Фотометрические исследования взаимодействующих двойных систем тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.ЛОМОНОСОВА

Государственный Астрономический институт им. П.К.Штернберга

на правах рукописи УДК 524.337.7

ШУГАРОВ Сергей Юрьевич

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ

ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА-2003

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

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Виктор Михайлович Лютый (Крымская лаборатория ГАИШ, п. Научный)

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Николай Николаевич Самусь (ИНАСАН, Москва)

кандидат физико-математических наук Алексей Васильевич Миронов (ГАИШ МГУ, лаборатория новых фотометрических методов)

Ведущая организация:

Астрономическая обсерватория им. В.П. Энгельгардта, Казань, Татарстан

Защита состоится 19 июня 2003 г. в 14:00 часов на заседании диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д. 501.001.86

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13, конференц-зал.

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

Автореферат разослан 16 мая 2003 г. Ученый секретарь диссертационного совета

кандидат физ.-мат. наук

Алексеев С.О.

<L OOi-^

np

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Введение

Одними из самых древнейших известных человечеству нестационарных звездных объектов являются Новые и Сверхновые звезды. Однако только в 1970-е годы удалось понять, что механизм, приводящий к вспышкам Новых звезд, связан с их двойственностью. Из многочисленных наблюдений явствует, что многие родственные объекты - звезды типа U Gem, большая часть новоподобных, симбиотические звезды, а также и большинство рентгеновских источников являются двойными системами. Различие в физических характеристиках и размерах орбит компонентов и приводит к наблюдаемому многообразию явлений, происходящих у данных объектов. Доказать двойственность изучаемой переменной звезды проще всего из фотометрических наблюдений, которые дают обширную информацию для понимания физических процессов в этой системе, в ряде случаев мы можем получить орбитальную кривую блеска, найти орбитальный период системы. Привлечение дополнительных данных спектральных наблюдений (в первую очередь построение орбитальной кривой по лучевым скоростям) и методов математического моделирования дает возможность построить более надежную модель системы.

Классификация и модели тесных двойных систем

Одним из подклассов двойных систем являются так называемые взрывные, или катаклизмические переменные звезды (ВП). К ним относятся классические и карликовые Новые, новоподобные, поляры и другие родственные объекты. В настоящее время принято считать их тесными двойными системами (ТДС), состоящими из белого карлика (БК) и холодной звезды главной последовательности (ГП) спектрального класса К или М. Вследствие тесной двойственности (расстояние между компонентами, в среднем, равно нескольким солнечным радиусам) в системе возникают приливные явления, при этом холодный компонент заполняет полость Роша. Из внутренней точки Лагран-жа постоянно (или в определенные периоды) происходит истечение плазмы, состоящей, в основном, из водорода, которого достаточно много в слабопро-эволюционировавшей холодной звезде ГП. Это приводит к образованию вокруг БК аккреционного диска, который вносит значительный вклад в оптическое излучение звезды и является ответственным за вспышки и большинство нестационарных процессов в системе.

У симбиотических звезд периоды могут достигать десяти и более лет, а вторичный компонент является красным гигантом.

Наиболее интересными карликовыми новыми являются звезды типа SUUMa, у которых наблюдаются два рода вс" ' е «нор-

С. Петер! 09 toq;

мальные» и «сверхвспышки». Последние происходят реже «нормальных», но имеют большую амплитуду и длительность. Во время этих вспышек на кривой блеска наблюдаются так называемые «сверхгорбы», т.е. колебания блеска с периодом, как правило, на несколько процентов превышающим орбитальный. Амплитуда этих колебаний обычно не более 0?2, а вызваны они, согласно моделям (Whitehurst [*1], Osaki [*2, *3], Lubow [*4, *5]), образованием в моменты «сверхвспышек» эллиптического аккреционного диска, прецесси-рующего вследствие гравитационного воздействия вторичного компонента. Из-за тесной двойственности системы влияние приливных процессов достаточно велико, несмотря на небольшие массы компонентов, а эволюция диска происходит достаточно быстро (порядка 10 суток).

Поэтому наблюдения звезд типа SU UMa позволяют исследовать эволюционные процессы в дисках, наблюдения которых у более массивных двойных систем (например, у SS433 или HZ Her, где роль приливных сил гораздо больше, но процессы происходят на больших временных интервалах - в десятки и сотни лет) затруднены для массовых исследований.

Ценность наблюдений и анализа кривых блеска ВП заключается в том, что, благодаря их тесной двойственности и постоянно протекающим в системе активным процессам, являются великолепной природной лабораторией для изучения многих астрофизических задач на коротких временных интервалах, в том числе процессов, связанных с переносом плазмы, с постоянно эволюционирующим аккреционным диском, с ударными волнами, с переизлучением жесткого УФ излучения, исходящего либо от БК, либо от других компонентов, и многими другими особенностями в системе.

Проведение и последующий анализ фотометрических многоцветных изменений блеска ТДС является одной из актуальнейших задач наблюдательной астрофизики и позволяет решать многие проблемы, связанные с физическими процессами, происходящими в ТДС.

Актуальность темы диссертации

Изложенное выше свидетельствует об актуальности всесторонних исследований ВП. Решение поставленных в диссертации задач, подробно сформулированных ниже, невозможно без получения нового наблюдательного материала, в первую очередь фотометрического, на временных шкалах от секунд до десятилетий. В этом направлении в последние десятилетия был достигнут огромный прогресс, который шел по всем направлениям: и по пути введения в строй новых больших телескопов, и через внедрение в практику наблюдений крупных достижений в области светоприемной аппаратуры, в первую очередь ПЗС-приемников и многоканальных электрофотометров. Это позволило автору получить в итоге сотни тысяч фотометрических измерений нескольких

десятков ВП с достаточной точностью.

В настоящей работе проводится анализ фотометрических кривых блеска ТДС на поздних стадиях эволюции (Новые и карликовые новые звезды, новоподобные), короткопериодических ТДС с приливными явлениями в дисках (типа БииМа), а также широких пар (симбиотические звезды).

Методы и программа наблюдений

Систематические наблюдения по программе исследования ВП были начаты в 1980 г. по негативам фототеки ГАИШ и при помощи электрофотометра конструкции В.М.Лютого. В 1984г. автор и И.М.Волков сконструировали и изготовили электрофотометр, с помощью которого проводились все дальнейшие наблюдения. В качестве светоприемника в нем использовались ФЭУ ЕМ19789 для С/#У-наблюдений или ФЭУ-79 для ВУД-наблюдений.

В программу наблюдений включались наименее исследованные ВП. Со временем она корректировалась и пополнялась вновь открытыми взрывными переменными (например, Новыми звездами, новоподобными и другими аналогичными объектами). В данной работе представлен анализ результатов наблюдений для небольшой части исследованных звезд названных типов.

С 1998 года значительные ряды наблюдений получены с помошью ПЗС-камеры БТ-7 в системах, близких к БУШ. Работа производилась на телескопах, диаметром от 30 до 125-см, установленных в Москве, Крымской лаборатории ГАИШ и Крымской астрофизической обсерватории. Весь наблюдательный материал получен либо самостоятельно автором, либо при его непосредственном участии.

Все электрофотометрические наблюдения проводились дифференциальным методом, путем привязки к звезде (или звездам) сравнения, расположенной вблизи переменной и по возможности близкой по цвету. Регистрация импульсов с ФЭУ и моментов точного времени проводилась программой «ОПЕРА», написанной В.Г. Корниловым.

Вся дальнейшая обработка осуществлялась при помощи компьютерных программ, написанных автором.

Программа обработки наблюдений с одноканального электрофотометра вычисляет значение фона и отсчет стандартной звезды путем интерполяции на момент наблюдения переменной звезды. Данные выносятся за атмосферу (обычно берется средняя величина экстинкции), а наблюдения приводятся к системе Джонсона. В некоторых случаях, как правило, при изучении быстрых колебаний блеска с характерными временами 10-20 секунд, наблюдения велись без фильтра в широкой полосе (для увеличения отношения сигнал/шум).

При наблюдениях с ПЗС-камерой на кадр всегда помещались переменная

и одна или несколько звезд сравнения. К сожалению, из-за сильно ограниченного поля зрения ПЗС-приемника (от 2' до 5') не всегда удавалось подбирать близкие по цвету и подходящие по блеску стандартные звезды, что несколько ухудшало точность фотометрии.

Для приведения инструментальной фотометрической системы к системе Джонсона проводились наблюдения с данным ФЭУ и данным набором светофильтров стандартных звезд из звездных скоплений 1С 4665 и М67.

Фактически, поскольку исследуемые нами ВП обладают пекулярными спектрами, учет цвета не всегда может обеспечить достаточную точность (0?01 — СРОЗ). Поэтому автор не менял светофильтры в процессе наблюдений на протяжении последних 14 лет. В случае смены ФЭУ EMI на ФЭУ-79 вводились эмпирические поправки. Эти же замечания относятся и к наблюдениям, проводимым с ПЗС-камерой. Обобщенные данные о фотометрических системах приведены в таблицах 2-1 и 2-2 диссертации и могут быть использованы всеми заинтересованными наблюдателями.

Поскольку фотометрический анализ для некоторых звезд проводился также по архивным негативам фототеки ГАИШ, необходимо было свести фотографические и фотоэлектрические наблюдения в одну систему. Для этого величины звезд сравнения измерялись на электрофотометре в системе, наиболее близкой к цветовой чувствительности фотопластинок (В Джонсона), а затем из полученных данных выбирались звезды, показатели цвета которых были близки к цветам исследуемых переменных.

Орбитальные кривые блеска как наблюдательный критерий двойственности взрывных звезд

Главным доказательством принадлежности звезды к классу ВП является обнаружение ее тесной двойственности, что позволяет нам найти орбитальный период, определить амплитуду изменения блеска, отношение светимо-стей компонентов, а также оценить их цвета. По форме кривой блеска также можно определять наличие, размеры и светимость аккреционного диска и горячего пятна на нем, существование и свойства аккрецирующей струи с красного карлика на БК и других незвездных компонентов.

Массовые фотометрические наблюдения имеют непреходящую, абсолютную ценность, поскольку они дают нам важную информацию для решения многих звездноастрономических и астрофизических задач. Следует заметить, что ценность и значение этой информации растут с течением времени. Даже фотографические наблюдения конца XIX и первой половины XX столетий, полученные с относительно невысокой точностью (±0^3), представляют большой интерес, поскольку их возможно использовать их для предварительного анализа блеска переменных. Во многих случаях именено анализ архив-

ных наблюдений позволил понять общий характер переменности изучаемой звезды, классифицировать ее и правильно составить программу наблюдений на современной аппаратуре.

Цели и задачи работы

• Одной из основных задач нашего исследования являлось получение длительных фотометрических рядов наблюдений переменных звезд всеми возможными методиками.

• Вторая задача состояла в исследовании фотометрических кривых блеска большого числа ВП из запланированной программы, а также в изучении кривых блеска вновь открываемых звезд, поведение которых представлялось для нас необычным.

• Третья задача состояла в использовании полученных наблюдений для решения следующих взаимосвязанных проблем:

1) построения долговременных кривых блеска (за 30-100 лет);

2) анализа полученных временных рядов;

3) поиска и изучения переменности, связанной с орбитальным движением компонентов и подтверждающих двойственность системы; вычисления или уточнения орбитальных параметров для программных звезд;

4) исследования вспышечной активности у исследуемых звезд;

5) исследования быстрых изменений блеска на временных шкалах от десятков секунд до десятков минут;

6) определения различных цветовых характеристик и анализ их изменений у исследуемых звезд;

7) расчета теоретических моделей для избранных систем. Новизна

Научная новизна работы определяется тем, что:

• на основе массовых наблюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведенных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблюдений избранных звезд, содержащие для некоторых звезд до нескольких тысяч измерений. Часть оригинальных наблюдений опубликована, часть помещена на Интернет-страничку автора http://Infml.sai.msu.ru/shugarov и доступна для использования всеми желающими;

• для подавляющего большинства ВП нашей программы детальные кривые блеска были получены впервые;

• на основе анализа полученного наблюдательного материала впервые найдены орбитальные периоды и доказана двойственность следующих звезд: V723 Cas, RT Ser, Q Cyg, AC Cnc, UU Aqr, DI Lac, FY Per, V592 Cas и др.;

• по полученному однородному материалу с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изучаемых звезд: MVLyr, VSge, IP Peg, DWUMa, SWUMa и др.;

• изучен и впервые подробно представлен долговременный характер переменности блеска для MVLyr, V723Cas, V1974Cyg, V1016Cyg и др.;

• для нескольких звезд впервые построены математические модели систем, основанные в первую очередь на наблюдениях автора.

