадиях звездной эволюции, на которых происходят интенсивные процессы потери или обмена массой как внутри систем (например, между звездными компонентами), так и с окружающими их околозвездной оболочкой и межзвездной средой (например, с молекулярным облаком, из которого система образовалась). Эти группы объектов могут представлять последовательные стадии эволюции звездных систем в одном и том же диапазоне масс. Кроме того, возможно, что феномены Be и В[е] возникают у звездных систем с разными параметрами (например, разными отношениями масс звездных компонентов и разными орбитальными периодами в начале эволюции).

Основным направлением работы является исследование наименее изученной группы звезд с В[е] феноменом, половина объектов начального списка которой (32 объекта, Allen & Swings 1976), не была причислена ни к одной из известных групп (неклассифицированные объекты с В[е] феноменом, см. ниже описание Главы 4). Исследование других групп объектов как в вышеуказанном интервале начальных звездных масс, так и вне его (LBV, звезды типа VV Сер, и звезды типа Веги), имеет в данной работе вспомогательное значение. Так, например, изучение LBV помогло открыть новые объекты этого типа и показало, что ИК избытки их излучения объясняются, как правило, только присутствием холодной околозвездной пыли (с температурами ~100-200 К), что позволяет легко отличить LBV от объектов с В[е] феноменом. Кроме того, такой комплексный подход привел как к более ясному пониманию физики объектов основной исследуемой группы, так и к уточнению представлений о свойствах других исследованных групп, а также к открытию новых их членов.

В целом, характер работы является наблюдательным с акцентом на применение комплексных методов исследования в широком диапазоне спектра и сравнение наблюдаемых характеристик больших групп объектов, представляющие различные стадии эволюции. Основное внимание уделялось классификации объектов, определению физических параметров центральных звезд и качественной диагностике околозвездных оболочек. Такой подход обеспечивает фундамент для последующего количественного исследования рассматриваемых объектов с учетом всей сложности их строения.

1.2 Цели работы

Основной целью работы является развитие представлений об эволюции звезд и звездных систем на критических стадиях, на которых объекты интенсивно теряют массу или обмениваются ей, образуя оболочки как вокруг отдельных звездных компонентов, так и вокруг систем в целом.

Более детально цели работы можно сформулировать следующим образом:

• изучить эволюцию околозвездной пыли у не достигших ГП Ае/Ве звезд Хербига, а также различия между Ае/Ве звездами и звездами с В[е] феноменом;

• изучить роль двойственности в объектах с Ве и В[е] феноменами;

• проверить достоверность отождествления горячих эмиссионных звезд с позиционно близкими ИК источниками;

• проверить и уточнить классификацию объектов, относимых к основным группам горячих эмиссионных звезд, и провести новый поиск таких объектов в фотометрических обзорах неба;

• исследовать вновь открытые объекты, уточнить физические параметры отдельных представителей различных групп и проследить изменения их наблюдаемых параметров на длительных промежутках времени (годы - десятилетия);

• разработать новые методы выделения горячих звезд с компактными пылевыми оболочками.

6.4 Основные результаты Главы 6

В настоящей главе рассматривается современное состояние исследования классических Ве звезд; обсуждаются результаты, полученные автором по обновлению каталога Галактических объектов этого типа и его статистическому исследованию; описываются работы автора по изучению отдельных объектов и обнаружению их двойственности. Статистическое исследование ~250 ярчайших Ве звезд показало, что относительное количество известных двойных систем с Ве компонентом падает с ослаблением блеска объекта, что определенно связано с эффектом наблюдательной селекции. Это исследование, наряду с результатами изучения отдельных Ве звезд, описанными ниже, привело автора к предположению, что двойственность следует искать у объектов с наиболее сильными эмиссионными спектрами, поскольку гравитационное взаимодействие между звездами в системе, вероятно, облегчает истечение вещества с их поверхности. Это предположение, пока не проверенное теоретически, позволяет наблюдателям сосредоточиться на конкретных объектах и ускорить формирование базы данных для уточнения современных представлений о природе Ве звезд.

Поиск горячих звезд, связанных с источниками обзора IRAS, привел к обнаружению 50-ти ранее неотождествленных Ве звезд, включая 2 ярких объекта (HD 4881 и HD 5839), эмиссионный спектр которых был открыт автором. Автор также установил, что объект LS II+22°8 не связан с источником IRAS 19381+2224, как считали Dong & Hu (1991), получил его новые наблюдения и показал, что он является Ве звездой.

Автор впервые детально исследовал переменность блеска и спектра Ве звезды 7г Aquarii с начала 1950-х годов, когда в ее спектре было отмечено появление эмиссионных линий, до 1996 года, когда эти линии исчезли. Было обнаружено похожее развитие избытка ИК излучения. Спектральные наблюдения, полученные в 1996-2000 годах с активным участием автора, позволили ему установить противофазность изменения лучевой скорости слабого остаточного эмиссионного компонента линии На и ее крыльев с периодом 84.1 суток и, таким образом, открыть двойственность этого объекта. Это исследование впервые убедительно показало, что вклад излучения ОЗМ в оптическом континууме у Ве звезд значителен и может быть сравним со вкладом излучения фотосферы центральной горячей звезды. Автором было подтверждено открытие двойственности исторически первой Ве звезды 7 Cassiopeae (Harmanec et al. 2000) и уточнены параметры ее орбиты (орбитальный период 205.5 суток и эксцентриситет орбиты е=Ю).

Организованная автором программа наблюдений двойной системы 5 Scorpii, околозвездный диск которой начал образовываться в 2000 году, привела к уточнению ее орбиты и открытию сложного характера истечения вещества из главного компонента. В частности, было обнаружено, что эмиссионные линии усиливаются при ослаблении оптического блеска объекта. При найденном наклоне околозвездного газового диска к лучу зрения (38° ±5°), наличие этого явления позволяет предположить, что истечение вещества из атмосферы главного компонента системы происходит не только в плоскости диска. Эта уникальная система, имеющая эксцентриситет орбиты е=0.94, будет проходить очередной периастр в 2011 году, что приведет к сильному уменьшению полостей Роша обоих звездных компонентов и позволит изучить не наблюдавшиеся ранее явления, связанные с этим эффектом, а также уточнить ее орбитальный период.

Заключение

Горячие звезды с эмиссионными спектрами известны уже почти полтора века. Десятки тысяч наблюдений их блеска, спектра, и поляризации излучения было получено за это время. Они позволили изучить наблюдаемые особенности и определить физические параметры многих таких звезд и окружающей их ОЗМ. Оказалось, что в большинстве случаев характеристики ОЗМ являются отражением эволюционной стадии, на которой находится питающая ее звезда. Например, на стадии до ГП звезда окружена протяженной оболочкой, спектральные особенности которой показывают признаки аккреции вещества, сочетающиеся или чередующиеся во времени с признаками истечения. При этом околозвездная пыль, имеет большой диапазон температур и создает сильный избыток ИК излучения в широком диапазоне длин волн. На стадии ГП объекты, как правило, окружены либо холодной ОЗМ, оставшейся от стадии их образования, либо только газовыми оболочками, сформированными их ветрами. Околозвездная пыль на этой стадии эволюции образуется либо в малых количествах, либо при особых обстоятельствах (напр., накопление большого количества ОЗМ вблизи звезды или звездной системы). На более поздних стадиях эволюции, когда потеря вещества звездой становится существенным фактором, наблюдаемые свойства объектов во многом зависят от массы (и светимости) звезды. В плотных и неоднородных ветрах массивных звезд (^20 МО) пыль может образовываться, несмотря на разрушительное воздействие на нее мощного УФ излучения звезды. Однако, этот процесс является эффективным только в определенных фазах жизни звезды после ГП. Менее массивные звезды создают гораздо больше пыли, находясь на асимптотической ветви гигантов и имея холодные фотосферы. Возвращаясь в горячую область ДГР, они выметают ранее созданную пыль в межзвездное пространство, ионизируя при этом сброшенные поверхностные слои и маскируясь, таким образом, под массивные звезды.

