Фотометрическое исследование затменных двойных систем V478 Cyg, CO Lac, V477 CYg, AR Cas, SS Lac, Y Cam тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ- УНИВЕРСИТЕТ им-. М.В.ЛОМОНОСОВА

Государственный Астрономический институт им

WTcwp,a

3 О МАЙ 2000

На правахрукописи УДК 524.386:358

МОССАКОВСКАЯ ЛАРИСА ВСЕВОЛОДОВНА

ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ V478 Cyg, СО Lac, V477 Cyg, ARCas, SS Lac, Y Cam

Специальноеn, 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степей» каилила!а физико-математических наук

МОСКВА - 2000

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

Научный руководитель:

Доктор физико-математических наук

Халиуллин Х.Ф.

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук

Самусь Н.Н.

Доктор физико-математических наук

Шакура Н.И.

Ведущая организация: Астрокосмическцй центр ФИАН

Защита состоится 15 июня 2000 г. в 14 часов на заседании диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д.053.05.51 Адрес: 119899, Москва, Университетский пр, 13.

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

Автореферат разослан и 10" мая 2000 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

Л.Н. Бондаренко

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

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

В настоящее время известно более 4000 затмеиных переменных (Холопов и др., 1990, ОКПЗ) и число их постоянно растет. Следует отметить, что они представляют единственный широкий класс объектов среди двойных звезд, которые могут быть открыты на больших расстояниях не только в нашей Галактике, но и в других галактиках.

Исследование изменений периодов двойных систем дает нам информацию о компонентах двойных систем. Две основные причины изменений периода двойной системы, которые наблюдаются в виде периодических изменений интервала между затмениями - это, во-первых, периодические изменения ориентации в пространстве эллиптической орбиты (вращение линии апсид) и, во-вторых, присутствие в системе третьего'тела или нескольких дополнительных тел.

Скорость вращения линии апсид зависит от степени концентрации вещества к центру звезды, и из наблюдений, зная параметры двойной системы и апсидалыюго вращения, можно найти числовую характеристику этой концентрации для компонент системы. Это представляет , по существу, единственную на сегодняшний день возможность наблюдательной проверки выводов теории внутреннего строения звезд.

Затменные двойные системы, для которых накоплены большие ряды наблюдений моментов минимумов, дают нам материал для открытия кратных систем из исследования изменений их орбитальных периодов. Изучение кратности звезд является одной из актуальнейших задач современной астрономии, т.к. эта проблема тесно соприкасается с проблемой образования звезд - всякая теория звездообразования должна объяснить наблюдаемые

распространенность и параметры кратных систем. Исследования изменений периодов затменно-двойных систем дают возможность определить характеристики тесных и далеких от нас кратных систем. В качестве третьего тела могут выступать самые необычные объекты, в том числе релятивистские.

Измерение моментов минимумов затменной двойной системы -также один из источников непосредственного отслеживания эволюции геометрии орбиты тесной двойной системы под влиянием внешнего гравитационного поля.

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

На защиту выносятся следующие основные положения диссертации:

1. Результаты многоцветных широкополосных

фотоэлектрических измерений затменных переменных звезд СО Lac, AR Cas, V477 Cyg, V478 Cyg, Y Cam, проведенных автором диссертации на Крымской станции ГАИШ МГУ, Абастуманской астрофизической обсерватории, Радиоастрофизической обсерватории АН Латвийской ССР, Казанской станции в Специальной астрофизической обсерватории РАН.

2. Фотометрические и абсолютные элементы затменных двойных систем СО Lac, AR Cas, фотометрические элементы затменной двойной системы Y Саш, найденные из анализа кривых блеска.

3. Обнаружение смещения линии апсид в затменной двойной системе V478 Cyg и первое измерение угловой скорости вращения орбиты в этой системе.

4. Уточненные параметры апсидального движения в затменных звездах V477 Cyg, СО Lac и AR Cas и обнаружение третьего света, La, в системе СО Lac.