Научная и практическая значимость

Наиболее ценными представляются опубликованные или помещенные в базу данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блеска, полученные автором для 26 взрывных переменных, которые могут быть использованы другими исследователями:

- для изучения долговременной переменности блеска,

- для изучения орбитальных и вращательных вариаций,

- для изучения квазипериодических осцилляций (QPO), фликеринга и других быстротечных изменений блеска;

- для уточнения амплитуд изменения и формы кривой блеска;

- для изучения изменений показателей цвета и положений звезд на трехцветной диаграмме;

- для уточнения классификации ВП;

- для поиска затменных систем и построения их моделей;

- для решения статистических задач;

- для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные дыры, нейтронные звезды, которые могут встречаться среди недостаточно изученных ВП;

- для определения вероятных источников рентгеновского излучения;

- для проверки расчетов поздних стадий эволюции двойных систем. Часть результатов многолетней работы вошла в Каталог «Highly Evolved

Close Binary Systems» под редакцией А.М. Черепащука [5,6] (новоподобные и карликовые новые, звезды типа SU UMa) и книгу Т.С. Хрузиной и С.Ю. Шугарова, 1991 - «Звезды типа U Geminorum» [61].

Апробация

Наша работа велась в течение 25 лет. Результаты, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, CAO, Одесской АО.

Результаты наших исследований были представлены в докладах на:

- Конференции по взрывным переменным в Чили, 1991 г.

- Конференции по взрывным переменным в Италии, 1994 г.

- Рабочей группе по полярам в Кейптауне, ЮАР, 1995 г.

- Рабочей группе по симбиотическим звездам, Польша, 1995 г.

- Конференции по переменным звездам (AAVSO), Швейцария, 1997 г.

- Конференции по временным рядам в астрономии, Израиль, 1997.

- Конференции по переменным звездам в Брно, Чехия, 1997 г.

- Европейском астрономическом съезде, Россия, 2000 г.

- Международной конференции «УкрАСТРО», Киев, 2000 г.

- Международной конференции «Физика катаклизмических переменных и связанных объектов», Германия, 2001 г.

- Международной конференции «Взрывы Новых звезд», Испания, 2002 г.

- Международной конференции «Симбиотические звезды и их эволюция», Испания, 2002 г.

- Международной конференции «Периодическая, циклическая и стохастическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга-Рессела», Бельгия, 2002 г.

- Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002 г.

Публикации по теме диссертации

Все основные результаты, изложенные в диссертации, полностью опубликованы в 70 статьях:

1. Andronov I.L., Shugarov S.Yu., 1983 // IBVS 2418

2. Antipin S.V., Shugarov S.Yu., 1992 // IBVS 3732

3. Antokhina E., Cherepashchuk A., Shugarov S., Pavlenko E.P., 1992 // IBVS

3777, 1.

4. Budzinovskaya I., Pavlenko E., Prokof'eva V., Shugarov S., 1992 // in: «Work-

shop on Cataclysmic Variable Stars», Viña-del-Mar, Chili, ed. N. Vogt, ASP Conf. Ser. (San Francisco), 29, p.373

5. Cherepashchuk A.M., KatyshevaN.A., KhruzinaT.S., Shugarov S.Yu., 1996 //

Highly Evolved Close Binary Stars: Catalog, Part 1, ed. Cherepashchuk A.M., Amsterdam: Gordon and Breach Publishers, 356 pp.

6. Cherepashchuk A.M., Katysheva N.A., Khruzina T.S., Shugarov S.Yu., 1996 // Highly Evolved Close Binary Stars: Finding charts. Part 2, Ed. A.M. Cherepashchuk, Amsterdam: Gordon and Breach Publishers, 254 pp.

7. Chochol D., Andronov I.L., Shugarov S.Yu., et al., 1999 // Contr. Astr. Obs.

Skalnate Pleso, 29, 31

8. Chochol D., Pribulla, Т., Shemmer 0., Shugarov S.Yu., et al., 2000 // IAU Circ. 7351

9. Goranskij V., Metlova N., Shugarov S., 2002 //in «Classical Nova Explosions»,

AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May, 2002, ed. M. Hernanz, J. Jose, p.311

10. Goranskij V.P., Karitskaya E.A., Kusakin A.V., Shugarov S.Yu. et al, 1998 // Astron. Aph. TVans., 15, 101

11. Goranskij V.P., Katysheva N.A., Kusakin A., Shugarov S.Yu., et al., 2002 // in: «The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects», ASP Conf. Ser., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, and K. Reinsch., p.625.

12. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Katysheva N.A., et al., 2000 // IBVS 4852

13. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Orlovskij E.I., Rakhimov V.Yu, 1985 // IBVS 2653

14. Goransky V.P., Shugarov S.Yu., Dmitrienko E.S.; Pavlenko E.P. 1997 // in: «Astronomical Time Series», eds. D.Maoz, A.Sternberg, E.M.Leibowitz, Kluwer Acad. Publ., p.219.

15. Harevich V., Bocharov A., Shugarov S., et al., 1975 // IAU Circ. 2839,1975

16. Hynes R.I., Zurita C., Haswell C., Shugarov S. et al., 2002 // MNRAS, 330, 1009

17. Katysheva N.A., Khruzina T.C., Shugarov S.Yu. et al., 2002 // in: «The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects», ASP Conf. Ser., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, and K. Reinsch., p.493.

18. Katysheva N.A., Shugarov, Pavlenko E.P., et al., 2000 // Кинематика и физика небесных тел, прил., 3, 393

19. Katysheva N.A., Shugarov S.Yu., Pavlenko E.P., Abolmasov P.V., 2002 // Journ. Astrophys. Astr., 23, 15

20. Kazennova E., Shugarov S., 1992 // in: «Workshop on Cataclysmic Variable Stars», Vina-del-Mar, Chile, ed. N. Vogt, ASP Conf. Ser. (San Francisco), 29, p.390

21. Kuznetsova Yu. G., Pavlenko E.P., Sharipova L.M., Shugarov S.Yu, 1999 // Odessa Astron. Publ., 12, 197

22. Lockley J.J., Wood J.H., Shugarov S.Yu. et al., 1999 // MNRAS, 310, 963

23. Marsakova V.I., Shugarov S.Yu., 1995 // IAU Circ. 6168

24. Martynov D., Shugarov S., Lyuty V., 1976 // IAU Circ. 2953

25. OsminkinaO.A., OsminkinE.Yu., ShakuraN.I., Shugarov S.Yu., 1990 // in: Proceedings of Workshop «Plasma Astrophysics», Telavi, Georgia, USSR, p.301

26. Paximucha S., Arkhipova V., Chochol D., Shugarov S. et al., 2000 11 Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso , 30, 99

27. Patterson J., Kemp J., Shugarov S. Yu. et al., 1998 // PASP, 110, 380

28. Pavlenko E., Goranskij V., Shugarov S., 2002 // in «The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects», ASP Conf. Ser., 261, eds. B.T. Gan-sicke, K. Beuermann, and K. Reinsch., p.651.

29. Pavlenko E., Shugarov S., Goranskij V., Primak N., 2002 // in: «Classical Nova Explosions», AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May, 2002, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.519

30. Pavlenko E.P., Dmitrienko E.S., Shakovskoi N.I., Shugarov S.Yu. et al., 2001 // Astroph. Sp. Sei., Suppl.,276, 63

31. Pavlenko E.P., Kuznetsova Y.G., Shugarov S.Yu., Petrov V.S., 2001, // Astroph. Sp. Sei., Suppl., 276, 65

32. Pavlenko E.P., Shugarov S.Yu., 1998 // Astron. Aph. Trans. 15, 89

33. Pavlenko, E., Shugarov, S., Antipin, S. et al. 1996 // in: «Cataclysmic variables and related objects», Proc. of the 158th IAU Coll., Keele, Astroph. Sp. Sei. Library, Kluwer Acad. Publ., eds. by A. Evans, J.H. Wood, p.217

34. Primak N., Pavlenko E., Shugarov S., Goranskij V., 2002 // in: «Classical Nova Explosions», AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May, 2002, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.319

35. Sazonov A.V., Shugarov S.Yu., 1992 // IBVS 3744

36. Shugarov S., Goranskij V., Pavlenko E., 2002 // in: «Classical Nova Explosions» AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May, 2002, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.323

37. Shugarov S., Pavlenko E., 2000 //в сб.: «Переменные звезды // ключ к пониманию строения и эволюции Галактики», под ред. Н. Самуся и А. Миронова, Нижний Архыз, стр. 110

38. Shugarov S., Pavlenko Е., BochkovV., 1997 // in: «Physical Processes in Symbiotic Binaries and Related System», Warszawa, ed. J. Mikolajewska, p. 207.

39. Shugarov S., Zharova A.,1995 // in: «Workshop on Magnetic cataclysmic variables», ASP Conf. Ser., 85, Proc. of the Cape Workshop, Cape Town, 23-27 Jan. 1995, San Francisco: eds. D.A.H. Buckley and B. Warner, p.254

40. Simon V., Shugarov S., Marsakova V., 2001 // Astron. Astroph., 366, 100

41. Simon V., Shugarov S.Yu., 1999 // IBVS 4744

42. Simon V., Hric L., Shugarov S. et al., 2002b // in: «The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects», ASP Conf. Ser., 261, eds. B.T.Gan-sicke, K.Beuermann and K.Reinsch, p.663.

43. Simon V., Hriö L., Shugarov S. et al., 2002a // Astron. Astroph., 393, 921

44. Simon V., PetrikK, Hri6L., Shugarov S. et al., 2001 // Acta Facultatis Pe-dagogicae Universitatis Tyrnaviensis, Ser.«C», Trnava, Czech Republic, 5, 105

45. Skopal A., Pribulla T., Wolf M., Shugarov S., Jones A., 2000 // Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso, 30, 29

46. Taylor C.J., Thorstensen J.R., Patterson J., Shugarov S.Yu. et al., 1998 // PASP, 110, 1148

47. Uljanikhina O.A., Shugarov S.Yu., 1983 // Astron. Aph. Trans., 9, 43

48. Zyrita C., Casares J., Shugarov S. et al., 2000 // MNRAS 316, 137

49. Андронов И.Л., Шугаров С.Ю., 1982 // Астрон. Цирк. 1218, 3

50. Андронов И.Л., Бородина И.Г., Шугаров С.Ю. и др. // 1992, Сообщ. CAO, 69, 125

51. Антохина Э.А., Павленко Е.П., Черепащук A.M., Шугаров С.Ю., 1993 // Астрон. Журн., 70, 804

52. Байдак A.B., Шугаров С.Ю., 1986 // Астрон. Журн., 63,123

53. Будзиновская И.А., Павленко Е.П., Шугаров С.Ю., 1992 // Письма в Астрон. Журн., 18, 505

54. Волков И.М., Шугаров С.Ю., Серегина Т.М., 1986 // Астрон. Цирк. 1418, 3

55. Горанский В.П., Лютый В.М., Шугаров С.Ю., 1985 // Письма в Астрон. Журн., 11, 696

56. Курочкин Н.Е., Шугаров С.Ю., 1980 // Астрон. Цирк. 1114, 1

57. Курочкин Н.Е., Шугаров С.Ю., 1981 // Астрон. Цирк. 1154, 4

58. Лютый В.М., Шугаров С.Ю., 1979 // Письма в Астрон. Журн., 5, 191

59. Павленко Е.П., Шугаров С.Ю., Катышева H.A., 2000 // Астрофизика, 43,567

60. Павленко Е., Примак Н., Шугаров С., 2002 // Астрофизика, 45, 416

61. Хрузина Т.С., Шугаров С.Ю., 1991 // Звезды типа U Geminorum, тт.1-2, изд-во МГУ

62. Шугаров С.Ю., 1976 // Перемен, зв., 20, 251

63. Шугаров С.Ю., 1980 // Астрон. цирк. 1119, 3

64. Шугаров С.Ю., 1981 // Астрон. Журн., 58, 583

65. Шугаров С.Ю., 1983а // Астрон. Цирк. 1252, 3

66. Шугаров С.Ю., 1983b // Перемен, зв., 21, 6, 807

67. Шугаров С.Ю., 1983с // Письма в Астрон. Журн., 9, 31

68. Шугаров С.Ю., 1983d // Перем. зв., 22, 31

69. Шугаров С.Ю., 1996 // «Физические характеристики катаклизмических звезд» в сб.: «Эруптивные звезды» ред. А.Г.Масевич, изд-во РАН, Москва, стр.101-116

70. Шугаров С.Ю., Павленко Е.П., 1998 // Астрон. Журн., 75, 420

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Открытие или фотометрическое исследование новых ВП: АССпс, UUAqr, IP Peg, FY Per, V410Cas.