Такая картина вырисовывается при анализе результатов исследования таких групп объектов как Ае/Ве звезды, звезды типа Веги, классические Be звезды, объекты с В[е] феноменом, звезды типа Wolf-Rayet, LBV, ППТ и ПТ. Во многих случаях, совокупность наблюдаемых характеристик (профили и интенсивность эмиссионных линий, степень возбуждения спектра, форма и интенсивность избытка ИК излучения) позволяют однозначно классифицировать объект, то есть определить его природу и эволюционный статус. Однако, отсутствие достаточного количества наблюдательных данных и/или поверхностный их анализ приводит к трудностям в интерпретации поведения отдельных объектов (напр., неклассифицированные объекты с В[е] феноменом) и игнорированию отдельных процессов, происходящих на, вроде бы, известных эволюционных стадиях (напр., возможность образования пыли около горячих звезд невысокой светимости сразу после окончания эволюции на ГП). Эти проблемы замедляют исследование деталей эволюции звезд и звездных систем.

В то время как эволюция одиночных звезд считается хорошо известной и объясняет многие их наблюдаемые особенности, взаимодействие звезды и оболочки и влияние последней на количественные характеристики объекта часто не учитывается. Это касается и двойных систем, количество которых среди молодых объектов промежуточной и большой массы превышает количество одиночных звезд. При изучении эволюции двойных систем, как правило, рассматривается консервативный случай обмена массами между звездными компонентами. При этом модели предсказывают только изменения орбитальных параметров системы и характеристик компонентов. Влияние ОЗМ на наблюдаемые свойства системы и судьба вещества, потерянного из нее, не принимаются во внимание. Количество же и состояние вещества, выброшенного из околозвездного в межзвездное пространство, являются важными составляющими эволюции галактики.

Для обеспечения дальнейшего прогресса в изучении эволюции звезд и галактик необходима детальная информация о многих представителях разных типов объектов. Такой комплексный подход к исследованию процессов, происходящих в звездных системах с компонентами, в основном, промежуточной массы, был избран автором при выполнении настоящей работы. Различными составляющими этого подхода были: сбор всесторонней информации о нескольких группах объектов; проверка опубликованных результатов и проведение независимых исследований, направленных на получение новой информации; проведение наблюдений в широком диапазоне спектра с помощью, как правило, не одной методики; использование модельного подхода как для определения параметров звезд, так и оболочек; статистические исследования больших групп объектов для поиска критериев их выделения.

Основными результатами настоящей работы можно считать следующие. По объектам с В[е] феноменом:

• Выделена и впервые исследована группа объектов типа FS СМа, считавшаяся ранее не поддающейся эволюционной классификации. Предложено объяснение совокупности их наблюдаемых характеристик в рамках модели двойной системы со звездными компонентами, взаимодействующими через околозвездные оболочки. Диапазон светимостей горячих звезд, образующих пыль в своем околозвездном пространстве увеличен практически на 2 порядка. Таким образом, открыто новое направление в звездной астрофизике. Можно ожидать, что роль этих объектов в процессе обогащения Галактики пылевыми частицами значительна и должна учитываться при исследовании ее эволюции.

• В результате проведенной позиционной кросс-корреляции оптических и ИК каталогов в комбинации с фотометрическии и спектральными наблюдениями открыты новые и предварительно исследованы объекты типа FSCMa (MWC657, AS 78, AS 119, Hen 3-140, V669Cep, IRAS 00470+6429, IRAS 03421+2935, IRAS 06071+2925, IRAS 07080+0605, IRAS 07377-2523, IRAS 07455-3143, IRAS 08307-3748, IRAS 17449+2320).

• Впервые систематически изучена группа Галактических объектов высокой светимости с В[е] феноменом (MWC349A, MWC300, RYSct), открыто 4 новых члена этой группы (AS 381, Hen 3-1398, HDE 327083, Hen 3-298) и показано, что большинство из них являются двойными системами или имеют наблюдаемые особенности, которые трудно интерпретировать в рамках модели одиночной звезды.

По Ае/Ве звездам Хербига:

• Проведение первого статистического исследования большой группы объектов, включавшей как не достигшие ГП звезды, так и молодые звезды ГП (54 объекта), показавшего, что 1) горячая пыль исчезает из их оболочек по мере эволюции к ГП раньше холодной и 2) при этом не происходит преимущественной концентрации пылинок с температурами ~300-500 К, из которых могли бы формироваться планеты. По крайней мере, последний процесс не проявляет себя в эволюции РЭС объектов в ИК диапазоне.

• Моделирование РЭС нескольких типичных объектов привело к разработке модели двухкомпонентной пылевой оболочки, способной объяснить РЭС от УФ до миллиметрового диапазона спектра и разнонаправленное изменение размеров изображений оболочки с увеличением длины волны.

• Проведение позиционной кросс-корреляции оптических и ИК каталогов привело к открытию 3-х новых объектов (MQ Cas, BD+11°829 и HD 29035).

По классическим Ве звездам:

• Статистическое исследование ярчайших 250-ти Галактических Ве звезд показало, что ~25% из них являются двойными системами и что малость этой величины является следствием скорее наблюдательной селекции, а не редкости двойных систем среди Ве звезд. Предложено искать новые двойные системы, в первую очередь, среди объектов с сильными эмиссионными спектрами, которые могут отражать эффект накопления вещества в полостях Роша их компонентов.

• Исследование избранных объектов позволило открыть или подтвердить их двойственность и показать важность учета вклада околозвездного газа в оптический континуум для правильного определения физических параметров звезд и оболочек.

• На примере развития околозвездного диска у ô Scorpii, двойной системы с главным компонентом типа Ве, впервые показана сложность характера истечения вещества с поверхности звезды и неоднозначность соотношения между силой эмиссионного спектра и величиной избытка ИК излучения.

По объектам других типов:

• В ходе исследования различных эмиссионных объектов были найдены и исследованы 3 кандидата в Галактические объекты типа LBV (MWC 314, AS 314 и MWC930).

• При поиске новых горячих объектов с избытками ИК излучения была открыта новая, пока небольшая, группа звезд (HD 19993, HD 35929, IRAS 02155+6410, IRAS 17050-2408, IRAS 22022+4410 и IRAS 22061+4747) находящихся в конце или после окончания своей эволюции на ГП, которые, вероятно, создают пыль в своих оболочках.

Проведенное исследование показало, что для дальнейшего прогресса в изучении таких сложных объектов как объекты с В[е] феноменом необходимо одновременно рассчитывать влияние как околозвездного газа, так и околозвездной пыли на наблюдаемые параметры оболочки. Для этого потребуются комплексные наблюдения, включающие, по крайней мере, многоцветную фотометрию в оптическом и ИК диапазоне и спектроскопию высокого разрешения с высоким отношением сигнала к шуму для выявления фотосферных линий, ослабленных излучением околозвездного континуума. Использование поляриметрии и интерферометрии позволит существенно ограничить пространство параметров моделей объектов. Автор предлагает следующую программу продолжения исследований основных групп горячих эмиссионных объектов.

1. Провести поиск объектов типа FSCMa в Магеллановых Облаках, где пока открыты только sgB[e], путем кросс-корреляции каталога 2MASS с каталогами оптической фотометрии и положений.

2. Выявить горячие эмиссионные объекты в архиве наблюдений орбитального телескопа Spitzer Space Observatory, например, в уже опубликованном обзоре большой части Галактической плоскости GLIMPSE (Churchwell & GLIMPSE Team 2005).

3. Периодически проводить фотометрические обзоры наиболее ярких Be звезд и всех известных объектов с В[е] феноменом в ближнем ИК диапазоне спектра для исследования долговременной переменности, связанной с динамикой горячей пыли в их оболочках.

4. Организовать патрульные наблюдения оптических спектров ярких Be звезд с сильными эмиссионными линиями (эквивалентная ширина линии На: ^ 20 А с разрешающей силой R ^ 10000) и объектов с В[е] феноменом для поиска периодической переменности лучевых скоростей и выявления двойных систем.

5. Разработать программы расчета переноса излучения в газопылевых оболочках с произвольной геометрией и самосогласованным расчетом параметров, способных моделировать РЭС, профили спектральных линий, поляризацию излучения и изображения.

Важными были бы наблюдения в УФ диапазоне, но в настоящее время ни один орбитальный телескоп такой аппаратурой не оснащен. Автор уверен, что такая программа-минимум позволила бы уточнить знания об этих сложных объектах и полнее раскрыть их роль в эволюции галактик.