5. Наиболее реальная на сегодняшний день гипотеза, выдвинутая автором, что третье тело в затменной системе Y Cam является релятивистским объектом. Гипотеза основана на анализе всех известных по этой системе данных, в том числе, новых фотометрических измерений , полученных в диссертации.

6. Выполненные автором в 1989 году фотоэлектрические наблюдения затменной переменной SS Lac, которые не показали затмений в расчетное время. Вывод автора диссертации, что затмения в этой системе исчезли уже в период между 1935 и 1940гг., а глубина минимумов SS Lac уменьшалась от 0т.6 в 1898г. до Ога.О к 1940г.

Перечисленные пункты определяют также новизну результатов, полученных в диссертации.

Научная н практическая значимость результатов исследований

заключается в том, что:

1. Открытие в диссертации вращения линии апсид в V478 Cyg привлекло внимание к этой системе многих астрофизиков и позволило

расширить спектральный диапазон звезд с известными параметрами их внутреннею строения.

2. Полученные в диссертации фотометрические и абсолютные физические характеристики компонент затменных двойных систем, а также значения постоянных апсидального вращения кг представляю i большой интерес для теории строения и эволюции звезд.

3. Результаты исследованного автором исчезновения затмений в ранее затменной звезде SS Lac широко используются другими астрономами в научных работах по исследованию динамики двойных и кратных систем.

4. Определенные впервые параметры орбит третьего и четвертого тел в системе Y Сат дают заметный вклад в исследование релятивистских объектов и кратных систем.

СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Диссертация состоит из Введения, пяти Глав, Заключения н Списка цитируемой литературы из 200 наименований. Общий объем диссертации составляет 123 страницы, включая 16 рисунков и 18 таблиц.

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

Глава I. Основные теоретические соотношения для скорости иращетт линии орбиты двойной системы. Практические методы определения периода ансидалыюго движения, а также параметров третьего тела.

В § 1.1 описаны методы, использованные при определении фотометрических и абсолютных элементов из решения кривых блеска затменных двойных звезд.

Для определения фотометрических элементов мы применили разработанный Халиуллиной и Халиуллиным (1984) оригинальный метод поиска оптимальных параметров уже заданной (выбранной) модели затменной двойной системы.

Использование метода в течение более 20 лет в ГАИШ МГУ и других обсерваториях показало, что даже для модели затменной двойной системы с эксцентричной орбитой метод дифференциальных поправок, если ввести определенные модификации и ограничения, хорошо работает как итерационный. Этот метод сравнительно

простой и быстрый. Кроме того, он дает возможность получить искомые элементы с их ошибками.

Из анализа кривых блеска определяются лишь относительные радиусы компонент в долях большой полуоси орбиты. Для определения абсолютных радиусов мы должны знать, массы компонент, которые обычно находятся из решения кривых лучевых скоростей. Когда наблюдаются спектры обеих компонент, задача определения масс является хорошо разработанным разделом практической астрофизики. Однако часто наблюдается спектр только одной компоненты, а для многих систем, вообще, не получены спектроскопические измерения. Тем не менее, даже в таких случаях можно оценить массы и, соответственно, найти абсолютные значения радиусов, привлекая дополнительную информацию. Для оценки абсолютных элементов систем, у которых нет полных спектроскопических данных, мы использовали метод, разработанный Халиуллиным (1985, 1997). Он основан на решении системы уравнений, составленных на основе всей дополнительной информации о компонентах двойной.

В § 1.2 и § 1.3 представлены основные выводы теории вращения линии апсид в ТДС и методы его исследования. Затменные переменные звезды представляют единственную на сегодня возможность оценить распределение плотности р(г) по радиусу звезды. Такая возможность возникает в связи с тем, что взаимная приливная и вращательная деформация компонент в звездной паре нарушают их чисто кеплеровское движение. Эти нарушения проявляются для внешнего наблюдателя, в основном, в виде вращения линии апсид (большой оси орбитального эллипса) со скоростью, зависящей от р(г) для обеих компонент двойной. Полный поворот орбиты в достаточно тесной системе может происходить всего за несколько десятков лет. Наблюдаемые параметры этих систем являются неисчерпаемым источником информации для дальнейшего развития физики и теории эволюции как одиночных, так и кратных звезд.