2. Обнаружение периодических изменений блеска, подтвердивших двойственность, у Новых звезд QCyg, DI Lac и V723Cas, симбиотических

р звезд RTSer и V1016 Cyg, у карликовой новой V1504 Cyg, новоподобной

V592 Cas.

3. Исследование вспышечной переменности, обнаружение, анализ и объяснение природы найденной активности этих звезд.

4. Построенные автором модели систем и вычисленные физические и геометрические параметры исследуемых звезд (DW UMa, V Sge, V592 Cas, IP Peg, ACCnc, RTSer, V404Cyg)

5. Переработанный и обновленный список взрывных переменных звезд (новоподобные и карликовые новые, звезды типа SU UMa), составленный автором, который был включен в Каталог «Highly Evolved Close Binary Systems» под ред. A.M. Черепалцука (1996): [5,6].

Отметим, что большинство исследований или обсуждений результатов, упомянутых в пп.1 - 4 были проведены автором впервые в мире.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, списка литературы. Объем основной части диссертации - 133 страницы, в том числе 13 таблиц, 74 рисунка.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность темы, сформулированы основные цели исследования, обсуждается научная новизна и практическая цен? ность полученных результатов. Подчеркивается необходимость получения как нового высокоточного фотометрического наблюдательного материала для изучения ВП, так и изучения архивных данных, кратко охарактеризованы ак-* туальные задачи, для решения которых этот материал может быть использован. Хотя обычные фотографические наблюдения в большинстве случаев не позволяют выявить орбитальные изменения блеска (за исключением систем, у которых происходят близкие к полным затмения компонентов), но они позволяют успешно исследовать вспышечную активность у ВП.

Также для всестороннего анализа кривых блеска ВП возможно и, часто даже желательно, привлекать не очень точные, но многочисленные визуальные любительские оценки блеска (AAVSO, VSNET, AFOEV и других известных любительских ассоциаций).

Отмечено, что качественно новый уровень в исследовании ВП был достигнут в 1970-е гг. благодаря внедрению в практику наблюдений новых приборов и методов, основанных на фотоэлектрических измерениях, а позднее на применении ПЗС-светоприемников.

Приводится перечень основных результатов, выносимых на защиту, указан личный вклад автора в работах, выполненных в соавторстве, и ставятся актуальные проблемы в исследовании ВП.

В Главе I обсуждаются некоторые основные работы по ВП, описана классификация ВП, рассматриваются их модели, механизмы, приводящие к тем или иным видам вспышек.

В разделе 1.1 описывается стандартная модель тесной двойной системы с компактным компонентом (белый карлик, нейтронная звезда, черная дыра), а также упоминается новая модель взаимодействия аккреционной струи и диска, предложенная в работе Bisikalo et al. [*6] - не классическое «горячее пятно» на аккреционном диске вокруг БК, а «горячая линия».

В разделе 1.2 детально описаны виды вспышечной активности у ВП и дается их физическое объяснение. Показано, что разделение ВП на подклассы, в целом, достаточно условно.

В разделе 1.3 рассматривается модель Роша, применимая для ВП. Автор приводит основные формулы и соотношения, поскольку данный подход позволяет легко найти (хотя бы и приближенно) множество физических и геометрических параметров ТДС.

В разделе 1.4 ставятся основные проблемы и задачи, для решения которых необходим дальнейший анализ кривых блеска ВП.

Глава II посвящена методике наблюдений и обработки наблюдательных данных. В разделах 2.1 - 2.3 описаны методы наблюдений (по архивным негативам, с помощью ФЭУ и ПЗС-приемников), упомянуты используемые телескопы, даются коэффициенты пересчета инструментальных величин в стандартную систему Джонсона, описываются некоторые приемы, используемые при наблюдениях и последующей обработке наблюдений, приводятся вероятные ошибки полученных данных.

В разделах 2.4 — 2.5 показана необходимость получения обширного фотометрического материала для доказательства двойственности исследуемых звезд, поиска периодических, циклических и непериодических изменений блеска и актуальности данных исследований.

Глава III посвящена изучению классических и рентгеновских Новых, симбиотических Новых звезд и карликовой новой IP Peg. Раздел 3.1 посвя-

щен изучению классических Новых звезд. Большой ряд наблюдений получен для двух «старых» Новых - Q Cyg и DI Lac.

У Q Cyg обнаружена сложная картина изменения блеска: найдены изменения блеска, напоминающие вспышки с амплитудой около 1т и циклом в 64.7 суток, кроме того, обнаружены долговременные колебания с циклом в 7 лет (2130d). Эти результаты получены нами по архивным негативам фототеки ГАИШ. Семилетний период Q Cyg можно связать с физической переменностью красного карлика, аналогичной солнечному 11-летнему циклу.

Анализ кривых блеска DI Lac показал наличие сложных колебаний в си, стеме, проявляющихся в суперпозиции сразу нескольких циклов. Заподозрены также орбитальные периоды в (7? 1652 у Q Cyg и $5324 у DI Lac. Показано, что орбитальный период для DI Lac ($5438), найденный ранее, не удовлетворяет нашим новым наблюдениям, в настоящее время он на 16 минут короче.

У обеих звезд наблюдается физическая переменность большой амплитуды (до (Г4 за 20 мин).

Известные к настоящему времени периоды Новых звезд имеют довольно большой разброс (от $05 до 5^7). Поэтому у некоторых Новых с короткими орбитальными периодами могут зачастую проявляться одновременно и особенности, свойственные звездам типа SU UMa. Это обстоятельство повлияло на составление нашей программы наблюдений.

Для Новой Кассиопеи 1995 (V723 Cas) и Новой Лебедя 1992 (V1974 Cyg) мы начали проводить наблюдения вскоре после вспышек. Были получены многоцветные кривые на стадии спада блеска, рассмотрены их особенности.

Для Новой V1974 Cyg фотометрический орбитальный период, равный $0812585, был найден в 1995 г. на спаде кривой блеска. Детальный анализ орбитальной кривой блеска показал изменение амплитуды этого колебания от 0^2 до полного исчезновения колебаний, а затем его последующее восстановление. Мы объясняем такое поведение кривой блеска суперпозицией орбитального периода и периода «супергорбов». При синфазности колебаний амплитуда складывается, в противофазе - пропадает. Наши наблюдения в 2001-2002 гг. дали величину периода в $081984. Проанализирован график изменения периода (величины О-С). Неточное совпадение периодов мы ^ склонны объяснить нестабильной кривой блеска, что может быть вызвано как одновременным присутствием в системе колебаний, связанных с орбитальным движением и с наличием «сверхгорбов», так и другими физическими * причинами.

У V723 Cas только в 1997 г. впервые начали проявляться периодические колебания блеска, которые по наблюдениям автора к концу 2002 г. достигли амплитуды в 1т. Мы считаем, что нашли орбитальный период, равный $69326. Амплитуда орбитальной переменности возрастала по мере рассеивания сброшенной оболочки. Явлений, сходных со «сверхгорбами», нами не

обнаружено. Наблюдения велись автором с помощью электрофотометра, в отдельные ночи проводился в течение нескольких часов непрерывный мониторинг - слежение за звездой в одном фильтре с временным разрешением 10 сек. Также проводился мониторинг и с ПЗС-приемником, с разрешением от 1.5 до 3 мин.

Эволюция кривых блеска за 6 лет в системах UBVRI детально показана на рисунке 3-15 диссертации. Результат является уникальным: впервые для Новой звезды был прослежен процесс увеличения амплитуды орбитальной волны столь подробно.

Мы изучили также одну повторную Новую - U Seo во время вспышки в 1987 г. Построена кривая вспышки, определена величина = 9d и заподозрен короткий период изменения блеска в 0Í05312, который мы объясняем вращением БК вокруг оси (спиновый период).

В разделе 3.2 анализируется поведение рентгеновских новых звезд. Дается история открытия первой рентгеновской новой A0620-00=V616 Моп. Автор изучал эту звезду по негативам и впервые обнаружил резкое падение блеска после продолжительного «плато», изучил поведение показателей цветов у этого источника. Показано, что похожее поведение было у рентгеновской новой 2000 г. KVUMa=XTE 1118+480, которую также изучал автор. Обе звезды, особенно KV UMa - вероятные кандидаты в черные дыры.

V404 Cyg - повторная рентгеновская Новая, вспыхнувшая в 1989 г. (предыдущая вспышка была отмечена в 1929 г.) Мы получили значительный ряд наблюдений этой переменной, сначала по негативам, полученным на 40-см и 50-см телескопах Крымской лаборатории ГАИШ, а после достижения минимального блеска звезда изучалась с помощью ПЗС-камеры. Мы приводим общую кривую блеска вспышки, в общем, аналогичную кривой 1929 г. В минимуме у системы был найден спектральный период в 6.49 суток, связанный с орбитальным движением в системе. Такой период сразу позволяет определить нижний предел на массу компактного источника Мх > 6.26М©, что свидетельствует о том, что релятивистский компонент V404 Cyg - черная дыра. Наши наблюдения в оптике позволили построить орбитальную кривую блеска и создать модель системы.

Транзиентная новая LZ Aqr=XTE J2123-058, вспыхнувшая в 1998 г., наблюдалась нами с помощью ПЗС-приемника. Был уточнен орбитальный период, построена кривая блеска с этим периодом на различных стадиях блеска Новой и рассмотрены особенности полученных кривых блеска. Рассчитана модель этой системы и показано, что релятивистский компонент у LZ Aqr -нейтронная звезда.

Из симбиотических Новых (см. раздел 3.3) нами было детально изучены четыре объекта.

RT Ser, вспыхнувшая в 1909 г., была включена в нашу наблюдательную

программу потому, что до настоящего времени у нее не было найдено орбитального периода. Совместная обработка фотографических наблюдений, как опубликованных в литературе, так и новых данных автора, позволила найти период у этой системы, равный 12 годам. Следовательно, звезда действительно является широкой парой. Амплитуда переменности составила 1га. Автор предположил, что физический механизм переменности связан с переизлучением жесткого излучения горячей вырожденной звезды в разреженной атмосфере красного гиганта, т.е. с образованием горячего пятна на его фотосфере. Изменение видимости этого пятна и ответственно за орбитальную волну. Предварительная модель системы, вычисленная автором, и приведена в настоящей работе. По-видимому, в данном случае мы имеем дело с одним из самых продолжительных периодов у симбиотических Новых.

Сводная кривая блеска (рис. 3-27 диссертации) является уникальной: впервые показано, как на общей кривой блеска после окончания вспышки появились синусоидальные колебания (похожий результат автор нашел также и у V723 Cas) с амплитудой около 1т. Автор объясняет это явление тем, что оболочка, сброшенная компактной звездой после вспышки, рассеивается и перестает поглощать выходящее от звезды жесткое УФ-излучение, а эффективная температура компонента возрастает от 7 до 150 тысяч градусов. От этого прогрева на полусфере красного гиганта, обращенного к горячей звезде, образуется горячее пятно. За время орбитального периода условия видимости пятна для земного наблюдателя изменяются, что и вызывает наблюдаемую 12-летнюю волну.