Настоящая работа не была бы выполнена в таком объеме, если бы не тесное сотрудничество автора с большим коллективом астрономов из разных стран, неформальным организатором которого автор являлся практически на всех ее этапах. На разных этапах в нем принимали участие

Ю.К. Бергнер, М.А. Погодин, Н.Г. Бескровная, Н.Р. Ихсанов, Р.В. Юдин (ГАО РАН), В.Г. Клочкова, Е.Л. Ченцов, В.Е. Панчук, М.В. Юшкин (CAO РАН), К.Н. Гранкин (КрАО), А.В. Кусакин (ГАИШ МГУ), К.С. Куратов (АФИФ НАН Казахстана), Н.А. Драке (Астроном. Инст. им. В.В. Соболева СПбГУ), С.В. Жариков (Национальный Университет, Мексика), K.S. Bjorkman, J.E. Bjorkman, N.D. Morrison (Университет г. Толедо, Огайо, США), R.O. Gray (Аппалачский Университет, Северная Каролина, США), R.J. Rudy, D.K. Lynch, С.С. Venturini, S. Mazuk (Aerospace Corp., Калифорния, США), N. Manset (CFHT Corp, Гавайи, США), R.B. Perry (NASA Langley Center, Вирджиния, США), К.Н. Hinkle (Национальная Оптическая Астрономическая Обсерватория, США), S. Bernabei (обсерватория Университета г. Болонья, Италия), V.F. Polcara, R. Viotti (Институт Астрофизики, Рим, Италия), L. Norci (Университет г. Дублин, Ирландия), G. Weigelt (Институт Макса Планка по радиоастрономии, Бонн, Германия), Н. Levato, М. Grosso (обсерватория Complejo Astronómico El Leoncito, Аргентина), Т. Lloyd Evans, F. Marang (Южно-Африканская обсерватория, Южная Африка), Р. García-Lario, J.V. Perea Calderón (Европейское Космическое Агенство, Испания), L. Houziaux (Королевская Академия Наук, Бельгия), а также любители астрономии T.L. Gandet (Аризона, США), Е. Pollmann (Леверкузен, Германия), С. Buil (Тулуза, Франция).

К работе с получением наблюдений, их обработкой и интерпретацией в разное время участвовали студенты Ленинградского (позднее Санкт-Петербургского) Университета И. Судник, А. Губочкин, Е. Савина, А. Иванов, студенты, аспиранты, и молодые исследователи C.L. Mulliss, D.C. Knauth, А.С. Gault, J.P. Wisniewski (Университет г. Толедо, Огайо, США), Y. Frémat (Королевская Обсерватория, Брюссель, Бельгия), А.С. Carciofi (Университет г. Сан Паулу, Бразилия). В рамках настоящего исследования все они работали под руководством автора. Автор выражает глубокую благодарность всем своим коллегам, принимавшим участие в этой работе.

Не все наблюдения, полученные в процессе выполнения работы, были опубликованы. В них имеется большой потенциал для дальнейшего исследования представленных групп горячих звезд. Автор намерен продолжать работу практически во всех затронутых направлениях с преимущественной концентрацией в области изучения феномена объектов типа FS СМа.

1. Балега И.И., Верещагина Р.Г., Маркелов C.B., Небелицкий В.В., Сомов H.H., Сомова Т.А., Спиридонова О.И., Фоменко А.Ф., Фоменко Л.П., Чепурных Г.С., 1979, Астрофиз.исслед. (Известия CAO АН СССР), 11, 248

2. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Горанский В.П., Клоч-кова В.Г., Метлова Н.В., 2006, Астрон. журн. 83, 745

3. Бергнер Ю.К., Бондаренко С.Л., Мирошниченко A.C., Моралев Ю.Д., Шумахер A.B., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., 1988а, Изв. Глав. Астроном. Обсерв. АН СССР, 205, 142

4. Бергнер Ю.К., Мирошниченко A.C., Юдин Р.В., 19886, Известия Глав. Астроном. Обсерв. АН СССР, 205, 152

5. Бергнер Ю.К., Мирошниченко A.C., Судник, И.С., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., Кривцов A.A., Соколов А.Н., Куратов К.С., Муканов Д.Б., 1990, Астрофизика, 32, 203

6. Бергнер Ю.К., Мирошниченко A.C., Кривцов A.A., Юдин Р.В., Ютанов Н.Ю., Джакушева К.Г., Куратов К.С., Муканов Д.Б., 1993, Переменные Звезды, 23, 163

7. Вощинников Н.В., Гринин В.П., Киселев H.H., Миникулов Н.Х., 1988. Астрофизика, 28, 311

8. Галазутдинов Г., 1992, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №92

9. Долидзе М.В., 1975, Бюлл. Абастуман. Астрофиз. Обсерв., 47, 3

10. Кардополов В.И., Филипьев Г.К., 1982, Переменные Звезды, 21, 688

11. Клочкова В.Г., Чепцов Е.Л., 2004, Астрон. Журн., 81, 1104

12. Копылов И.М., Леушин В.В., Топильская Г.П., Цимбал В.В., Гвоздь Ю.А., 1989, Бюллетень CAO АН СССР, 28, 67

13. Копылов И.М., Липовецкий В.А., Сомов H.H., Сомова Т.А., Степанян Дж.А., 1988, Астрофизика, 28, 287

14. Копылов И.M., Сомов H.H., Сомова Т.А., 1986, Астрофиз. исслед. (Известия CAO АН СССР), 22, 77

15. Корнилов В.Г., Волков И.М., Захаров А.И., Козырева B.C., Корнилова Л.Н., Крутиков А.Н., Крылов A.B., Кусакин A.B., Леонтьев С.Е., Миронов A.B., Мошкалев В.Г., Погрошева Т.М., Семенцов В.Н., Ха-лиуллин Х.Ф., 1991, Труды ГАИШ, 63, 400 с.

16. Маркарян Б.Е., Липовецкий В.А., Степанян Дж.А., Ерастова Л.К., Шаповалова А.И., 1989, Сообщ. CAO АН СССР, 62, 5

17. Меныциков A.B., Тутуков A.B., Шустов Б.М., 1985, Письма в Астрон. Журн., 11, 861

18. Мирошниченко A.C., 1992, "Исследование группы звезд ранних спектральных классов с эмиссионными линиями и инфракрасными избытками в спектрах", Дисс. канд. физ.-мат. наук, Санкт-Петербург

19. Мирошниченко A.C., Бергнер Ю.К., Куратов К.С., Муканов Д.Б., Шейкина Т.А., 1996, Астрон. Журп., 73, 559

20. Мирошниченко A.C., Бергнер Ю.К., Куратов К.С., 1997, Письма в Астрон. Журн., 23, 118

21. Мирошниченко A.C., Иванов A.C., 1993, Письма в Астрон. Журн., 19, 919

22. Мирошниченко A.C., Клочкова В.Г., Бйоркман К.С., 2003, Письма в Астрон. Журн., 29, 384

23. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Э.А., Вику-льев H.A., Романенко В.П., 1999, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №139

24. Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ермаков C.B., 2002, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №169

25. Погодин М.А., 1986, Астрофизика, 24, 491

26. Погодин М.А., 1990, Астрофизика, 31, 150

27. Погодин М.А., 1992, ПАЖ, 18, 442

28. Погодин M.А. 2000, "Ае/Ве звезды Хербига: спектроскопия высокого разрешения и структурно-кинематические особенности оболочек", Дисс. докт. физ.-мат. наук, Санкт-Петербург

29. Пугач А.Ф., 1996, Переменные Звезды, 23, 391

30. Соболев В.В., 1947, Движущиеся оболочки звезд, изд-во ЛГУ

31. Страйжис B.JT. 1977, Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс, изд-во Мокслас

32. Шевченко B.C., 1989, Ае/Ве звезды Хербига. Ташкент, изд-во Фан, 262 с.