Небесно-механическая теория этого явления была разработана Расселом (1928), а затем уточнялась и дополнялась в работах Чаидрасекара (1933), Коулинга (1938), Стерна (1939), Копала (1965, 1978) и Мартынова (1971). В § 1.2 представлены основные результаты этой теории в современном виде и обозначениях. Приведены зависимости скорости вращения линии апсид, <дС1, от фотометрических и абсолютных элементов системы, а также от апсидального параметра К2, определяющего внутреннюю структуру звезды. Описана методика вычисления этого параметра через распределение плотности р(г), задаваемого теорией внутреннего строения звезды.

Кроме вращения линии апсид, вызнанного приливной и вращательной деформацией компонент (классический член, ом), эллиптическая орбита двойной звезды поворачивается, согласно ОТО, даже в случае точечных масс. Скорость этого поворота (релятивистский член, ¿reí) зависит лишь от масс компонент, эксцентриситета орбиты и большой полуоси относительной орбиты. В § 1.3 представлены известные соотношения для &к\ ■ При этом релятивистское вращение орбиты происходит в том же направлении, что и классическое: cóth = cód + ¿ы. и оба вращения происходя! в направлении движения звезд-компонент по своим орбитам. В то же время, гравитационное воздействие третьего тела может привести как к прямому, так и обратному апсидальному движению, в зависимости от ориентации орбит. В § 1.5 приведены соответствующие соотношения, определяющие скорость поворота орбиты, <Ьз, за счет влияния возможного (или реального) третьего тела.

В § 1.4 представлен обзор методов измерения поворота эксцентричной орбиты затменной переменной звезды. Поскольку oci * г5, мы должны знать относительные радиусы компонент с высокой точностью (~ 1%), что возможно только в случае, если ТДС является затменной системой. Из-за эллиптичности орбиты вторичный минимум затменной звезды, Minll, обычно расположен не посередине между двумя последовательными главными, Mini, и его относительное положение определяется значениями е и оз. Поэтому в случае поворота линии апсид (изменение &) Minll будет циклически смешаться относительно фазы 0.5 Р в ту или другую сторону с периодом Uobs , равным времени полного оборота орбиты в пространстве. При этом, очевидно, будут меняться формы обоих минимумов, а также периоды их следования. В диссертации приведены все необходимые соотношения, а также рекомендации для использования тех или других методов при определении ы в зависимости от параметров затменной системы и имеющихся наблюдательных данных.

Другой причиной наблюдаемых изменений периода затменной системы является присутствие в системе третьего тела (пли нескольких дополнительных тел). Присутствие третьего тела в системе означает, что двойная система совершает периодическое движение относительно центра масс тройной системы. Световое уравнение z/c = f(t), возникающее в результате такою движения, хорошо известно и из сравнения наблюдаемых (О - С) и теоретических значений z/c определяются неизвестные параметры светового уравнения. Описанию этого посвящен § 1.5 нашей диссертации.

Глава И. Широкополосные электрофотомегрические наблюдении двойной звезды с эксцентричной орбитой V478 Лебедя и первое измерение угловой скорости вращения линии апсид в этой системе.

Хотя из опубликованных данных было известно, что орбита системы V478 Cyg имеет небольшой эксцентриситет, имеющегося наблюдательного материала было недостаточно для исследования вращения линии апсид. Именно для решения этой проблемы мы включили звезду в программу наших исследований. Фотоэлектрические измерения V 478 Cyg были проведены на 60-см рефлекторе Цейсс-600 в Крымской обсерватории ГАИШ МГУ в 199193 гг. Проведено 364 индивидуальных измерения с фильтром V в основном в фазах затмений. Стандартная ошибка индивидуального измерения определена из сходимости наблюдений вне затмений и составляет 0ГО.008.