Две другие изученные нами симбиотические системы - V1329Cyg и V1016 Cyg. Кроме фотографических и ПЗС-наблюдений, блеск каждой из этих звезд был оценен более чем на тысяче снимков из фототек ГАИШ и Зоннебергской обсерватории, начиная с 1900-х годов. Для обеих звезд приводятся исторические кривые блеска, анализируются изменения показателей цвета; для V1329Cyg приводятся свертки с орбитальным (956.5 сут) и вторичным (553 сут) периодами (Chochol, Andronov, Shugarov et al. [7]), который вызван, как мы предполагаем, физической переменностью красного гиганта. Для V1016 Cyg также найден возможный орбитальный период в 5510^ и дается модель широкой двойной системы: во время прохода периастра эллиптической орбиты усиливается темп аккреции на компактный объект, что вызывает вспышки или поярчания на кривой блеска.

Фотометрия V410 Cas, проведенная по негативам ГАИШ, позволила предположить, что изученный объект может быть симбиотической Новой или пекулярной звездой иного рода с амплитудой вспышек около 3 зв. величин. У звезды наблюдалось 2 вспышки, разделенные промежутком в 40 лет.

Звезда IP Peg (раздел 3.4) была заподозрена как ВП по голубому спектру с эмиссионными линиями бальмеровской серии. По фотографическим наблю-

дениям Горанского были найдены короткопериодические изменения блеска. Более точные фотоэлектрические наблюдения позволили нам заключить, что у звезды наблюдаются затмения с периодом 0?15821. Наблюдения с высоким временным разрешением позволили проследить детальный ход затмения, вычислить распределение светимости по диску в разных фазах вспышки, вычислить размеры диска, горячего пятна на нем, белого карлика и относительную светимость перечисленных источников излучения.

Глава IV посвящена изучению звезд со «сверхгорбами», или «суперхам-пами». В пункте 4.1 излагается природа суперхампов, описана модель ТДС, у которых при соответствующем отношении масс компонентов возникают подобные колебания, ставятся задачи и указывается на проблемы, появляющиеся при изучении подобных звезд.

В 4.2 излагаются результаты наблюдений звезд с суперхампами. Подробно изучена эволюция поздних суперхампов SW UMa во время сверхвспышки 2000 года и последующего падения блеска. Найдено, что период суперхампов на поздней стадии был примерно вдвое длиннее орбитального. Наш анализ данных показал, что SWUMa относится именно к подклассу звезд типа SUUMa, а не к промежуточным полярам, как считали некоторые исследователи. Анализируется трек на диаграмме V, V — R для этой звезды.

Для звезды V1504Cyg показано наличие двух видов вспышек и присутствие во время сверхвспышек колебаний блеска с периодом менее двух часов и нестабильной амплитудой, т.е. на присутствие суперхампов во время этих вспышек. Следовательно, наши наблюдения доказывают, что исследуемая звезда должна принадлежать к ВП подкласса SU UMa.

Наиболее подробно изученная нами звезда с суперхампами - новоподобная MV Lyr. Звезда изучалась всеми доступными нам методами - по фотопластинкам ГАИШ (больше половины наблюдений было получено автором), с помощью электрофотометра с временным разрешением от пяти секунд до минут (все наблюдения получены автором или при его участии), с помощью телевизионного комплекса КрАО и ПЗС-приемников. Привлекались также и любительские наблюдения из архива VSNET. В обшей сложности, мы обработали более 10 ООО наблюдений. За охваченный нами период времени фотометрическое поведение было самым разнообразным. До 1979 г. звезду можно было считать «антивспыхивающей» ВП, поскольку она находилась большую часть времени в состоянии повышенного блеска, на сравнительно непродолжительное время ослабевая с 12 до 17-18 зв. величины. С 1979 до 1989 гг., напротив, звезда была в состоянии пониженного блеска (17 — 18т) и претерпевала вспышки, напоминающие вспышки звезд типа UGem. Затем до 1994г. она опять была в относительно стабильном состоянии (12 — 13m), а после 1995 г. у MV Lyr начали происходить частые (1-2 раза за год) смены низкого уровня блеска на высокие или промежуточные. Причем, в ярком и

промежуточном состояниях всегда наблюдалась быстрая хаотическая переменность с амплитудой, как правило, до СКП4, однако были замечены и более сильные вариации блеска с характерными временами от 10 до 20 минут без четкой периодичности. В низком состоянии быстрая переменность наблюдалась не всегда. В одни ночи блеск не претерпевал заметных изменений (менее 0?1), а в другие, напротив, амплитуда достигала 1т и более. Квазиодновременные фотоэлектрические наблюдения в системе UBV (фильтры менялись г каждые 10 секунд), проведенные автором в 1990 г. показали, что амплитуда

этих колебаний не зависит от длины волны.

По лучевым скоростям была определена величина периода - 0.136 суток 4 [*7]. По фотометрическим данным в отдельные временные интервалы наблю-

дается небольшая орбитальная волна с амплитудой, как правило, порядка №1. Но упомянутый фликеринг сильно затрудняет поиск этой периодической составляющей. Более тщательный поиск фотометрического периода дал неожиданный результат. Оказалось, что во время самого яркого состояния видимый период немного превышал орбитальный и заключался в пределах 0.136-0.138 сут. Во время двух «промежуточных» уровней вспышек период оказался равным 0.128-0.129 сут. Построена зависимость между величиной наблюдаемого периода и величиной среднего уровня блеска во время вспышки; оказалось, что чем ярче система, тем длиннее фотометрический период. Можно предположить, что светимость диска должна коррелировать с его размерами: чем больше радиус диска, тем больше и его светимость. Горячее образование (пятно или линия) на нем образуется на внешних частях диска и участвует в орбитальном движении вокруг БК. Чем больше радиус диска, тем больше кеплеровский период его обращения вокруг БК (следовательно, и наблюдаемый фотометрический период) и видимая светимость объекта.

Новоподобная FY Per исследовалась автором по негативам ГАИШ, позднее были получены длительные фотоэлектрические ряды измерений этой звезды. Архивные наблюдения показали наличие «активного» и «неактивного» состояния блеска, у FY Per были найдены вспышки с амплитудой до 1™3 и продолжительностью около 20 суток. Фотоэлектрические наблюдения, проведенные в 1980-92 гг. автором, показали, что у звезды наблюдаются четкие колебания блеска с очень коротким периодом - $06485 и амплитудой 0^15. ' В отдельные ночи эти колебания, напротив, не выявлялись. Более поздние

наблюдения подтвердили вывод автора о существовании этого периода. Причину исчезновения колебаний можно объяснить тем, что мы наблюдаем не непосредственно орбитальную переменность, а переменность, вызванную суперпозицией орбитального и прецессионного периодов эллиптического аккреционного диска. В моменты, когда форма диска близка к круговой, фотометрическая переменность не наблюдается (как у звезд типа SU UMa). Затмений в системе не обнаружено

Глава V посвящена изучению новоподобных звезд. В 5.1 автор отмечает, что новоподобные звезды - самая неоднородная по фотометрическому поведению группировка звезд. Часто в эту группу попадают плохо изученные объекты, вообще не имеющие отношения к ВП, которые впоследствии относят к другим типам переменных звезд. Однако именно в эту группу новоподобных звезд, которые были подтверждены как ВП, попали наиболее интересные и сложные для исследования и интерпретации ТДС. .

В 5.2 приводятся результаты наблюдений шести новоподобных звезд.

Трехцветные наблюдения АС Спс были начаты автором в 1979 г. Фотографические измерения по негативам ГАИШ позволили заключить, что исследуемая система - новоподобная ТДС с уголом наклона орбиты к наблюдателю более 75°, поскольку на кривой блеска наблюдаются глубокие затмения, с амплитудой от 0?7 (в системе R) до 2т (в системе U). Период оказался равным $30047768. Найдены также внезатменные изменения блеска: кратковременные депрессии на 1™5 и быстрые флуктуации на 0Р2. Показано положение звезды на диаграмме U—В, В — V, вычислены истинные цвета и светимости компонентов, оценено расстояние между ними, размеры и массы. Оценено расстояние до системы в 460 пк.

Звезду UU Aqr долгое время считали полуправильной переменной. Оценки блеска переменной и последующая U В V-электрофотометрия показали, что исследуемый объект - новоподобная звезда, похожая по фотометрическому поведению на АС Спс. У звезды найдены глубокие затмения (1™7В) и изменения внезатменного блеска почти на Зт. Период, найденный по затмениям, равен $1635806. Обнаруженный УФ избыток и эмиссионный спектр подтвердили вывод автора о принадлежности системы к ВП.

Звезда V592 Cas наблюдалась автором с 1984 г. В настоящее время получено несколько тысяч фотоэлектрических измерений блеска. Все наблюдения проведены с помощью UВКЯ-электрофотометров. В 1997-98 гг. была проведена международная программа - фотометрический мониторинг переменной, в которой участвовал автор. У звезды наблюдается быстрая переменность блеска, однако отсутствие затмений долгое время затрудняло построение достоверной модели системы. После активных наблюдений 1997-98 гг. и анализа всех более ранних данных, удалось найти период изменения блеска, который не является строго постоянным. Поэтому делается вывод, что мы наблюдаем не орбитальный период, а период суперхампов (величина последнего изменяется от 0.112 до 0.122 суток).

Изучены две похожие по фотометрическому поведению новоподобные звезды РХ And и DW UMa. У обеих автор уточнил орбитальные периоды, обе системы являются затменными. У DW UMa более ярко выражены «высокий и низкий» уровни среднего блеска. Явных вспышек не наблюдалось. У РХ And исследован фликеринг, амплитуда которого временами превышала 0^5. Най-

дены почти повторяющиеся от ночи к ночи частоты у этих колебаний. Для DW UMa вычислены некоторые физические характеристики компонентов, диска и горячего образования на нем, показано существенное изменение светимости диска и пятна даже в соседние ночи.

Переменная V Sge - голубая звезда ~ 11т была открыта в 1902. Основные свойства VSge были описаны Herbig et al. [*8]. Большую часть фотоэлектрических UВV-наблюдений этой звезды автор провел в 1995-97 гг. V Sge имеет очень характерную кривую блеска с очень широким «затмением» амплитудой около 1т и малыми вторичными затмениями на фазе 0.5 с амплитудой 0^2. Период системы равен 0^514195. После учета покраснения получены средние цвета: В — V — —0?31, U — В = —1™18, что характерно для очень горячей звезды. УФ-избыток, физическая переменность и короткий орбитальный период позволяют считать V Sge взрывной переменной. Однако среди затмен-ных ВП нет ни одной звезды с кривой блеска, похожей на исследуемую. Если обычно длительность затмения у ВП составляет не более 0.26Р^-ь, то у V Sge - 0.35 — 0.45Рогь. Звезда наблюдалась на обсерватории EINSTEIN [*9] и показала чрезвычайно большую светимость в мягком рентгеновском диапазоне Lsx ~ 1036 эрг/с. Этот результат в совокупности с описанными и проанализированными в работе фотометрическими особенностями позволил точнее классифицировать V Sge, как источник сверхмягкого рентгеновского излучения (SSS). Такая классификация позволяет объяснить большинство наблюдаемых свойств VSge, как результат ядерного горения на поверхности белого карлика из-за аккреции на него большого количества богатого водородом вещества. Кроме того, в работе обсуждаются причины, приводящие к вековому изменению периода вследствие переноса массы с красного карлика или из-за потери углового момента, вызванных постоянной аккрецией вещества.

На основе новых наблюдений автора (и других исследований) была построена модель системы и вычислены ее основные физические и геометрические параметры. Мы зафиксировали орбитальный период, размер орбиты и угол наклона, как наиболее точно найденные из наблюдений (0Î25142, 4.1Д© и 75° соответственно). После этого численным моделированием мы нашли наиболее вероятные значения экваториального и полярного радиусов компонентов (0.31 и 0.24 для горячего, 0.45 и 0.43 холодного компонентов в единицах диаметра орбиты), температуры и масс компонентов (38000 К и 22000 К, 0.74 Mq и 2.85 М© соответственно). Отношение масс получается равным 3.85±0.22. Обсуждены результаты поисков квазипериодических осцилляций.