33. Закиров М.М., 1985, Бюлл. Абастуманской Астрофиз. Обсерв., 58, 425

34. Aaronson M., Blanco V.M., Cook К.H., Olszewski E.W., Schechter P.L., 1990, Astrophys. J. Suppl. Ser., 73, 841

35. Allen C.W., 1955, Astrophysical Quantities, London, University of London, Athlone Press

36. Allen D.A., 1973, Mon. Not. R. Astron. Soc., 161, 145

37. Allen D.A., 1975, Astron. Astrophys., 40, 335

38. Allen D.A., Swings J.-R, 1976, Astron. Astrophys., 47, 293

39. Appenzeller I., 1977, Astron. Astrophys., 61, 21

40. Arkhipova V., 2006, In: "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Conf. Ser., 355, 351

41. Arribas S., Martinez-Rogers С., 1987, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 70, 303

42. Aumann H.H., 1985, Publ. Astr. Soc. Pacific, 97, 885

43. Baines D., Oudmaijer R.D., Porter J.M., Pozzo M., 2006, Mon. Not. R. Astron. Soc., 367, 737

44. Balona L.A., 2000, In: "The Be-phenomenon in early-type stars". Proc. IAU Coll. №175, Eds. M.A. Smith, H.F. Hendrichs, J. Fabregat, ASP Conf. Ser. 214, 1

45. Barnes T.G., Moffat T.J., 1979, Publ. Astr. Soc. Pacific, 91, 289

46. Barsukova E.A., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Yushkin M.V., Goranskij V.P., Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Manset N., 2007, The Astronomer's Telegram, № 1036

47. Bastian U., Bertout C., Stenholm L., Wehrse R., 1980, Astron. Astrophys., 86, 105

48. Baudrand J., Vitry R., 2000, Proc. SPIE, 4008, 182

49. Beals C.S., 1951, Publ.Dom.Astrophys.Obs., 9, №1

50. Bedding T.R., 1993, Astron. J., 106, 768

51. Bergner Yu.K., Miroshnichenko A.S., Yudin R.V., Kuratov K.S., Mukanov D.B., Sheikina T.A., 1995, Astron. Astrophys., 112, 221

52. Berrilli F., Corciulo G., Ingrosso G., Lorenzetti D., Nisini B., Strafella F., 1992, Astrophys. J., 398, 254

53. Bertout C., Basri G., Bouvier J., 1988, Astrophys. J., 330, 350

54. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Miroshnichenko A.S., Thé P.S., Savanov I.G., Shakhovskoy N.M., Rostopchina A.N., Kozlova O.B., Kuratov K.S., 1999, Astron. Astrophys., 343, 161

55. Bessell M.S., 1990, Publ. Astr. Soc. Pacific, 102, 1181

56. Bessell M.S., Brett J.M., 1988, Publ. Astr. Soc. Pacific, 100, 1134

57. Bjorkman J.E., Cassinelli J.P., 1993, Astrophys. J., 409, 429

58. Bjorkman K.S., Miroshnichenko A.S., Meade M.R., Babler B.L., Code A.D., Anderson C.M., Fox G.K., Johnson J.J., Weitenbeck A.J., Zellner N.E.B., Lupie O.L., 1998, Astrophys. J., 509, 904

59. Bjorkman K.S., Miroshnichenko A.S., McDavid D.A., Pogrosheva T.M.,. 2002, Astrophys. J., 573, 812

60. Blöcker T, 1995, Astron. Astrophys, 299, 755

61. Böhm T, Catala C, 1994, Astron. Astrophys, 290, 167

62. Breger M, Pamyatnykh A, 1998, Astron. Astrophys, 332, 958

63. Brown A.G.A, Verschueren W, 1997, Astron. Astrophys, 319, 811

64. Burbidge E.M, Burbidge G.R, 1950, Astrophys. J, 113, 84

65. Cannon A.J, Pickering E.C. 1916, Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, 76, 19

66. Cannon A.J, Pickering E.C. 1924, Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, 91 100

67. Carballo R, Wesselius P.R, Whittet D.C.B, 1992, Astron. Astrophys, 262, 106

68. Carciofi A.C., Bjorkman J.E, 2006, Astrophys. J, 639, 1081

69. Carciofi A.C., Miroshnichenko A.S, Kusakin A.V, Bjorkman J.E, Bjorkman K.S, Marang F, Kuratov K.S, Garcia-Lario P, Perea Calderón J.V, Fabregat J, Magalhaes A.M., 2006, Astrophys. J, 652, 1617

70. Carlson E, Henize K.G, 1979, Vistas in Astronomy, 23, 213

71. Castor J.I, Abbott D.C, Klein R.I, 1975, Astrophys. J, 195, 157

72. Castro-Carrizo A, Bujarrabal V, Sánchez Contreras C. Alcolea, J, Neri R, 2002, Astron. Astrophys, 386, 633

73. Cazzolato F, Pineault S, 2003, Astron. J, 125, 2050

74. Cheng K.-P, Bruhweiler F.C, Kondo Y, Grady C.A, 1992, Astrophys. J, 396, L83

75. Chentsov E.L, Ermakov S.V., Klochkova V.G, Panchuk V.E, Bjorkman K.S, Miroshnichenko A.S, 2003, Astron. Astrophys, 397, 1035

76. Chiang E.I, Goldreich P, 1997, Astrophys. J, 490, 368

77. Chini R, Kruegel E, Kreysa E, Shustov B, Tutukov A, 1991, Astron. Astrophys, 252, 220

78. Churchwell E., GLIMPSE Team, 2005, Rev. Mexicana A&A Conf. Ser., 23, 53

79. Ciatti F. D'Odorico S., Mammano A., 1974, Astron. Astrophys., 34, 181

80. Cidale L., Zorec J., Tringaniello L., 2001, Astron. Astrophys., 368, 160

81. Clark J.S., Larionov V.M., Arkharov A.A., 2005, Astron. Astrophys., 435, 239

82. Cohen L., Barlow M.J., 1977, Astrophys. J., 213, 737

83. Cohen M., Bieging J.H., Dreher J.W., Welch W.J., 1985, Astrophys. J., 292, 249

84. Collins G. W., 1987, in "Physics of Be Stars", Proc. IAU Colloq. №92, Eds. A. Slettebak, T. P. Snow, Cambridge Univ. Press, 3

85. Coluzzi R., 1993, Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires, 43, 7

86. Conti P.S., 1997, In: "Luminous Blue Variables: Massive Stars in Transition", Eds. A. Nota, H. Lamers, ASP Conf. Ser., 120, 46

87. Corporon P., Lagrange A.-M., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 136, 429

88. Coté J., van Kerkwijk M.H., 1993, Astron. Astrophys., 274, 870

89. Coté J., Waters L.B.F.M., 1987, Astron. Astrophys., 176, 93

90. Coyne G.V., MacConnel D.J., 1983, Vatican Observ. Publ., 2, 73

91. Djurascvic G., Zakirov M., Eshankulova M., Erkapic S., 2001, Astron. Astrophys., 374, 638

92. Dubath P., Major M., Burki G., 1988, Astron. Astrophys., 205, 77

93. Di Francesco J., Evans N.J. II, Harvey P.M., Mundy L.G., Butner H.M., 1998, Astrophys. J., 509, 324

94. Dolidze M., Ponomareva G., 1975, Soviet Astron., 9, 157

95. Domiciano de Souza A., Driebe T., Chesneau O., Hofmann K.-H., Kraus S., Miroshnichenko A.S., Ohnaka K., Petrov R.G., Preibisch Th., Stee P., Weigelt G., 2007, Astron. Astrophys., 464, 81 ;

96. Dong Y.-S., Hu J.-Y., 1991, Chin. Astron. Astrophys., 15, 275 \

97. Downes R.A., Webbink R.F., Shara M.M., Ritter H., Kolb U., Duerbeck H.W., 2001, Publ. Astr. Soc. Pacific, 113, 764

98. Draine B., 1985, Astrophys. J. Suppl. Ser., 57, 587

99. Draine B., Lee H.M., 1984, Astrophys. J., 285, 89

100. Dullemond O.P., Dominik C., Natta A., 2001, Astrophys. J., 560, 957

101. Dwek E., 1998, Astrophys. J., 501, 643

102. Eggén О .Y., 1978, Astron. J., 83, 288

103. Eimontas A., Sudzius J., 1998, Baltic Astron., 7, 407

104. Elias N.M. II, Wilson R.E., Olson E.C., Aufdenberg J.P., Guinan E.F., Guedel M., van Hamme W.V., Stevens H.L., 1997, Astrophys. J., 484, 394