Из анализа полученных нами и имеющихся в литературе данных нами определена впервые скорость вращения орбиты для данной системы:

cûobs= (13°.7 ± 1°.4) год-' , Uobs = (26.3 ± 2.8) лет.

Используя фотометрические и абсолютные элементы, приведенные в работе Поппера и Хилла (1991) и найденное в диссертации значение юоы , мы рассчитали наблюдаемые апсидальные параметры K2obs для возможности сравнения их с теоретическими величинами.

Глава III. Уточнение параметров апендалыгого движения на основе фотометрических исследований избранных затменных систем V477 Cyg, СО Lac и AR Cas.

В этой главе представлены результаты фотометрического исследования трех затменных систем с эксцентричными орбитами: V477 Cyg, СО Lac и AR Cas:

1. Для всех этих систем нами построены кривые блеска в фотометрической системе UBV.

2. Из анализа кривых блеска и опубликованных данных для AR Cas и СО Lac определены фотометрические и абсолютные элементы. В случае V477 Cyg достаточно надежные элементы были уже известны из литературы.

- 3. Обнаружен третий свет в системе СО Lac.

4. У всех этих систем заметно уточнены значения со„ьь

V477Cyg: £>0ы = (1°.03 ± 0°.05) год"1 , Uobs = (351 ± 17) лет;

СО Lac: &obi = (8°. 1 ± 0°.3) год"1, LU* = (44.5 ± 1.5) лет;

AR Cas: ш0ы = (0°.39 ± 0°.02) год"1, Uanc = (922 ± 46) года.

5. Для всех этих систем с использованием найденных фотометрических и абсолютных элементов, а также измеренных значении «(.ь., вычислены апсидальные параметры к;°Ь8 для возможности сравнения их с величинами кз1Ь из теории внутреннего строения звезд.

В Таблице 3.9 диссертации приведены физические характеристики и результаты исследования этих четырех звезд. Значения кзоЬ\ приведенные в этой таблице, посчитаны с учетом релятивистского члена. Для исследованных систем ошибка в 1§ кзоЬ5не превышает ±0.1. Значения оуг., / о>к приняты для случая синхронизации орбитального (шк) и осевого (тг,,) вращений в момент прохождения звездами периастра.

Таблица 3.9.

Физические и геометрические характеристики систем с вращением линии

апсид, исследованных в диссертации.

№ | Название | Р M,/Mo Mi/Mo 1 a! Ro R,/Ro Ri/Ro 'g Pi Ig Si | Ссылка

1 AR Cas 6.066 f.,70 1.9 ' 28.66 4.591 1.808 3.939 4.201 1,2

2 V 477 С)g 2.347 1.79 1.35 H). XX 1.567 1.269 4.299 4.360 3.4

3 V 478 Cvg 2.XS1 16.3 16.6 27.29 7.422 7.422 3.908 3.916 5.6

4 СО Lac 1.542 3.13 2.75 10.13 2.533 2.128 4.125 4.220 7.8.9

Таблица 3.9 (продолжение)

.Yü j Название 1 1 * 1 * I L'obs I iùob | *Vvl 1 C, 1 c. .....г

1 AR Cas 0.160 0.0631 0.205 922 0.390 0.0432 0.945-10"' 0.816-10 4 -1.807

2 V 477 Cyg 0.144 0.116 0.307 351 1.03 0.113 0.184-10^ 0.105 10'2 -2.249

3 V 478 Cyg 0.272 0.272 0.019 26.3 13.7 0.350 0.260-10"' 0.252-10'' -2.243

4 CO Lac 0.250 0.210 0.027 44.5 S.l 0.315 0.150 HP 0.798-\1Г' -2.358

Нами получен наблюдательный материал по вращению линии апсид в системах с разными физическими параметрами: Р = ld.54 ^ 6d.07; M = 1.35 -s- 16.6 Me; R = 1.27 * 7.42 Ro; e = 0.019 + 0.307. Наблюдаемые периоды вращения орбит меняются от 26.3 года (V478 Cyg) до 922 лет (AR Cas). Все это совместно с данными других авторов создает реальные условия для проверки выводов теории внутреннего строения звезд и теории апсидалыюго движения из сравнения наблюдаемых и теоретически ожидаемых апсидальных параметров.