В Заключении кратко повторены основные выводы, описанные в каждой главе, перечислены наиболее важные и актуальные результаты, полученные автором за 25 лет работы, обсуждаются задачи, для решения которых могут быть использованы полученные в диссертационной работе выводы и ставятся дальнейшие проблемы, решения которых позволят находить более

общие заключения о природе ВП.

Список литературы состоит из 271 наименования, включая 70 работ автора.

Личный вклад.

Ряд результатов, вошедших в диссертацию, опубликованы в соавторстве. Личный вклад автора диссертации состоит в равноправном участии в постановке задачи, в активном и непосредственном участии в наблюдениях исследуемых звезд. При этом большая часть первичной обработки фотометрических данных производилась, как правило, автором. Все обсуждения, связанные с дальнейшей интерпретацией результатов, также проводились всеми участниками совместно. При составлении упомянутого каталога «Highly Evolved Close Binary Systems», все таблицы, комментарии и описания, посвященным таким подтипам ВП, как карликовые новые, новоподобные звезды и звезды типа SU UMa - были составлены, обобщены и написаны автором. В процессе работы автор составил ряд компьютерных программ по обработке фот-метрических наблюдений и поиску скрытых периодичностей, пригодных для обработки наблюдений многих типов звезд и применяемых в ГАИШ.

Список литературы

*1. WhitehurstR., 1998 - MNRAS, 232, 35

*2. OsakiY., 1974 - PASJ, 26, 429

*3. Osakl Y.,1985 - Astron. Astroph., 144, 369

4. Lubow, S., 1991 - Ар J, 381, 259

*5. Lubow, S., 1994 - ApJ, 432, 224

*6. Bisikalo D , Boyarchuk A., Cnechetkin V., et al., 1998, MNRAS, 300, 39 *7. Skillman D.R., Patterson J., Tborstensen J.R., 1995 - PASP, 107, 545 *8. Herbig G.H., Preston G.W., Smak J.I., Paczynski В., 1S65 - ApJ, 141, 617 *9. Eracleous M., Halpern J., Patterson J., 1991 - ApJ, 382, 290

Шугаров Сергей Юрьевич

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Подписано к печати 15.05.2003 г. Усл. печ. л. 1,4.

Формат 60x84/16. Тираж 100 экз. Заказ № 4.

Отпечатано в ГАИШ МГУ г. Москва, Университетский пр., 13.

!¿oo 3-И 2 l ^ 5

Введение:.

Глава I. Обзор наблюдательных данных и моделей взрывных переменных:.

1.1. Общая модель взрывных переменных

1.2. Виды вспышечной активности у ВП

1.3. Модель Роша для ВП

1.4. Проблемы

Глава II. Методика наблюдений и обработки наблюдательных данных:.ш

2.1. Фотоэлектрические наблюдения

2.2. ПЗС-наблюдения

2.3. Особенности дальнейшей обработки наблюдений

2.4. Орбитальные кривые блеска как наблюдательный критерий двойственности ВП. 2.5. Актуальность фотометрических исследований

Глава III. Новые и карликовые новые звезды:.

3.1. Исследование классических Новых звезд

3.2. Рентгеновские Новые

3.3. Симбиотические Новые

3.4. Исследование карликовой новой IP Peg. 3.5 Основные результаты

Глава IV. Звезды типа SU UMa - подкласс ВП:.7.

4.1. Общие характеристики звезд тира SU UMa

4.2. Результаты наблюдений звезд типа SU UMa * 4.3. Звезды с "суперхампами"

4.4. Основные результаты

Глава V. Новоподобные звезды:.ш;

5.1. Общие замечания

5.2. Результаты наблюдений

Одними из самых древних известных человечеству нестационарных звездных объектов являются Новые и Сверхновые звезды. Очевидно, что внезапное появление на небе яркой звезды не могло не привлечь внимание любого человека, достаточно хорошо знающего звездное небо. Приближенные методы вычисления или предсказания положений блуждающих звезд - планет - были известны еще до нашего летоисчисления (Рождества Христова). И только кометы и яркие Новые или Сверхновые звезды не вписывались в концепции древних описаний Вселенной, что, естественно, вызывало повышенный интерес. Мы не будем останавливаться на древних трактовках этих явлений, однако именно расшифровка античных записей и дальнейшая идентификация даты наблюдения явления, его координат, блеска позволили современным астрономам лучше понять физику процессов, происходящих у описываемых объектов (Псковский, 1971; Горбацкий, 1974; Архипова, 1970, 1996).

Фактически, только в 1970-е годы благодаря систематическим высокоточным фотометрическим и спектроскопическим наблюдениям, удалось окончательно доказать, что механизм, приводящий к вспышкам Новых звезд, связан с их двойственностью. После того, как двойственность была открыта у нескольких Новых звезд (Walker, 1954, 1956; Kraft, 1964; Крафт, 1965) стало ясно, что обнаруженная особенность - не случайность и причина вспышек должна быть связана именно с этим фактом. Впоследствии выяснилось, что все изученные Новые и новоподобные звезды входят в состав тесных двойных систем (ТДС), с очень короткими орбитальными периодами (всего несколько часов и менее).

Для уверенного анализа кривой блеска желательно получать непрерывные ряды наблюдений исследуемой звезды в течение одного или нескольких орбитальных периодов.

Хотя абсолютно уверенно доказать двойственность может только кривая лучевой скорости, тем не менее и фотометрическая кривая блеска, показывающая периодические изменения блеска, может служить достаточно уверенным критерием двойственности.

Если по фотометрическим наблюдениям найден орбитальный период, мы, анализируя кривую блеска, свернутую с этим периодом, можем получить обширную информацию для понимания физических процессов в исследуемой двойной системе. Как известно, доля двойных и кратных звезд в Галактике очень высока. По оценкам многих исследователей, например, Batten (1974, 1989), она достигает 70%.

Привлечение дополнительных данных из спектральных наблюдений (в первую очередь построение орбитальной кривой по лучевым скоростям) и методов математического моделирования дает возможность построить более надежную модель системы.

Одним из подклассов двойных систем являются так называемые взрывные переменные (ОКПЗ, 1985). В западной литературе принят термин "ка/-таклизмические переменные" (cataclysmic variables, CVs), который также иногда используется и в нашей литературе для названия данной группировки звезд. В настоящей работе мы будем придерживаться названия "взрывные переменные" (ВП), подразумевая, что оно тождественно названию "катаклизмические переменные звезды"

К взрывным переменным, кроме классических Новых, относят и карликовые новые, большую часть новоподобных и другие родственные объекты. Оказалось, что многие рентгеновские источники также являются взаимо-действущими двойными системами. Хотя симбиотические звезды являются широкими парами, у некоторых из них также происходят вспышки, отчасти сходные с вспышками Новых. Поэтому в настоящей работе будут проанализированы кривые блеска и избранных симбиотических звезд, у которых наблюдались вспышки, сходные со вспышками классических новых звезд.

В последние годы внедрение новых приборов (таких как ПЗС-приемники излучения) позволило получать качественные изображения и на небольших телескопах. Это дало возможность производить длительные наблюдения слабых звезд и, следовательно, иметь длинные и однородные ряды фотометрических наблюдений.

Сформулируем основные задачи нашей работы:

1. получение длительных (30-100 лет) фотометрических рядов наблюдений для недостаточно изученных ВП, кандидатов в ВП, для недавно открытых объектов и для родственных ВП объектов;

2. анализ полученных временных рядов с помощью алгоритмов и программ, составленных автором, а также с использованием уже существующих методик;

3. поиск и изучение вариаций блеска, связанных с орбитальным движением компонент и косвенно подтверждающих двойственность системы; вычисление или уточнение орбитальных параметров;

4. исследование быстрых изменений блеска на временных шкалах от десятков секунд до десятков минут времени и QPO (квазипериодических осцилляций блеска);

5. исследование вспышечной активности у исследуемых звезд;

6. определение различных цветовых характеристик и анализ их изменений исследуемых звезд;

7. расчет теоретических моделей для избранных систем;

8. классификация исследуемых звезд.

Поставленные задачи и цели определяют актуальность всесторонних исследований ВП. Решение всех этих перечисленных задач невозможно без получения нового высококачественного наблюдательного материала, в первую очередь, фотометрического.

Научная новизна работы определяется тем, что на основе массовых наблюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведенных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблюдений избранных звезд, содержащие для некоторых звезд до нескольких тысяч измерений. Часть оригинальных наблюдений опубликована, часть помещена на Интернет - страничку автора и доступна для использования всеми желающими.

Для подавляющего большинства ВП звезд из нашей программы детальные кривые блеска были получены впервые.

Автор на основе изучения полученного наблюдательного материала нашел орбитальные периоды и доказал двойственность звезд: V723 Cas, RT Ser, Q Cyg, AC Cue, UU Aqr, DI Lac и др.

На основе однородного материала с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изучаемых звезд (MV Lyr, V Sge, V592 Cas, SW UMa и др.).

Изучен и представлен долговременный характер переменности нескольких объектов - MV Lyr, V723 Cas, V1016 Cyg и др.

Для нескольких звезд построены математические модели систем, основанные в первую очередь на наблюдениях автора.

Наиболее ценными представляются опубликованные и помещенные в базы данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блеска, полученные автором для 26 ВП, которые могут быть использованы другими исследователями:

- для изучения долговременной переменности блеска;

- для изучения орбитальных и спиновых вариаций;

- для изучения QPO, фликеринга и других быстротечных изменений блеска;

- для уточнения амплитуд периодических колебаний и изучения изменений формы кривых блеска;

- для изучения изменений цветов и положений звезд на различных цветовых диаграммах;

- для уточнения классификации ВП;

- для поиска затменных систем и построения их моделей;

- для решения статистических задач;

- для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные дыры, нейтронные звезды, которые могут встречаться среди недостаточно изученных ВП;

- для определения вероятных источников рентгеновского излучения;

- для проверки расчетов поздних стадий эволюции двойных систем.

Наша работа велась в течение 25 лет; результаты, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, САО РАН, Одесской АО, на многочисленных международных конференциях, например,

- Конференции по ВП в Чили, 1991 г.

- Конференции по двойным системам в Италии, 1994 г.

- Рабочей группе по полярам в Кейптауне (ЮАР) в 1995 г.

- Конференции наблюдателей переменных звезд в Сьоне (Швейцария), 1997 г.

- Рабочей группе по симбиотическим звездам, Польша, 1995 г.

- Конференции по переменным звездам, Чехия, 1997 г.

- Конференции по временным рядам в астрономии, Израиль, 1997 г.

- Европейском астрономическом съезде, Россия, 2000 г.

Международной конференции "УкрАСТРО", Киев, 2000 г.

Международной конференции "Физика катаклизмических переменных и связанных объектов", Геттинген, 2001 г.

Международной конференции "Взрывы Новых звезд", Испания, 2002 г.

Международной конференции "Симбиотические звезды и их эволюция", Испания, 2002 г.

Международной конференции "Периодическая, циклическая и стохастическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга-Рессела", Бельгия, 2002 г.

Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002 г.

Результаты исследований автора вошли также в Каталог "Highly Evolved Close Binary Systems" под ред. А.М.Черепащука (Cherepashchuk et al., 1996) и "Атлас катаклизмических переменных. Звезды типа U Geminorum" Т.С.Хрузиной и С.Ю.Шугарова, тг.1-2 (1991).

Результаты фотометрических наблюдений автора вошли в базу данных международной сети VSNET и СВА.

Все основные результаты, изложенные в диссертации, полностью опубликованы в 70 статьях.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Открытие и фотометрическое исследование новых ВП: АС Спс, UU Aqr, IP Peg, FY Per, V410 Cas.

2. Обнаружение периодических изменений блеска, подтвердивших двойственность, у Новых звезд Q Cyg, DI Lac и V723 Cas, симбиотических звезд

RT Ser и V1016 Cyg, у карликовой Новой V1504 Cyg, новоподобной V592 Cas.

3. Исследование вспышечной переменности, обнаружение, анализ и объяснение природы найденной активности.

4. Построенные автором модели систем и вычисленные физические и геометрические параметры исследуемых звезд (DW UMa, V Sge, V592 Cas, IP Peg, AC Cnc, RT Ser, V404 Cyg)

5. Переработанный и обновленный список взрывных переменных звезд, составленный автором который был включен в Каталог "Highly Evolved Close Binary Systems" под ред. A.M. Черепащука (Cherepashchuk, Katysheva, Khruzina, Shugarov, 1996).