105. Evans T.L., 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc., 217, 493

106. Fabregat J., Reig P., Otero S. 2000, IAU Circ., №7461

107. Fabregat J., Reglero V., 1990, Mon. Not. R. Astron. Soc., 247, 407

108. Fabricius C., Makarov V.V., 2000, Astron. Astrophys., 356, 141

109. Finkenzeller U., Mündt R., 1984, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 55, 109

110. Gandet T.L., Otero S., Fraser В., West J.D., 2002, Inform. Bull. Variable Stars,, № 5352

111. Gauba G., Parthasarathy M., Kumar В., Yadav R.K.S., Sagar R., 2003, Astron. Astrophys., 404, 305

112. Gaustad J.E., Van Buren D., 1993, Publ. Astr. Soc. Pacific, 105, 1127

113. Gavióla E., 1950, Astrophys. J., Ill, 408

114. Gehrz R.D., 1989, Proc. IAU Symp. №135, 445

115. Gehrz R.D., Hackwell J.A., Jones T.W., 1974, Astrophys. J., 191, 675

116. Gehrz R.D., Smith N., Jones В., Puetter R., Yahil A., 2001, Astrophys. J., 559, 395

117. Geisel S., 1970, Astrophys. J., 161, L105

118. Gies D.R., 2000, In: "The Be-phenomenon in early-type stars". Proc. IAU Coll. №175, Eds. M.A. Smith, H.F. Hendrichs, J. Fabregat, ASP Conf. Ser. 214, 668

119. Gies D.R., Lambert D.L., 1992, Astrophys. J., 387, 673

120. Glass I.S. 1974, Mon. Not. R. Astron. Soc., 164, 155

121. Glass I.S., Penston M.V., 1974, Mon. Not. R. Astron. Soc., 167, 237

122. Gösset E., Hutsemekers D., Surdej J., Swings J.-P., 1985, Astron. Astrophys., 153, 71

123. Grasdalen G.L., Hackwell J.A., Gehrz R.D., McClain D., 1979, Astrophys. J., 234, L129

124. Gray R.O., Corbally C.J., 1998, Astron. J., 116, 2530

125. Gray R.O., Graham P.W., Hoyt S.R., 2001, Astron. J., 121, 2159

126. Grady C.A., Perez M.R., Talavera A., Bjorkman K.S., de Winter D., The P.S., Molster F.J., van den Ancker M.E., Sitko M.L., Morrison, N.D., Beaver M.L., McCollum B., Castelaz M.W., 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 120, 157

127. Gregorio-Hetem J., Lepine J.R.D., Quast G.R., Torres C.A.O., de la Reza R., 1992, Astron. J., 103, 549

128. Grigsby J.A., Morrison N.D., Anderson L.S., 1992, Astrophys. J. Suppl. Ser., 78, 205

129. Grinin V. P., Kiselev N. N., Chernova G. P., Minikulov N. Kh., Voshchinnikov N. V., 1991, Astrophys. Space Sei., 186, 283

130. Gualandi R., Merighi R., 2001, BFOSC Bologna Faint Object Spectrograph & Camera. MANUALE UTENTE Rel 2.0 (in Italian) R.T. 25-03-2001

131. Gummersbach C.A., Zickgraf F.-J., Wolf B., 1995, Astron. Astrophys., 302, 409

132. Hammersley P.L., Jourdain de Muizon M., Kessler M.F., Bouchet P., Joseph R.D., Habing H.J., Salama A., Metcalfe L., 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 128, 207

133. Hanson M.M., 2003, Astrophys. J., 597, 957

134. Hanuschik R.W., Hummel W., Sutorius E., Dietle O., Thimm G., 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 116, 309

135. Harmanec P, Habuda P, Stefl S, Hadrava P, Korcäkovä D, Koubsky P, Krticka J, Kubät J, Skoda P, Slechta M, Wolf M, 2000, Astron. Astrophys, 364, L85

136. Hartkopf W.L, Mason B.D, McAlister H.A., 1996, Astron. J, 111, 370

137. Hartmann L, Jaffe D, Huchra J.P, 1980, Astrophys. J, 239, 905

138. Hartmann L, Kenyon S.J, Calvet N, 1993, Astrophys. J, 407, 219

139. Haupt H.F, Schroll A, 1974, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 15, 311

140. Hayashi C, 1961, PASJ, 13, 450

141. Heasley J.N, Wolff S.C, 1983, Astrophys. J, 269, 634

142. Henning T, Launhardt R, Steinacker J, Thamm E, 1994, Astron. Astrophys, 291, 546

143. Herbig G.H, 1960, Astrophys. J. Suppl. Ser, 4, 337

144. Herbig G.H, 1993, Astrophys. J, 407, 142

145. Herbig G.H, 1994, In "The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be stars", Eds. P.S. The, M.R. Perez, E.P.J, van den Heuvel, ASP Conf. Ser. 62, 3

146. Herbig G.H, Bell K.R, 1988, Lick Obs. Bull. №1111

147. Hillenbrand L.A, Strom S.E, Vrba F.J, Keene J, 1992, Astrophys. J, 397, 613

148. Hiltner W.A, 1956, Astrophys. J. Suppl. Ser, 2, 389

149. Hiltner W.A, Iriarte B, 1955, Astrophys. J, 122, 185

150. Hinkle K, Wallace L, Valenti J, Harmer D, 2000, Visible and Nearo1.frared Atlas of the Arcturus Spectrum 3727-9300 A, San Francisco: ASP

151. Hog E, Fabricius C, Makarov V.V, Urban S, Corbin T, Wycoff G, Bastian U, Schwekendiek P, Wicenec, A, 2000, Astron. Astrophys, 355, L27

152. Hoffmeister C., 1949, Astron. Nachr. Erg., 12, H. 1

153. Holland W.S., Greaves J.S., Zuckerman B., Webb R.A., McCarthy C., Coulson, I.M., Walther D.M., Dent W.R.F., Gear W.K., Robson I., 1998, Nature, 392, 788

154. Hollenbach D., Adams F., 2004, ASP Conf. Ser., 324, 168

155. Hoffleit D., Saladyga M., Wlasuk P., 1983, A Supplement to the Bright Star Catalogue, Yale University Obs.

156. Hoffleit, D., Warren Jr W.H., 1991, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed., Astronomical Data Center, NSSDC/ADC

157. Hofmann K.-H., Balega Y., Ikhsanov N.R., Miroshnichenko A.S., Weigelt G., 2002, Astron. Astrophys., 395, 891

158. Hubeny I., Lanz T., Jeffery C.S. 1995, Synspec A User's Guide

159. Hu J.Y., Thé P.S., de Winter D., 1989, Astron. Astrophys., 208, 213

160. Hummel W., Steil S., 2003, Astron. Astrophys., 405, 227

161. Hummell W., Wrancken M., 2000, Astron. Astrophys., 359, 1075

162. Humphreys R.M., 1970, Astron. J., 75, 602

163. Humphreys R.M., 1978, Astrophys. J. Suppl. Ser., 38, 309

164. Humphreys R.M., Davidson K., 1994, Publ. Astr. Soc. Pacific, 106, 1025

165. Humphreys R.M., Lamers H.J.G.L.M., Hoekzema N., Cassatella A., 1989, Astron. Astrophys., 218, L17

166. Ivezic Z., Elitzur M., 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc., 287, 799

167. Ivezic. Z., Miroshnichenko A.S., Elitzur M., 1998, Astrophys. Space Sei. Library, 233, 227

168. Ivezic Z., Nenkova M., Elitzur M., 1999, User Manual for Dusty, Univ. of Kentucky Internal Report, http://www.pa.uky.edu/~moshe/dusty

169. Jaschek M., Egret D., 1982, Proc. IAU Symp. №98, 261

170. Jiang B.W., Deguchi S., Ramesh B., 1999, Publ. Astron. Soc. Japan, 51, 95

171. Johnson H.L., Mitchell R.I., Iriarte B., Wisniewski W.Z., 1966, Comm. LPL, 4, №63, 99

172. Joint IRAS Science W.G., 1986, IRAS Catalog of Point Sources, Version 2.0, available from CDS

173. Kalas D., Graham J.R., Beckwith S.W.V., Jewitt D.C., Lloyd J.P., 2002, Astrophys. J., 567, 999

174. Kalas D., Jewitt D.C., 1997, Nature, 397, 52

175. Kallrath J., Milone E.F. 1998, Eclipsing binary stars. Modeling and Analysis., Springer

176. Kaltcheva N., 2003, In: "Open Issues in Local Star Formation", Eds. J. Lepine, J. Gregorio-Hetem, Astrophys. Space Sei. Library, 299, poster contributions on CD-ROM