Кларет и Джименез (1992) рассчитали модели звезд с использованием новых таблиц коэффициентов поглощения звездного вещества, которые были опубликованы Роджерсом и Иглесиасом (1992). Для всех моделей вычислены апсидальные параметры кзл.

В § 3.4 проведено сравнение полученных в диссертации наблюдаемых значений kiobs для затмеппых систсм V478 Cyg, V477

Cyg, СО Lac и AR Cas и теоретических кг"1 , взятых из цитированной работы Кларета и Джименеза. Выбраны значения кг111 для солнечного химсостава (Y=0.28, Z=0.02). Кроме массы и химсостава, входным параметром таблиц для кг"1 является возраст звезды, который мы оценивали на основе величины ускорения силы тяжести на поверхности звезды с известной массой.

Основные выводы из сравнения следующие. В случае затменных двойных систем V478 Cyg, V477 Cyg, СО Lac наблюдаемые и теоретические значения апсидальных параметров, кгоЫ и кг"1 , в пределах точности их определения хорошо согласуются друг с другом. Это говорит как в пользу новых теоретических моделей внутреннего строения звезд, рассчитанных Кларетом и Джименезем на основе новых таблиц коэффициентов поглощения звездного вещества, , так и в пользу наших наблюдательных работ по этим системам и задействованных здесь теорий апсидального вращения. Требуются дальнейшие исследования затмснной системы AR Cas. Причиной несовпадения k2obs и кг"1 в этой звезде может явиться наличие третьего тела в системе (см. §3.3).

Глава IV. Исчезновение затмений в переменной звезде SS Lac.

Звезда SS Lac (mpg = 10ra.l; Sp B7), возможный член рассеянного скопления NGC 7209, на основе визуальных и фотографических наблюдений (Дэган и Райт, 1935; Вахман, 1936) была классифицирована как затменная переменная. Звезда приведена в ОКПЗ (1990) с периодом 14d.41629, равной глубиной 0m.4 (pg) главного и вторичного затмений и равной шириной обоих минимумов (Di = D2 = ÛP.05). Звезда была включена в программу наших исследований в связи с эллиптичностью орбиты (фг = 0.57) и с целью измерения скорости вращения ее линии апсид. Однако фотоэлектрические наблюдения, выполненные автором в 1989 году на рефлекторе АЗТ-14 Казанской станции в Специальной астрофизической обсерватории РАН и на 60-см рефлекторе Крымской обсерватории ГАИШ МГУ, показали, что минимумов не было в рассчитанное по эфемеридам Дэгана и Райта (1935) время. Фотоэлектрические наблюдения SS Lac 1984 - 1989 гг. опубликованы также Закировым и Азимовым (1990). Наблюдения этих авторов показали, что блеск звезды также не менялся в этом интервале.

Затменные переменные звезды в целом, как класс, характеризуются высокой стабильностью изменил блеска, поэтому прекращение затмений у SS Lac, свидетельствующее о серьезных изменениях в системе, является весьма интересным наблюдательным фактом, нуждающемся в детальном исследовании.

Для изучения истории вопроса об исчезновении затмений в исследуемой системе мы использовали фотографические пластинки из

коллекции ГАИШ МГУ. По нашей просьбе В.П. Горанский провел оценки блеска системы по пластинкам, полученным с 40-ем астрографом на Южной станции ГАИШ в Крыму и с экваториальной камерой с объективами Steinheil (d = 9.7, f = 64см) и Tessar ( d = 16, f = 82 см) в Москве на Красной Пресне (JD 2414629 - 2419269, JD 2428082 -2436100, JD 2440116 - 2447094). Автор измерила пластинки, полученные на экваториальной камере с объективом Tessar в Москве на Красной Пресне JD 2432766 - 2433952).