Отметим следующие моменты. ВП с определенным орбитальным периодом известно несколько сотен, а когда автор начинал изучать эти звезды, двойственность была известна менее чем у 100 объектов. Каждая ВП является уникальной переменной, поэтому для уверенной классификации, нахождения статистических закономерностей, изучения изменения физики процессов, происходящих при аккреции плазмы на белый карлик (БК), для уверенного анализа изменений этих (и других) характеристик в зависимости от времени и общего состояния изучаемой системы (вспышка, неактивное состояние и др. стадии) необходимы детальные наблюдения. Доля изученных автором ВП и особенно найденных среди них периодических изменений блеска, достаточно велика. В начальной стадии исследований (конец 1970-х и начало 1980-х годов) она составляла почти 10% от всего числа исследованных звезд. В настоящее время из-за массовых, в том числе и любительских наблюдений (на небольших телескопах, но с применением высокочувствительных ПЗС - приемников), общий относительный процент исследованных автором звезд снизился. Однако для исследованных звезд применение современных математических методов исследования позволило найти неизвестные ранее особенности, которые выявляются или рассчитываются только благодаря однородным и длительным рядам, либо новым математическим методам анализа кривых блеска.

Некоторые актуальные проблемы

• Факт, что классические Новые звезды - тесные двойные системы, уже не оспаривается, построено и проанализировано много орбитальных кривых блеска для Новых звезд. Но до настоящего времени еще не была прослежена детальная эволюция орбитальной кривой: как после очередной вспышки, когда в излучении звезды доминирует сброшенная оболочка и орбитальная волна не проявляется, постепенно, по мере остывания и рассеивания оболочки, появляется орбитальная волна на видимой кривой блеска. Данная задача была поставлена и успешно решена для классической новой V723 Саs и отчасти для симбиотической новой RT Ser.

• Существование зависимости периода так называемых сверхгорбов, или суперхампов (см. главу IV), от размеров аккреционного диска (на котором появляется горячая область, вызывающая появление на кривой блеска суперхампов) также кажется очевидным, но уверенных наблюдательных доказательств еще не было представлено.

У новоподобной переменной MV Lyr в настоящее время как раз происходят вспышки разной амплитуды и у нее можно выявить период суперхампов (к сожалению, на фоне неправильной быстрой переменности заведомо большей амплитуды) при различном уровне блеска вспышки.

В итоге, по многочисленным наблюдениям, нам удалось найти, исследовать и объяснить указанную зависимость. Мы предполагаем, что чем больше геометрические размеры аккреционного диска, тем больше (по III закону Кеплера) период обращения вокруг БК его внешних частей, а также больше его светимость.

• Еще не решенная проблема — почему при одинаковых в целом моделях ВП различных классов столь различно их фотометрическое поведение.

В одних случаях (как для звезд типа SU UMa) данное различие частично объясняется предельным отношением масс компонент (1:3 - 1:4, см. главу IV). Однако полной ясности при объяснения этих различий еще нет. Для части исследованных звезд удалось построить модели ТДС, найти ряд физических или геометрических параметров систем. Одна из целей работы - это попытка сравнить полученные величины и далее понять, какие из них могут быть ответственны за то или иное различное фотометрическое поведение ВП. К сожалению, уверенно ответить на данный вопрос нам не удалось.

Ряд результатов, вошедших в диссертацию, опубликованы в соавторстве. Личный вклад автора диссертации состоит равноправном участии в постановке задачи, в активном и непосредственном участии в наблюдениях исследуемых звезд. При этом большая часть первичной обработки фотометрических данных производилась автором. В процессе работы автор составил ряд компьютерных программ по обработке фотоэлектрических наблюдений и поиска скрытых периодичностей, пригодных для обработки наблюдений многих типов звезд и применяемых в ГАИШ.

5.3 Основные выводы

В результате наблюдений и анализа кривых блеска автор нашел следующие особенности и определил перечисленные ниже параметры для новоподобных звезд:

АС Спс - впервые доказано, что объект - затменная ВП, исследована ее фотометрическая переменность, найден орбитальный период и построена предварительная модель системы.

UU Aqr - автором показано, что звезда - ВП с затмениями, найден орбитальный период системы и цветовые характеристики переменной.

V592 Cas - показан сложный характер переменности блеска, на который накладываются непостоянный период суперхампов, найдены его значения.

РХ And - уточнен оптический период изменения блеска, построена и проанализирована кривая блеска и впервые изучены частотные закономерности быстрой переменности.

DW UMa - впервые показано изменение формы затменной кривой от уровня блеска, получены трехцветные наблюдения переменной, по которым построена модель системы.

V Sge - изучены цветовые характеристики затменной системы, по результатам проведенной фотометрии построена детальная модель системы.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Основная цель диссертации заключается в попытке обобщить огромный наблюдательный материал по фотометрическим наблюдениям ВП, уточнить или независимо определить их орбитальные периоды, изучить формы кривых блеска, их изменения в зависимости времени и от общего состояния системы, по возможности открыть новые ВП и более детально исследовать физические процессы проявления двойственности у уже открытых звезд.

За 25 лет наблюдений были получены результаты, которые описаны в главах 3, 4 и 5.

Настоящая работа состоит из введения, пяти глав и заключения.

Во введении формулируется тема работы, кратко описана история исследования ВП, поставлены основные задачи, перечислены программные звезды, проблемы, которые автор рассматривал, кратко перечислены полученные результаты и трудности, с которыми встречался автор при исследовании. Указано, где представлялись результаты исследований и упомянуты основные публикации.

Глава I посвящена описанию общей модели ВП. Перечислены причины, вызывающие те ли иные проявления вспышечной активности, дана классификация ВП, детально рассмотрена модель Роша для ВП и сформулированы основные проблемы, касающиеся этих звезд.

Глава II описывает методики, которые использовал автор при получении наблюдательного материала: это фотографические, фотоэлектрические и ПЗС наблюдения. Рассматриваются особенности, преимущества и недостатки каждого метода, показано, что фотометрические исследования являются актуальными и с их помощью возможно выявить (с некоторыми оговорками) двойственность исследуемой звезды и, следовательно, принадлежность классу ТДС.

Глава III описывает наблюдения и анализ кривых блеска новых звезд различных подклассов. Проанализированы результаты наблюдений четырнадцати звезд - четырех классических Новые, одной повторной Новой, четырех Новых - оптических двойников рентгеновских источников, четырех симбиотических новых звезд и одной карликовой новой.

Для этих объектов были построены и пранализированы кривые блеска на спаде вспышки или в спокойном состоянии, найдены или заподозрены орбитальные периоды или циклы вспышечной активности.

Особо важный результат - анализ зависимости амплитуды и формы орбитальной кривой блеска от уровня блеска (на спаде после вспышки) для Новой звезды.

Для Новой 1995 г. V723 Cas автором впервые был найден не только орбитальный период, но и прослежена его эволюция - от полного отсутствия периодической орбитальной волны до постепенного возрастания амплитуды (по мере остывания и рассеяния сброшенной оболочки) почти до 1та. Аналогичных наблюдений других авторов не известно.

Похожий результат получен также для симбиотической новой RT Ser, автор нашел орбитальный период, а по архивным данным восстановил кривую спада блеска и нашел, что орбитальная волна появилась при увеличении излучения (за счет рассеивания сброшенной оболочки) с компактного компонента, при этом видимая темперптура компактного компонента повысилась с 7500К до 114000К.

Для Новых V723 Cas и V1974 Cyg прослежены цветовые изменения блеска, дана их интерпретация.

Для карликовой новой IP Peg мы впервые построили модель системы, которая впоследствии была подтверждена дальнейшими наблюдениями. Показана сильная переменность формы и светимости аккреционного диска и горячего образования на нем. Полученная нами еще в 1985 г. форма горячего пятна представляла собой вытянутое светящееся образование. В конце 1990-х годов теоретические расчеты (Bisikalo, Boyarchuk, Chechetkin et al., 1998; Harmanec, Bisikalo, Boyarchuk, Kuznetsov, 2002) показали, что в некоторых случаях вместо пятна на диске как раз и могут появляться структуры, напоминающие светящуюся линию, которую мы фактически и обнаружили за 15 лет до этих расчетов.

Кроме того, показано сходство оптических кривых для рентгеновских Новых V616 Моп и KV UMa.

Как и для упомяных классических Новых, у рентгеновской Новой LZ Aqr автором прослежено изменение вида орбитальной волны в зависимости от уровня блеска объекта. В данном случае отметим, что эволюция орбитальной кривой совершенно иная, чем для классических Новых: по мере ослабления жесткого рентгеновского излучения ослабевает и амплитуда орбитальной волны.

Для широких пар (симбиотические новые) V1016 Cyg и V1329 Cyg показана возможность существования третьего тела на эллиптической орбите.

Мы одними из первых подтвердили, что релятивистский компонент у V404 Cyg - вероятный кандидат в черные дыры.

Глава IV посвящена звездам, показывающим на кривой блеска "супер-хампы", колебания блеска с периодом, близким к орбитальному, во время супервспышек или в других состояниях блеска.

Приводятся результаты наблюдений и анализа кривых блеска для двух звезд типа SU UMa и трех новоподобных звезд.

Доказано, что VI504 Cyg - звезда, показывающая кроме обычных вспышек также и сверхвспышки, и впервые найден период сверхгорбов. Для аналогичной звезды SW UMa исследована эволюция сверхгорбов на поздней стадии вспышки и показаны цветовые изменения, найдено, что во время вспышки 2000 г. в оптике более четко проявлялся период, удвоенный к орбитальному.

Для новоподобной MV Lyr построена детальная кривая блеска за 50 лет, проанализирована долговременная переменность, а во время депрессии 1976-86 гг. найдена вспышечная активность, напоминающая поведение карликовых новых и выявлено 3 вида вспышек.

Впервые найдена и интерпретирована зависимость оптического периода от среднего уровня блеска. Мы объясняем эту зависимость тем, что что наблюдаем обращающееся вокруг БК пятно или горячие образовав ния на внешних частях диска, размеры которого коррелируют с видимым уровнем блеска. Чем больше размеры диска и его светимость (т.е. средний блеск переменной), тем больше кеплеровский период вращения внешних частей диска и, следоваетльно, видимый в оптике период.

Для FY Per и V592 Cas впервые найден период суперхампов и показана его нестабильность.

Глава V. В данной главе приводятся результаты наблюдений новоподобных звезд.

Впервые автор нашел орбитальные элементы для АС Спс и UU Aqr и доказал, что эти звезды - ВП с короткими орбитальными периодами. Впервые была построена модель для АС Спс, более поздние исследования других авторов уточнили модель, но наши параметры в целом подтвердились.

Для новоподобных РХ And и DW UMa были уточнены орбитальные периоды, показаны отличия кривых блеска в различных цветах, а также на различных уровнях среднего блеска. Построены модели для DW UMa для нескольких вспышек и показано, что некоторые параметры диска изменяются. Также проанализирована быстрая переменность у РХ And и впервые найдена устойчивая для нескольких ночей частота.

Показано, что V410 Cas - пекулярная звезда с пока еще не понятыми свойствами, испытавшая уже вторую вспышку за последние 70 лет.

Изучены также особенности кривых блеска сверхмягкого рентгеновского источника V Sge в различных фотометрических системах, уточнен орбитальный период и построена модель системы.