177. Kazarovets E.V., Samus N.N., 1997, IBVS, №4471

178. Keeler J.E., 1893, Astron. and Astro-Phys., 12, 361

179. Kelly D.M., Hrivnak B.J., 2005, Astrophys. J., 629, 1040

180. Kenyon S.J., 1986, The symbiotic stars, Cambridge Univ. Press

181. Kerton C.R., Brunt C.M., 2003, Astron. Astrophys., 399, 1083

182. Khaliullin Kh., Mironov A.V., Moshkaliov V.G., 1985, Astrophys. Space Sei., Ill, 291

183. Kilkenny D., Whittet D.C.B., Davies J.K., Evans A., Bode M.F., Robson E.I., Banfield R.M., 1985, SAAO Circ., 9, 55

184. Kimeswenger S., Weinberger R., 1989, Astron. Astrophys., 209, 51

185. Knödlseder J., 2000, Astron. Astrophys., 360, 539

186. Kohoutek L., Wehmeyer H., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 134, 255

187. Kovalchuk G.U., Pugach A.F., 1997, Astron. Astrophys., 325, 1077

188. Kozok J.R., 1985, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 61, 387

189. Kriz S., Harmanec P., 1975, Bull. Astron. Inst. Czech., 26, 65

190. Kukarkin B.V., Kholopov P.N., Kukarkina N.P., Perova N.B., 1972, IBVS, №717

191. Kun M., Nikolic S., Johansson L.E.B., Balog Z., Gäspär A., 2006, Mon. Not. R. Astron. Soc., 371, 732

192. Kupka F., Piskunov N.E., Ryabchikova T.A., Stempels H.S., Weiss W.W., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119

193. Kurucz R.L., 1979, Astrophys. J. Suppl. Ser., 40, 1

194. Kurucz R.L., 1993, CD-ROM №13, ATLAS9 Stellar Atmosphere Programs and 2 km/s Grid (Cambridge: Smithsonian Astrophysical Obs.)

195. Kurucz R.L., 1994, CD-ROM № 19 (Cambridge: Smithsonian Astrophysical Obs.)

196. Kwok S., Volk К., Bidelman W.P., 1997, Astrophys. J. Suppl. Ser., 112,557

197. Lamers H.J.G.L.M., 2006, In "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Conf. Ser., 355, 371

198. Lamers H.J.G.L.M., Cassinelli J.P., 1999, Introduction to Stellar Winds, Cambridge University Press

199. Lamers H.J.G.L.M., de Groot M.J.H., 1992, Astron. Astrophys., 257, 153

200. Lamers H.J.G.L.M., Waters, L.B.F.M., 1984, Astron. Astrophys., 136, 37

201. Lamers H.J.G.L.M., Zickgraf F.-J., de Winter D., Houziaux L., Zorec, J., 1998, Astron. Astrophys., 340, 117

202. Landaberry S.J.C., Pereira C.B., de Araujo F.X., 2001, Astron. Astrophys., 376, 917

203. Landolt A.U., 1973, Astron. J., 78, 959

204. Landolt A.U., 1983, Astron. J., 88, 439

205. Lasker B.M., Sturch C.R., McLean B.J., Russell J.L., Jenkner H., Shara M.M. 1990, Astron. J., 99, 2019

206. Lee T.A., 1970, Publ. Astr. Soc. Pacific, 82, 765

207. Levine S., Chakrabarty D., 1995, IA-UNAM Tech. Rep., MU-94-04

208. Liu W.M., Hinz P.M., Meyer M.R., Mamajek E.E., Hoffmann W.F., Brusa G., Miller D., Kenworthy M.A., 2007, Astrophys. J., 658, 1164

209. Lookwood G.W., Dyck H.M., Ridgway S.T., 1975, Astrophys. J., 195, 385

210. Lopes D.F., Neto A.D., de Freitas Pacheco J.A., 1992, Astron. Astrophys., 261, 482

211. Malfait K., Bogaert E., Waelkens C., 1998, Astron. Astrophys., 331, 211

212. Malkov O.Y., Oblak E., Snegireva E.A., Torra J., 2006, Astron. Astrophys., 446, 785

213. Mannings V., Barlow M.J., 1998, Astrophys. J., 497, 330

214. Mannings V., Sargent A.I., 1997, Astrophys. J., 490, 792

215. Manset N., Donati J.-F., 2003, Proc. SPIE, 4843, 425

216. Marconi M., Palla F., 1998, Astrophys. J., 507, L141

217. Marconi M., Ripepi V., Alcalá J.M., Covino E., Palla F., Terranegra L., 2000, Astron. Astrophys., 355, L35

218. Marston A., 2006, In: "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Conf. Ser., 355, 189

219. Martin-Pintado J., Bachiller R., Thum C., Walmsley M., 1989, Astron. Astrophys., 215, L13

220. Mathis J.S., Rumpl W., Nordsieck K.H. 1977, Astrophys. J., 217, 425

221. McCarthy J.K., Sandiford B.A., Boyd D., Booth J., 1993, Publ. Astr. Soc. Pacific, 105, 881

222. McGregor P.J., Hyland A.R., Hillier D.J., 1988, Astrophys. J., 324, 1071

223. McLaughlin D.B., 1962, Astrophys. J. Suppl. Ser., 7, 65

224. Meinunger L., 1967, Mitt. Verand. Stern, 4, 63

225. Meixner M., Ueta T., Dayal A., Hora J.L., Fazio G., Hrivnak B.J., Skinner C.J., Hoffmann W.F., Deutsch L.K., 1999, Astrophys. J. Suppl. Ser., 122, 221

226. Men'shchikov A.B., Henning Th., 1997, Astron. Astrophys., 318, 879

227. Men'shchikov A.B., Miroshnichenko A.S., 2005, Astron. Astrophys., 443, 211

228. Menzies J.W., Marang F., Laing J.D., Coulson I.M., Engelbrecht, C.A., 1991, Mon. Not. R. Astron. Soc., 248, 642

229. Meyer J.M., Nordsieck K.H., Hoffman, J.L., 2002, Astron. J., 123, 1639

230. Merrill P.W., 1927, Astrophys. J., 65, 286

231. Merrill P.W., Bowen I.S., 1951, Publ. Astr. Soc. Pacific, 63, 295

232. Merrill P.W., Burwell C.G., 1933, Astrophys. J., 78, 87

233. Merrill P.M., Burwell C.G., 1950, Astrophys. J., 112, 72

234. Miroshnichenko A.S., 1991, In: "Infrared Spectral Region of Stars", Eds. C. Jaschek, Y. Andrillat, Proc. Int. Colloq., 163

235. Miroshnichenko A.S., 1995, Astron. Astrophys. Transactions, 6, 251

236. Miroshnichenko A.S., 1996, Astron. Astrophys., 312, 941

237. Miroshnichenko A.S., 1998a, In "Be. stars", Eds. A.-M. Hubert, C. Jaschek, Astrophys. Space Sei. Library, 233, 145

238. Miroshnichenko A.S. 1998b, In: "Fundamental Stellar Properties: The Interaction Between Observation and Theory", Ed. T.R. Bedding, Proc. IAU Symp. № 189, Publ. School of Physics, University of Sydney, Australia, 50

239. Miroshnichenko A.S., 2006, In: "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Gonf. Ser., 355, 13

240. Miroshnichenko A.S., 2007, Astrophys. J., 667, 497

241. Miroshnichenko A.S., Ivezic Z., Elitzur M., 1997a, Astrophys. J., 475, L41

242. Miroshnichenko A.S., Kuratov K.S., Ivezic Z., Elitzur M., 1997b, Inform. Bull. Variable Stars, №4506

243. Miroshnichenko A.S., Fremát Y., Houziaux L., Andrillat Y., Chentsov E.L., Klochkova V.G., 1998a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 131, 469