Используя эти фотографические и опубликованные визуальные и фотографические наблюдения (Хоффмейстер, 1921; Дэган и Райт. 1935; Вахман, 1936; Некрасова, 1938; Кордилевский и др., 1961), мы построили сводные кривые блеска с 1898 по 1987 гг. Они показали, что минимумы наблюдались надежно до 1935 г.

По 789 наблюдениям, когда звезда была еще затменной, мы исследовали орбитальный период методом Лафлера - Кинмана в диапазоне 0.5 - 500 суток. Период, определенный Дэганом и Райтом, оказался единственно возможным. При построении сводных кривых блеска мы использовали следующие эфемериды:

Mini =JDr 24159001.76+ 14^.41619(13)Е. (4.1)

По нашим данным глубина минимумов уменьшалась от 0m.6 pg в 1902 г. до 0т.4 pg к 1930 - 1935 гг. Анализ сводной кривой блеска 1935 - 1940 гг., посроенной нами по фотхлрафическим оценкам Горанского и Некрасовой (1938), показывает, что затмения начали исчезать именно в этот период времени. Если в начале этого периода затмения еще наблюдаются, то к концу этого периода их уже нег. После 1940 г. сводная кривая блеска показывает, что в фазах обоих затмений Mini, II блеск находится на уровне внезатменного блеска .

Таким образом, по нашим оценкам .минимумы у SS Lac исчезли не в 1949 - 1950 гг., как пишут Закиров и Азимов (1990), а уже в течение 1935 - 1940 гг. Причиной исчезновения затмений может быть или распад системы после 1935 г. или изменение наклона орбиты из- за третьего тела.

Леман (1991) приписывает вращение плоскости орбиты присутствию невидимого третьего тела в системе, вращающегося на большом расстоянии от тесной центральной пары. Шиллер и др. (1991) и Шиллер и Милоне (1996) сообщили, что спектры SS Lac, полученные в 1983-84 гг., не обнаружили ожидаемой структуры с двойными линиями. Изменений в лучевой скорости почти не наблюдалось. Поэтому высказывались даже преположения, что двойная система SS Lac развалилась. Однако 24 спектра SS Lac

( Echelle + CCD), полученные в 1997 году в течение 8 орбитальных периодов, обнаружили орбитальное движение по спектральным линиям обеих компонент (Томаселла и Мунари, 1998). Авторы приводят улучшенные элементы с периодом чуть больше нашего 144.41638 (10).

Таким образом, исчезновение затмений в ранее затменной двойной системе SS Lac в 1935 - 1940 гг. скорее всего связано с присутствием невидимого третьего компонента в этой системе. Свидетельством в пользу предположения о присутствии третьего тела в системе может служить сообщение Томаселлы и Мунари (1998) о присутствии слабой компоненты в спектре, которая некоторым образом может быть связана с невидимым третьим телом. Окончательным доказательством присутствия третьего тела в системе могло бы служить изменение барицентрической скорости центра масс системы в кривой лучевых скоростей, полученной в другую эпоху, чем кривая лучевых скоростей Томаселлы и Мунари(1998).

Глава V. Релятивистский объект в затменной переменной системе Y Жирафа.

Затменная система Y Саш (ЕА + DSCTC; V = I0m.50 - 12ш.24 -10m.60; Р = 3d.31; Sp A9IV + (Kl)) была открыта в начале века Цераской (Цераский, 1903). Первые фотоэлектрические кривые блеска были получены в В и V фильтрах Бролья и Марином(1974). Авторы утверждают, что MiniI происходит на фазе 0.5, поэтому видимое смещение Minll приблизительно на lh , обнародованное ранее Дэганом (1924), не подтверждается. Главная компонента в этой системе - переменная типа 8Sct. Согласно Фролову и др., 1980, период пульсаций Р « 1\5; амплитуда пульсаций А » От.ОЗ, период пульсаций сохраняется практически постоянным в течение длительного времени. Вторичный компонент - субгигант, не заполняющий свою полость Роша. Предполагается, что в двойной системе Y Саш произошел обмен масс.