Подытожим основные исследования, в которые вошло: открытие новых или доказательство принадлежности к классу ВП плохо изученных переменных звезд, некоторые из которых оказались за-тменными (что является очень ценным для построения моделей систем). К ним относятся системы АС Спс, UU Aqr, IP Peg; обнаружение орбитальных периодов у недостаточно изученных ВП, которыми являются уже упомянутые АС Спс, UU Aqr, а также новоподобные V592 Cas, FY Per, карликовые новые IP Peg и VI504 Cyg, сим-биотические Новые RT Ser и V1016 Cyg и классические Новые V723 Cas, Q Cyg; уточнение орбитальных периодов или доказательство изменения периода у классических Новых DI Lac, V1974 Cyg и рентгеновских Новых V404 Cyg, LZ Aqr = ХТЕ J2123-058, KV UMa = ХТЕ J1118+480, а также у карликовых новых различных подтипов - SW UMa, MV Lyr, РХ And, DW UMa и свермягкого рентгеновского источника V Sge; исследование эволюции кривой блеска у Новой V723 Cas, вспышка которой произошла в 1995 году. Было показано, как по мере рассеяния сброшенной оболочки проявляются орбитальные вариации кривой блеска и увеличивается ее амплитуда; анализ QPO у звезд MV Lyr, РХ And, Q Cyg; построение долговременной кривой блеска новоподобной MV Lyr и подробный анализ ее вспышечной активности, выделение нескольких видов вспышек; наблюдение и анализ резкого падения блеска у рентгеновской Новой V616 Моп; построение моделей систем AC Cnc, RT Ser, V592 Cas, V Sge, XTE J2123-058 и независимое определение массы у рентгеновской Новой - кандидата в черные дыры V404 Cyg; обнаружение возможного периода вращения белого карлика у Новых звезд V723 Cas и U Sco; фотометрическое исследование и анализ симбиотической Новой звезды 1910 г. RT Ser, которая до настоящего времени была недостаточно исследована и для которой автор впервые доказал двойственность, нашел орбитальный период и оценил параметры двойной системы.

Также отметим впервые рассчитанные физические параметры для за-тменной АС Спс, доказавшие принадлежность этой звезды к редкому типу ВП - новоподобных с глубокими затмениями. Затмения у аналогичной звезды UU Aqr также впервые были найдены автором. Кроме того, мы первыми отнаблюдали и объяснили форму затменной кривой у карликовой Новой IP Peg и показали, что во время вспышки и в неактивной фазе физические условия сильно различаются. Детальный многолетний анализ фотометрических наблюдений новоподобной MV Lyr впервые выявил ряд закономерностей, вспышечной и орбитальной переменности, не замеченных другими наблюдателями.

Для V404 Cyg методами моделирования оптической кривой блеска было подтверждено, что релятивистский компонент в данной двойной системе - наиболее вероятный кандидат в черные дыры.

Наблюдательный материал, полученный в настоящей работе, может быть использован в дальнейшем всеми заинтересованными лицами для независимого анализа и поиска периодических колебаний, для рационального планирования наблюдений (по приведенным эфемеридам), для сравнения моделей ВП различных подтипов, для статистическмх исследований (используя таблицы из "Каталога ТДС на поздних стадиях эволюции").

К сожалению, нам не удалось явно найти причины, приводящие в целом одинаковые по строению звезды к столь различным фотометрическим изменениям блеска. Очевидно, в дальнейшем необходимо рассчитывать модели, находить все возможные параметры компонентов, диска, струи, наличия магнитного поля для большого количества ВП. Только имея большую и надежную статистику можно надеяться получить ответ на поставленный вопрос.

Моя глубокая благодарность - научному руководителю В.М. Лютому за постоянный интерес и внимание к моей работе. Я глубоко признателен Н.А. Катышевой и Н.А. Горыне, оказавшим большую помощь в оформлении диссертации. За помощь в получении и обработке наблюдательного материала автор выражает благодарность В.П. Горанскому, Е.П. Павленко и Н.А. Катышевой. Особую благодарность я выражаю И.М. Волкову за изготовление UBV-электрофотометра, без которого большая часть на-блюдательнонго материала вообще не была бы получена.

Благодарю руководство ГАИШ, Крымской лабаборатории ГАИШ и Крымской астрофизической обсерватории за предоставленное наблюдательное время, а их коллективы — за благожелательность и поддержку и советы и обсуждения проблем. Также благодарю Д. Хохола (Словацкая Академия наук) за обсуждение некоторых глав настоящей работы.

Работа выполнена при частичной финансовой поддержке грантами РФФИ, ГНТП "Астрономия", поддержки Научных Школ.

1. Ahnert, 1942 Astron. Nachr., 272, 286

2. Andronov I.L., 1994 Odessa Astron. Publ., 7, 49

3. Andronov I.L., Shugarov S.Yu., 1983 IBVS No 2418

4. Andronow I.L., Fuhrmann В., Wenzel W, 1988 Astron. Nachr., 309, 39

5. Antipin S.V., Shugarov S.Yu., 1992 IBVS No 3732

6. Antokhina E., Cherepashchuk A., Shugarov S.,1992 IBVS No 3777, 1.

7. Baptista R., Silveria C., Steiner J.E., Home K., 2000 MNRAS, 314, 713

8. Bath G.T., 1973 Nat. Phys. Sci., 246, 84

9. Bath G.T., 1974 MNRAS, 169, 447

10. Batten, A.H., 1974 Review of Publications "Binary and Multiple Star Systems", J.RAS of Canada, 68, 219.

11. Batten, A.H., Fletcher, J.M., MacCarthy, D.C., 1989 Catalogue of the orbital elements of spectroscopic binary systems. Dominion Astrophysical Observatory.

12. Beljawsky S., 1936 Перем. зв., 2, 36

13. Berger J., Fringant A.M., 1984 Astron. Astroph. Suppl., 58, 565 Bianchini A., Sabbadin F., Favero G.C., Dalmeri I, 1986 - Astron. Astroph, 160, 367

14. Bianchini A., 1990 Astron. J., 99, 1941

15. Bisikalo D., Boyarchuk A., Chechetkin V. et al., 1998 MNRAS, 300, 39 Boley F., Wolfson R., Bradt H. et al, 1976 - Astroph. J., 203, 13 Borisov G.V., 1992 - Astron. Astroph., 261, 154

16. Budzinovskaya I., Pavlenko E., Prokof'eva V., Shugarov S., 1992 in: "Workshop on Cataclysmic Variable Stars", Vina-del-Mar, Chile, ed. N. Vogt, ASP Conf. Ser., 29, San Francisco, p.373

17. Cannizzo J.K., 1998 Astroph. J., 493, 426 •

18. Casares J., Charles P.A., Naylor Т., 1992 Nature, 355, 614

19. Casares J., Charles P.A., Naylor Т., Pavlenko E., 1993 MNRAS, 265, 834

20. Castelli F., Gratton R., Kurucz R.L., 1997 Astron. Astroph., 318, 841

21. Ceraski L.P., 1909 Astron. Nachr., 183, 110

22. Charles P.A., 1991 Gemini, No 34, 11

23. Cherepashchuk A.M., 2000 Space Sci. Rev., 473

24. Cherepashchuk A.M., Katysheva N.A., Khruzina T.S., Shugarov S.Yu., 1996 Highly Evolved Close Binary Stars: Catalog, Part 1, ed. A.M. Cherepashchuk, Gordon and Breach Sci. Publ., Amsterdam, 356 pp.

25. Cherepashchuk A.M., Katysheva N.A., Khruzina T.S., Shugarov S.Yu., 1996 Highly Evolved Close Binary Stars: Finding charts. Part 2, ed. A.M. Cherepashchuk, Gordon and Breach Sci. Publ., Amsterdam, 254 pp.

26. Chochol D., Andronov I.L., Shugarov S.Yu. et al., 1999 Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso, 29, 31

27. Chochol D., Pribulla Т., 1998 Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso, 27, 53 Chochol D., Pribulla, Т., Shemmer O., Shugarov S.Yu. et al., 2000 - IAU Circ No 7351

28. Collins P., 1992 IAU Circ. No 5454 Cropper M., 1990 - Space Sci. Rev., 54, 195

29. Davis R.D., Edwards M.R., Morison I., Spences R.E, 1975 Nature, 257, 659de Jong J.A., , van Paradijs J., Augusteijn T.} 1996 Astron. Astroph., 314, 484

30. Dhillon V.S., Jones D.H.P., Marsh T.R., 1994 MNRAS, 266, 859 Diaz M.P., Steiner J.E., 1995 - Astroph. J., 110, 1816 Duerbeck H.W., 1987- Space Sci. Rev., 45, 1 (A Reference Catalogue and Atlas of Galactic Novae)

31. Eachus L., J., Wright E.L., Liller W., 1976 Astroph. J., 203, L17 Eggen O.J., Sandage A.R., 1964 - Astroph. J., 140, 130 Elwis M., Griffiths C.G., Turren M.J.L., Page G.G., 1975a - IAU Circ. No , «-4 2814

32. Elwis M., Griffiths C.G., Turren M.J.L., Page G.G., 1975b Nature, 257, 656

33. Faulkner J., Lin D.N.C., Papaloizou J., 1983 MNRAS, 205, 359 Gilliland R.L., Kemper E., 1980 - Astroph. J., 236, 854 Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Orlovskij E.I., Rakhimov V.Yu, 1985 -IBVS No 2653

34. Goranskij V., Metlova N., Shugarov S., 2002 in: "Classical Nova Explosions", AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May 2002, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.311

35. Goranskij V.P., Karitskaya E.A., Kusakin A.V., Shugarov S.Yu. et al., 1998 Astron. Aph. Trans., 15, 101

36. Goranskij V.P., Katysheva N.A., Kusakin A., Shugarov S.Yu. et al., 2002 in: "The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects", ASP Conf. ' ' Proc., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, K. Reinsch., p.625

37. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Katysheva N.A. et al., 2000 IBVS No 4852

38. Greenstein J.L., 1954 PASP, 66, 79 i Greiner J., 1996 - in: "Supersoft X-ray Sources", Proc. of the International

39. Workshop, Garching, Germany, 28 Feb.-l March 1996, XIII, ed. J. Greiner, Lectures Notes in Physics, 472, Springer-Verlag, Berlin, rjJ Heidelberg, New York, p.l

40. Hack M., Selvelli P.L., 1993 in: "Cataclysmic Variables and related objects", 1 eds. M Hack, С la Dous. NASA, 511

41. Harevich V., Bocharov A., Shugarov S. et al., 1975 IAU Circ. No 2839,1975

42. Harmanec P., Bisikalo D., Boyarchuk A., Kuznetsov O., 2002 Astron. Astroph., 396, 937

43. Harvey D., Skillman D.R., Patterson J., Ringwald F.A., 1995 PASP 107, 551

44. Harvey D., Skillman D.S., Kemp J. et al., 1999 private communication Hellier C. , Robinson E.L., 1994 - Astroph. J., 431, L107 Herbig G.H., Preston G.W., Smak J.I., Paczynski В., 1965 - Astroph. J., 141, 617

45. Hessman F.V., 1990 IAU Circ. No 4971 Hirosawa K., 1995 - IAU Circ. No 6213 Hoffmeister C., 1967 - Astron. Nachr., 290, 43

46. Honneycutt R.K., Robertson J.W., Turner G.W., 1995 in: "Cataclysmic Variables", eds. A Bianchini, M Delia Valle, M Orio, Kluwer Acad. Publ., Dordrecht, Boston, London, p.75

47. Hynes R.I., Charles P.A., Haswell C.A. et al., 1998 in: "Texas Symposium on Relativistic Astroph. and Cosmology", eds. J. Paul, T. Montmerle

48. Katysheva N.A., Khruzina T.C., Shugarov S.Yu. et al., 2002 in: "The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects", ASP Conf. Proc., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, and K. Reinsch., p.493.