244. Miroshnichenko A.S., Corporon P., 1999, Astron. Astrophys., 349, 126

245. Miroshnichenko A.S., Ivezic Z., Vinkovic D., Elitzur M., 1999a, Astrophys. J., 520, L115

246. Miroshnichenko A.S., Gray R.O., Vieira S.L.A., Kuratov K.S., Bergner Yu.K., 1999b, Astron. Astrophys., 347, 137

247. Miroshnichenko A.S., Mulliss C.L., Bjorkman K.S., Morrison N.D., Kuratov K.S. Wisniewski, J.P., 1999c, Mon. Not. R. Astron. Soc., 302, 612

248. Miroshnichenko A.S., Kuratov K.S., Sheikina T.A., Mukanov D.B., 1999d, Inform. Bull. Variable Stars, №4743

249. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., 2000, In: "The Be-phenomenon in early-type stars", Proc. IAU Coll. №175, Eds. M.A. Smith, H. F. Hendrichs, J. Fabregat, ASP Conf. Ser. 214, 484

250. Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., 2000b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 144, 379

251. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderón, J.V., 2001a, Astron. Astrophys., 377, 854

252. Miroshnichenko A.S, Levato H, Bjorkman К.S, Grosso M, 2001b, Astron. Astrophys, 371, 600

253. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Krugov V.D, Usenko I.A., 2001c, Odessa Astronomical Publ, 14, 47

254. Miroshnichenko A.S, Fabregat J, Bjorkman K.S, Knauth D.C, Morrison N.D, Tarasov A.E, Reig R, Negueruela I, Blay P, 2001d, Astron. Astrophys, 377, 485

255. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Chentsov E.L, Klochkova V.G, 2002a, In "Exotic Stars as Challenges to Evolution", Proc. IAU Colloq. №187, Eds. С.A. Tout, W. Van Hamme, ASP Conf. Ser, 279, 303

256. Miroshnichenko A.S, Klochkova V.G, Bjorkman K.S, Panchuk V.E, 2002b, Astron. Astrophys, 390, 627

257. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Chentsov E.L, Klochkova V.G, Ezhkova O.V, Gray R.O, Garcfa-Lario P, Perea Calderon J.V, Rudy R.J, Lynch D.K, Mazuk S, Venturini C.C, Puetter R, 2002c, Astron. Astrophys, 383, 171

258. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Chentsov E.L, Klochkova V.G, Manset N, Garcia-Lario P, Perea Calderon J.V, Rudy R.J, Lynch D.K, Wilson J.C, Gandet T.L, 2002d, Astron. Astrophys, 388, 563

259. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Kusakin A.V, Gray R.O, Manset N, Klochkova V.G, Yushkin M.V, Rudy R.J, Lynch D.K, Mazuk S, Venturini C, Puetter R.C, Perry R.B, 2003a, Bull. Amer. Astron. Soc. 35, 1359

260. Miroshnichenko A.S, Bjorkman K.S, Morrison N.D, Wisniewski J.P, Manset N, Levato H, Grosso M, Pollmann E, Buil C, Knauth D.C, 2003b, Astron. Astrophys, 408, 305

261. Miroshnichenko A.S, Kusakin A.V, Bjorkman K.S, Drake N.A, Rudy R.J, Lynch D.K, Mazuk S, Venturini C.C, Puetter R.C, Perry R.B, 2003c, Astron. Astrophys, 412, 219

262. Miroshnichenko A.S, Levato H, Bjorkman K.S, Grosso M, 2003d, Astron. Astrophys, 406, 673

263. Miroshnichenko A.S., Levato H., Bjorkman K.S., Grosso M., Manset N., Men'shchikov A.B., Rudy R.J., Lynch D.K., Mazuk S., Venturini C.C., Puetter R.C., Perry R.B., 2004a, Astron. Astrophys., 417, 731

264. Miroshnichenko A.S., Gray R.O., Klochkova V.G., Bjorkman K.S., Kuratov K.S., 2004b, Astron. Astrophys., 427, 937

265. Miroshnichenko A.S. Bjorkman K.S., Grosso M., Hinkle K., Levato H., 2005a, Astron. Astrophys., 436, 653

266. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Grosso M., Levato H., Grankin K.N., Rudy R.J., Lynch D.K., Mazuk S., Venturini C.C., Puetter R.C., 2005b, Mon. Not. R. Astron. Soc., 364, 335

267. Moshir M., Kopan G., Conrow T., McCallon H., Hacking P., Gregorich D., Rohrback G., Melnyk M., Rice W., Fullmer M., White J., Chester T., 1989, IRAS Faint Source Catalog, |b| > 10 Degrees, Version 2.0 , Infrared Processing and Analysis Center

268. Natta A., 1993, Astrophys. J., 412, 761

269. Neckel T., Klare G., 1980, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 42, 251

270. Nordh H.L., Olofsson S.G., 1974, Astron. Astrophys., 31, 343

271. Okazaki A.T., 1991, Publ. Astron. Soc. Japan, 43, 75

272. Olsen E.H., 1983, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 54, 55

273. Orsatti A.M., 1992, Astron. J., 104, 590

274. Ossenkopf V., Henning Th., Mathis J.S., 1992, Astron. Astrophys., 261, 657

275. Osterbrock D.E., 1989, Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, University Science Books

276. Otero S., Fraiser B., Lloyd C., 2001, Inform. Bull. Variable Stars,, №5026

277. Oudmaijer R.D., van der Ween W.E.C.J., Waters L.B.F.M., Trams N.R., Waelkens C., Engelsman, E., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 96, 625

278. Owocki S.P., Cranmer S.R., Gayley K.G., 1996, Astrophys. J., 472, L115

279. Panchuk V.E., Najdenov I.D., Klochkova V.G., Ermakov S.V., Ivanchik A.V., Murzin V.A., 1998, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 44, 127

280. Palla F., Stahler S.W., 1993, Astrophys. J., 418, 414

281. Parthasarathy M., Vijapurkar J., Drilling J.S., 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 145, 269

282. Patten, B.M., Willson, L.A., 1991, Astron. J., 102, 323

283. Pavlovski K., Harmanec P., Bozic H., Koubsky P., Hadrava P., Kriz S., Ruzic Z., Steil S., 1997. Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 125, 75

284. Pereira C.B., Franco C.S., de Araüjo F.X., 2003, Astron. Astrophys., 397, 927

285. Perek L., Kohoutek L., 1969, Catalogue of Galactic Planetary Nebulae, Czechoslovak Academy of Sciences, Prague

286. Perry C.L., 1991, Publ. Astr. Soc. Pacific, 103, 494

287. Pfau W., Piirola V., Reimann H.-G., 1987, Astron. Astrophys., 179, 134

288. Plets H., Waelkens C., Trams N.R., 1995, Astron. Astrophys., 293, 363

289. Pogodin M.A., Miroshnichenko A.S., Tarasov A.E., Mitskevich M.P., Chountonov G.A., Klochkova V.G., Yushkin M.V., Manset N., Bjorkman K.S., Morrison N.D., Wisniewski J.P., 2004, Astron. Astrophys., 417, 715

290. Pojmanski G., 2002, Acta Astronomica, 52, 397

291. Pauldrach A.W.A., Puls J., 1990, Astron. Astrophys., 237, 409

292. Preibisch Th., Hofmann K.-H., Schertl D., Weigelt G., Balega Y., Balega I., Zinnecker H., 2000, Proc. IAU Symp. №200, 106

293. Prinja R.K., 1989, Mon. Not. R. Astron. Soc., 241, 721

294. Reed B.C., 2003, Astron. J., 125, 2531

295. Rhee J.H., Song I., Zuckerman B., McElwain M., 2007, Astrophys. J., 660, 1556

296. Rivinius Th., Baade D., Steil S., Stahl O., Wolf B., Kaufer A., 1998, Astron. Astrophys., 333, 125

297. Robinson E.L., Ivans I.I., Welsh W.F., 2002, Astrophys. J., 565, 1169

298. Robinson R.D., Smith M.A., Henry G.W. 2002, Astrophys. J., 575, 435

299. Rosendhai J.D., 1974, Astrophys. J., 187, 261

300. Rovero A.C., Ringuelet A.E., 1994, Mon. Not. R. Astron. Soc., 266, 203

301. Rudy R. J., Puetter R. C., Mazuk, S., 1999, Astron. J., 118, 666

302. Sabbadin F., Bianchini A., 1979, Publ. Astr. Soc. Pacific, 91, 278

303. Salpeter E.E., 1974, Astrophys. J., 193, 585

304. SAO, 1966, Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog, SAO Staff

305. Savage B.D., Mathis J.S. 1979, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 17, 73

306. Scargle J.D., 1982, Astrophys. J., 263, 835

307. Schaller G., Schaerer D., Meynet G., Maeder, A., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 96, 269

308. Schmutz W., Leitherer C., Hubeny I., Vogel M., 1991, Astrophys. J., 372, 664

309. Secchi A., 1867, Astronomical Register, 5, 18

310. Shakura N.I., Sunyaev R.A. 1973, Astron. Astrophys., 24, 337 .

311. Sheikina T.A., Miroshnichenko A.S., Corporon P., 2000, In: "The Be Phenomenon in Early-Type Stars", Eds. M.A. Smith, H.F. Henrichs, J. Fabregat, ASP Conf. Ser. 214, 494

312. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A., Mel'nikov S.Yu., Yakubov S.D., 1993, Astrophys. Space Sei., 202, 121

313. Sitko M.L., Halbedel E.M., Lawrence G.F., Smith J.A., Janow K., 1994, Astrophys. J., 432, 753

314. Slettebak A., Collins G.W., Truax R., 1992, Astrophys. J. Suppl. Ser., 81, 335

315. Sneden C., 1973, Astrophys. J., 184, 839

316. Snow T.P. Jr., 1981, Astrophys. J., 251, 139

317. Stahl O., Kaufer A., Wolf B., Gang Th., Gummersbach C., Kovacs J., Mandel H., Rivinius Th., Szeifert Th., Zhao F.,1995, Journ. Astron. Data 1,3

318. Steenman H., Thé P.S. 1991, Astrophys. Space Sei., 159, 189

319. Stenholm B., Acker A., 1987, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 68, 51

320. Stephenson C.B., Sanduleak N., 1971, Publ. Warner and Swassey Obs., 1, №1

321. Stothers R.B., Chin C.W., 1994, Astrophys. J., 426, L43

322. Straizhys V., Kuriliene G., 1981, Astrophys. Space Sei., 80, 353

323. Strohmeier W., Ott H., Schoffel E., 1968, IBVS, №261

324. Strom S. E., Strom K. M., Yost J., Carrasco L., & Grasdalen G., 1972, Astrophys. J., 172, 353

325. Struve O., 1931, Astrophys. J., 73, 94

326. Suârez O., Garcia-Lario P., Manchado A., Manteiga M., Ulla A., Pottasch S.R., 2006, Astron. Astrophys., 458, 173

327. Swensson J.W., 1942, Astrophys. J., 97, 226

328. Swings J.-P., 2006, In "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Conf. Ser., 355, 3

329. Sylvester R.J., Mannings V., 2000, Mon. Not. R. Astron. Soc., 313, 73

330. Talavera A., Gömez de Castro A.I., 1987, Lect. Notes Phys. 350, 146345. te Lintel Hekkert P., Caswell J.L., Habing H.J., Haynes R.F., Norris R.P., 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 90, 327

331. Telting J.H., Waters L.B.F.M., Persi P., Dunlop S.R., 1993, Astron. Astrophys., 270, 355

332. Thaller M.L., Bagnuolo W.G., Gies D.R., Penny L.R., 1995, Astrophys. J., 448, 878

333. Thé P.S., de Winter D., & Pérez M.R., 1994, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 104, 315

334. Thum C., Martin-Pintado J., Quirrenbach A., Matthews H.E., 1998, Astron. Astrophys., 333, L63

335. Thompson R.I., Strittmatter P.A., Erickson E.F.,Witteborn F.C., Strecker D.W., 1977, Astrophys. J., 218, 170

336. Tull R.G., MacQueen P.J., Sneden C., Lambert, D.L., 1995, Publ. Astr. Soc. Pacific, 107, 251

337. Venn K.A., Smartt S.J., Lennon D.J., Dufton P.L., 1998, Astron. Astrophys., 334, 987

338. Vieira S.L.A., Corradi W.J.B., Alencar S.H.P., Mendes L.T.S., Torres C.A.O., Quast G.R., Guimaraes M.M., Da Silva L., 2003, Astron. J., 126, 2971

339. Vink J., de Koter A., Lamers, H.J.G.L.M. 2001, Astron. Astrophys., 369, 574

340. Vinkovic D, Ivezic, Z, Miroshnichenko A.S, Elitzur M, 2003, Mon. Not. R. Astron. Soc, 346, 1151

341. Wackerling L.R, 1970, Mem. Roy. Astron. Soc, 73, 153

342. Waelkens C, Bogaert E, Waters L.B.F.M, 1994, In "The nature and evolutionary state of Herbig Ae/Be stars" (eds. P.S. Thé, M.R. Peréz, D. de Winter), ASP Conf. Ser, 62, 405

343. Wallace L, Meyer M.R, Hinkle K, Edwards S, 2000, Astrophys. J, 535, 325

344. Walter H.J, Walstencroft R.D, 1988, Publ. Astr. Soc. Pacific, 100, 1509

345. Waters, L.B.F.M, 1986, Astron. Astrophys, 162, 121

346. Waters, L.B.F.M, Wesselius P.R, 1986, Astron. Astrophys, 155, 104

347. Weaver Wm.B, Jones G, 1992, Astrophys. J. Suppl. Ser, 78, 239

348. Wegner W, 1994, Mon. Not. R. Astron. Soc, 270, 229

349. Weintraub D.A, 1990, Astrophys. J. Suppl. Ser, 74, 575

350. Wellstein S, Langer N, Braun H, 2001, Astron. Astrophys, 369, 939

351. Wenzel W, 1955, Mitt. Verand. Stern. N2174

352. Wenzel W, 1956, Veröff. Stern. Sonneberg, 2, H.5

353. Wenzel W, 1978, Mitt. Verand. Stern, 8, 53

354. Williams P.M., Kidger M.R, van der Hucht K.A, Morris P.W, Tapia M, Perinotto M, Morbidelli L, Fitzsimmons A, Anthony D.M., Caldwell J.J, Alonso A, Wild V, 2001, Mon. Not. R. Astron. Soc, 324, 156

355. Winkler H, Wolf B, 1989, Astron. Astrophys, 219, 151

356. Wisniewski J.P, Babler B.L, Bjorkman K.S, Kurchakov A.V, Meade M.R, Miroshnichenko A.S, 2006, Publ. Astr. Soc. Pacific, 118, 820

357. Wolf B, Stahl O, 1985, Astron. Astrophys, 148, 412

358. Wolstencroft R.D, Savage A, Clowers R.G, MacGillivray H.T, Leggett S.K, Kalafi M, 1986, Mon. Not. R. Astron. Soc, 223, 279

359. Yudin R.V., 2001, Astron. Astrophys., 368, 912

360. Zamanov R.K., Bode M.F., Melo C.H.F., Porter J.M., Gomboc A., Konstantinova-Antova R., 2006, Mon. Not. R. Astron. Soc., 365, 1215

361. Zamanov R.K., Reig P., MartH J., Coe M.J., Fabregat J., Tomov N.A., Valchev T., 2001, Astron. Astrophys., 367, 884

362. Zhang P., Chen P.S., He J.H., 2004, New Astronomy, 9, 509

363. Zharikov S., Tovmassian G., Costero R., 2004, Rev. Mexicana A&A Conf. Ser., 20, 44

364. Zickgraf F.-J., 2001, Astron. Astrophys., 375, 122

365. Zickgraf F.-J., 2003, Astron. Astrophys., 408, 257

366. Zickgraf F.-J., 2006, In "Stars with the Be. Phenomenon", Eds. M. Kraus, A.S. Miroshnichenko, ASP Conf. Ser., 355, 135

367. Zickgraf F.-J., Wolf B., Stahl O., Leitherer C., Klare G., 1985, Astron. Astrophys., 143, 421

368. Zickgraf F.J., Wolf B., Stahl O., Leitherer C., & Appenzeller I., 1986, Astron. Astrophys., 163, 119

369. Zickgraf F.-J., Kovacs J., Wolf, B., Stahl O., Kaufer A. Appenzeller I., 1996, Astron. Astrophys., 309, 505

370. Zorec J., Briot D., 1991, Astron. Astrophys., 245, 150

371. Zorec J., Fremat Y., Cidale L., 2005, Astron. Astrophys., 441, 235