Единственное спектральное исследование этой системы было опубликовано Струве и др. (1950). У исследуемой системы виден только один спектр A7Vm с сильными металлическими линиями. Поэтому Струве приводит только функцию масс f(M) = 0.015 M© и aisini = 1.6 106 км. На основе этой функции масс мы оценили массы главной и вторичной компонент: Mi = 1.55 Me, М2 = 0.38 Me. Эти значения надо рассматривать как предварительные, т.к. они выведены только из четырех спектров. Согласно частному сообщению Брегера и Смита (Бролья и Марин, 1974), которые исследовали старые спектры, полученные Струве, Y Саш - не Аш - звезда, а нормальная звезда спектрального класса A9IV.

График (О - С), построенный в диссертации для затмепной переменной Y Саш по визуальным, фотографическим и фотоэлектрическим моментам главного и вторичного минимумов, собранным из литературы и полученным автором, показывает, что в системе, вероятно, присутствуют третье и четвертое тела. Гипотезы о кратности системы Y Cam и о возможном вращении ее линии апсид уже выдвигалась ранее (Плавен и др., 1961; Бролья и Конкони, 1984), но по тем или иным соображениям они или отвергались, или дело не доходило до численных расчетов. В нашей диссертации показано, что наблюдаемые изменения периода в этой системе не могут быть связаны с вращением линии апсид, поскольку и Mini и Minll обнаруживают синфазное поведение на графике (О - С). Мы также считаем маловероятным предположение, что график (О - С) может быть связан с перетеканием или выбросом вещества, т.к. наблюдения не показывают наличия газовых струй или оболочки в этой затменной системе с хорошо разделенными компонентами. Поэтому, считая наиболее вероятной гипотезу о четырехкратности системы, в диссертации проведены расчеты основных параметров этой системы. Определенные по методике, ■ описанной в § 1.5, параметры долгопериоднческнх орбит дают возможность определить нижние пределы для масс третьего и четвертого тел:

Мз > 6.0 Мо, М4>0.55Мо.

Решение полученной нами кривой блеска и кривой блеска взятой из работы Бролья и Марин (1974) показало, что в системе присутствует третий свет: L3 ~ 0.10. Предполагая, что единственная звезда главной последовательности дает этот третий свет, мы можем оценить ее массу, используя соотношение масса - светимость для звезд главной последовательности: М,„ах = 0.94 Me. Т.е. третий свет достаточен , чтобы в системе присутствовала звезда главной последовательности с массой М4 (> 0.55 Ме), но недостаточен для присутствия подобной звезды с массой Мз (> 6.0) Мо, даже при условии что она является единственным источником третьего света. Мы можем примирить полученные результаты только, если третье гело - это релятивистский объект, возможно, черпая дыра. Система Y Cam нуждается в дальнейших фотоэлектрических наблюдениях моментов Mini, Minll для подтверждения этого вывода.

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

Всего по теме диссертации опубликовано 11 статей, из них 3 совместные.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Моссаковская Л.В., 1990а, Фотометрические наблюдения затменной

переменной с апсидальным движением СО Lac, Астрон. цирк., № 1543, 13-14.

2. Моссаковская J1.В., 19906, Фотоэлектрическая фотометрия

затменной переменной звезды с апсидальным движением V477 Cyg, Астрон. цирк., № 1542, 21-22.

3. Моссаковская Л.В., 1991, Релятивистский объект в затменной

переменной системе Y Саш?, Астрон. цирк., № 1547, 15-16.