49. Katysheva N.A., Shugarov S.Yu., Pavlenko E.P., Abolmasov P.V., 2002- Journ. Astrophys. Astr., 23, 15

50. Katysheva N.A., Shugarov, Pavlenko E.P. et al., 2000 Кинематика и физика небесных тел, прил., 3, 393

51. Kazennova Е., Shugarov S., 1992 in: "Workshop on Cataclysmic Variable Stars", Vina-del-Mar, Chile, ed. N. Vogt, ASP Conf. Ser. (San Francisco), 29, p.390

52. King A.R., 1988 QJRAS, 4, 1 King A.R., 1989 - MNRAS, 241, 365

53. Kopylov I.M., Somov N.N., Somova T.A., 1989 CAO, препринт No 40

54. Kraft R., 1964 Astroph. J., 139, 457

55. Kraft R.P., Luyten W.J., 1965 Astroph. J., 142, 1041

56. Kuznetsova Yu. G., Pavlenko E.P., Sharipova L.M., Shugarov S.Yu, 1999- Odessa Astron. Publ., 12, 1971.vine A., Swank J., Smith E., 1998 IAU Circ. No 6955

57. McClintock J.E., Remillard R.A., 1990 Astroph. J., 350, 386 Mendoza E.E., 1965 - Boletin do Los Observ. Tonantzintla у Tacubaya, 4, No 26, 3

58. Meyer F., Meyer-Hofmeister E., 1983 Acta Astr., 121, 29 Morgenroth O., 1936 - Astron. Nachr., 261, 260 Mumford G.S., 1967 - PASP, 79, 283 Munari U., 1988 - Astron. Astroph., 200, L13

59. MunariU., Rejkuba M., Hazan M., Shugarov S. et al., 1997-Astron.Astroph., 323, 113

60. Murset U., Nussbaumer H., 1994 Astron. Astroph, 282, 586

61. Nousek J.A., Cordova F.A., Garmire G.P., 1980 Astroph. J., 242, 1107

62. Okazaki Akira, 1993 Astroph. Sp. Sci., 210, 227

63. Osaki Y., 1974 PASJ, 26, 429

64. Osaki Y.,1985 Astron. Astroph., 144, 369

65. Osaki Y., 1989 PASJ, 41, 1005

66. Osaki Y., 1996 PASP, 108, 390

67. Osminkina O.A., Osminkin E.Yu., Shakura N.I., Shugarov S.Yu., 1990 -in: Proceedings of Workshop "Plasma Astrophysics", Telavi, Georgia, USSR, 301

68. Paczynski В., 1971 Ann. Rev. Astron. Astroph., 9, 183 Parimucha S., Arkhipova V., Chochol D., Shugarov S. et al., 2000 - Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso , 30, 99

69. Patterson J., Kemp J., Shugarov S. Yu. et al., 1998 PASP, 110, 380 Patterson J., 1984 - Astroph. J. Suppl., 54, 443 Patterson J., 1994 - PASP, 106, 209

70. Patterson J., Kemp J., Saad J. et al., 1997 PASP, 109, 468 Pavlenko E., 1997- in: "Physical Processes in Symbiotic Binaries and Related System", Warszawa, ed. J. Mikolajewska, p. 205

71. Pavlenko E., Goranskij V., Shugarov S., 2002 in "The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects", ASP Conf. Proc., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, K. Reinsch., p.651

72. Pavlenko E., Shugarov S., Goranskij V., Primak N., 2002 in: "Classical Nova Explosions", AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May 2002, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.519

73. Pavlenko E.P., Dmitrienko E.S., Shakovskoi N.I., Shugarov S.Yu. et al., 2001 Astroph. Sp. Sci., Suppl.,276, 63

74. Pavlenko E.P., Kuznetsova Y.G., Shugarov S.Yu, Petrov V.S., 2001, -Astroph. Sp. Sci. Suppl., 276, 65

75. Pavlenko E.P., Shugarov S.Yu., 1998 Astron. Aph. Trans. 15, 89

76. Payne-Gaposchkin C., 1950 Harv.Ann., No 22

77. Penning W.R., Ferguson D.H., McGraw J.T. et al., 1984 Astroph. J., 276, 233

78. Piersimoni A., Paolantino A.Di., 1992 IAU Circ. No 5482 Primak N., Pavlenko E., Shugarov S., Goranskij V., 2002 - in: "Classical Nova Explosions", AIP Conf. Proc., Sitges, Spain, 20-24 May 2002 637, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.319

79. Rafanelli P., Rosino L., Ashok N., 1992 IAU Circ. No 5525 Retter A., Ofek E.O., Leibowitz E.M., 1995 - IAU Circ. No 6158 Richter G., 1964 - MVS, 2, H.4, 79

80. Ritter H., 1990 Astron. Astroph, 85, 1179

81. Ritter H., Colb U., 1998 Astron. Astroph. Suppl., 129, 83

82. Robinson E.L., 1975 Astron. J., 80, 515

83. Robinson E.L., 1976 Astroph. J., 1976, 203, 485

84. Robinson E.L., Barker E.S., Cochran A.L., Nather R.E., 1981 Astroph. J., 251, 611

85. Robinson E.L., Shafter A.W., Hill J.A. et al., 1987 Astroph. J., 113, 772 Robinson E.L., Shafter A.W., 1987 - Astroph. J., 322, 296 Romano G., Rosino L., 1980 - IBVS No 1776 Romano G., 1966 - Mem. SAIt, 37, fasc. 3

86. Rosen S.R., Clayton K.L., Osborne J.P., McGale P.A., 1994 MNRAS, 269,913

87. Semeniuk I., de Young J.A., Pych W., et al., 1995 Acta Astr., 45, 365 Shafter A.W., Hessman F.V., 1984 - BAAS, 16, 505 Shafter A.W., 1983 - IBVS No 2354

88. Shafter A.W., Hessman F.V., Zhang E.H., 1988 Astroph. J., 327, 248 Shafter A.W., Szkody P., Thorstensen J., 1986 - Astroph. J., 308, 765 Shafter A.W., Szkody P., Liebert J. et al., 1985 - Astroph. J., 290, 707

89. Shahbaz Т., Kuulkers E, 1998 MNRAS 295, LI Shakura N.I., Sunyaev R.A., 1973 - Astron. Astroph., 24, 337 Shara M.M., Potter M., Shara D.J., 1989 - PASP, 101, 985 Shara M.M., 1989 - PASP, 101, 5

90. Shugarov S., 1997 in: "AAVSO Conference on Variable Stars", Sion, Switzeland (unpublished)

91. Shugarov S., Goranskij V., Pavlenko E., 2002 in: "Classical Nova Explosions" AIP Conf. Proc., 637, Sitges, Spain, 20-24 May 2002, Spain, eds. M. Hernanz, J. Jose, p.323

92. Shugarov S., Pavlenko E., 2000 в сб.: "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики", под ред. Н. Самуся и А. Миронова, Нижний Архыз, стр. 110

93. Shugarov S., Pavlenko Е., Bochkov V., 1997 in: "Physical Processes in Symbiotic Binaries and Related System", Warszawa, ed. J. Mikolajewska, p. 207.

94. Simon V., Hric L., Shugarov S. et al., 2002b in: 'The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects", ASP Conf. Proc., 261, eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, K. Reinsch, p.663

95. Simon V., Hric L., Shugarov S. et al., 2002a Astron. Astroph., 393, 921 Simon V., Petrik K., Hric L., Shugarov S. et al., 2001 - Acta Facultatis Pedagogicae Universitatis Tyrnaviensis, Seria "C", Trnava, Czech Republic, No 5, 105

96. Skillman D.R., Patterson J., Thorstensen J.R., 1995 PASP, 107, 545 Skopal A., 1998 - Astron. Astroph, 338, 599

97. Skopal A., Pribulla Т., Wolf M., Shugarov S., Jones A, 2000 Contr. Astr. Obs. Skalnate Pleso, 30, 29

98. Smak J., 1984a Acta Astr., 34, 93 Smak J., 1995 - Acta Astr., 45, 361 Smak J., 1971 - Acta Astr., 21, 15 Smak J., 1984 - PASP, 86, 5

99. Still M.D., Dhillon V.S., Jones D.H.P., 1995 MNRAS 273, 863 Sunuaev R., 1989 - IAU Circ. No 4800

100. Taylor C.J., Thorstensen J.R., Patterson J., Shugarov S.Yu. et al., 1998 -PASP, 110, 1148

101. Vrtilek S.D., Raymond J.C., Garcia M.R. et al., 1990 Astron. Astroph, 235,162

102. Wachmann A.A., 1948 Astron. Nachr., 11, No 5

103. Warner В., 1988 "High Speed Astronomical Photometry", Cambridge Press University, Cambridge

104. Webbink R.F., Livio M., Truran J.W., Orio M., 1987 Astroph. J., 314, 653

105. Williams G.A., King A.R., Uomoto A.K., Hiltner W.A., 1986 MNRAS, 219, 80

106. Андронов И.Л., Шугаров С.Ю., 1982 Астрон. Цирк. No 1218, 3 Антохина Э.А., 1998 - Астрон. Журн., 65, 1164

107. Антохина Э.А., Павленко Е.П., Черепащук A.M., Шугаров С.Ю., 1993 Астрон. Журн. 70, 804

108. Архипова В.П., 1970 в кн. "Эруптивные звезды", под ред. А.А. Бояр-чука и Р.Е. Гершберга, Москва, Наука, стр. 11 Архипова В.П., 1983 - Перем. зв., 22, 25

109. Архипова В.П., 1996 "Новые звезды" в сб.: "Эруптивные звезды", ред. А.Г.Масевич, изд-во РАН, Москва, стр. 47-72

110. Архипова В.П., Докучаева О.Д., Носкова Р.И., 1994 Письма в Астрон. Журн., 20, 623

111. Байдак А.В., Шугаров С.Ю., 1986 Астрон. Журн., 63, 123 Будзиновская И.А., Павленко Е.П., Шугаров С.Ю., 1992 - Письма в Астрон. Журн.,18, 505

112. Бэттэн А., 1976 "Двойные и кратные звезды", изд-во "Мир", Москва

113. Войханская Н.Ф., 1987 Письма в Астрон. Журн., 13, 597 Волков И.М., Шугаров С.Ю., Серегина Т.М., 1986 - Астрон. Цирк. No 1418, 3

114. Гончарский А.В., Черепащук A.M., Ягола А.Г., 1985 Некорректные задачи астрофизики, Москва, Наука, 173

115. Горанский В.П., Лютый В.М., Шугаров С.Ю., 1985 Письма в Астрон. Журн., 11, 696

116. Корнилов В.Г., Волков И.М., Захаров А.И. и др. Труды ГАИШ, том LXIII, Изд-во МГУ, 1991

117. Крафт Р., 1965 Взрывные переменные как двойные звезды, "Мир", Москва

118. Кукаркин Б.В., 1948 Труды ГАИШ, 16, 133 Курочкин Н.Е., 1960 - Астрон. Цирк. No 212 Курочкин Н.Е., 1986 - Перем. зв., 22, 327

119. Павленко Е., Бакланов А., Чернецкий В., 2000 в сб.: "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики", под ред. Н.Н. Самуся и А.В. Миронова, Нижний Архыз, стр.107

120. Павленко Е., Примак Н., Шугаров С., 2002 Астрофизика, 45, 416 Павленко Е.П., 1988 - Астрон. Журн., 75, 231

121. Павленко Е.П., Бочков В.В., Васильяновская О., 1996 Астрофизика, 39, 15

122. Павленко Е.П., ШугаровС.Ю., Катышева Н.А., 2000 Астрофизика, 43, 567

123. Паренаго П., 1946 Перем. зв., 6, 26 Паренаго П.П., 1938 - Перем. зв., 5, 217

124. Псковский Ю.П., 1971 в книге: ОКПЗ, 3-е издание, том III, под ред. Кукаркина Б.В., Холопова П.Н., Москва, стр. 54

125. Райков А.А., Ющенко А.В., 1987 Астрон. Цирк. No 1512 Страйжис, В., 1977 - кн. "Многоцветная фотометрия звезд", Мокслас, Вильнюс

126. Таранова О.Г., Юдин Б.Ф., 1986 Астрон. Журн., 63, 317 Таранова О.Г., Шенаврин В.И., 2000 - Письма в Астрон. Журн., 26, 695

127. Холопов П.Н., Ефремов Ю.Н., 1977 Перем. зв., 20, 277 Хрузина Т.С., 1991 - Астрон. Журн., 68, 1211

128. Хрузина Т.С., 2000 Астрон. Журн., 77, 510 Хрузина Т.С., 2001 - Астрон. Журн., 78, 298

129. Хрузина Т.С., Шугаров С.Ю., 1991 Звезды типа U Geminorum, тт. 1-2 (1991), изд-во МГУ

130. Цесевич В.П., 1971 в книге "Затменные переменные звезды", Москва, Наука, стр. 251

131. Шугаров С.Ю., 1996 "Физические характеристики катаклизмических звезд" в сб.: "Эруптивные звезды" ред. А.Г.Масевич, изд-во РАН, Москва, стр.101-116

132. Шугаров С.Ю., Павленко Е.П., 1998 Астрон. Журн., 75, 420