4. Моссаковская Л.В.,1992 - Mossakovskaya L.V., New photometric

elements of AR Cas, an eclipsing binary system with apsidal motion, Astron. and Astrophys. Trans., 2, 163-167.

5. Моссаковская Л.В., 1993a, Релятивистский объект в затменной

переменной Y Cam?, Перем. звезды, 23, № 3, 179-192.

6. Моссаковская Л.В., 19936, К вопросу об исчезновении затмений в

затменной переменной звезде SS Ящерицы, Письма в астрон. ж., 19, 87-95.

7. Моссаковская Л.В., 1993в - Mossakovskaya L.V., The four body

system Y Cam?, Inf. Bull. Var. Stars ,№ 3902, 1-4.

8. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1987, Третье тело в

затменной системе с апсидальным движением СО Lac? , Астрон. цирк., № 1495, 5-6.

9. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1989, Причина аномалий

апсидального движения в системе V477 Cyg, Астрон. цирк., № 1536, 23-24.

10. Моссаковская, 1995 - Mossakovskaya L.V., On the disappearence of

eclipses in the eclipsing variable star SS Lac, Internat. Amat. - Prof. Photoelectr. Photometry Comm., № 59, 22-25.

11. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1996, Вращение линии апсид

в системе V 478 Лебедя, Письма в Астрон. Ж., 22, 149-152.

Список литературы

1. Бролья и Конкони, 1984 - Broglia P. and Conconi P., Astron. Astrophys., 138, 443-

450.

2. Бролья и Марин, 1974 - Broglia P. and Marin F.,Astron. Astrophys., 34, 89.

3. Вахман, 1936 - Wachman A.A., Astron. Nachr., 258,361.

4. Дэган, 1924 - Dugan R.S., Princ. Contr., 6.

5. Дэган и Райт, 1935 - Dugan R.S. and Wright F.W., Astron J., 44, 150.

6. Закиров и Азимов, 1990 - Zakirov M.M. and Azimov A.A., Inf. Bull. Var. Stars, №

3487, I.

7. Кларет и Джименез, 1992 - Ciaret A. and Gimenez A., Astron. Astrophys. Suppl., 96,

255.

8. Копал, 1965 - Kopal Z.. Advances in Astronomy and Apb.. 3. New York - London

Acad. Press, 89.

9. Копал, 1978 - Kopal 2.. Dynamics of close binary systems. Dordrecht: Reidel.

10. Кордилевский и др., 1961 - Kordylewski К., Pagaczewski .1., Scuframec R., Acta

Astron. Suppl. Ser.,4, 487.

11. Коулинг, 1938 - Cowling Т.О., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 98, 734.

12. Кордилевский и др., 1961 - Kordylewski К., Pagaczewski J., Scafraniec R., Acta

Astron. Suppl. Ser., 4, 487.

13. Лавров М.И., 1978, докторская диссертация, Москва, ГАИШ МГУ. ¡4.Леман, 1991 -LehmanT.. Inf. Bull. Var.Stars,№3610,1.

15. Мартынов Д.Я., 1971, в кн. "Затмснные переменные звезды",М.. "Наука", Гл.9,

313.

16. Мартынов Д.Я., 1948, Известия АОЭ, 25. 5. 17 Некрасова С., 1938, Перем. звезды, 5, 182.

18. Плавец и др., 1961 - Plavec М., Smetanova М., Penny Z., Bull. Astron. Czech. 12.

117.

19. Поппер и Хилл, 1991 - Popper DM. and Hill G.', Astron. J., 101, 600.

20. Рассел, 1928 - Russel H.N., Astrophys. J., 36, 54.

21. Рассел, 1928 - Russel H.N., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 88,641.

22. Роджерс и Иглеснас, 1992 - Rogers R.{. and Igfesias C.A., Astrophvs. J.Suppl., 79,

507.

23. Стерн, 1939 - Sterne T.G., Monthly Not. Roy. Astron. Soc.. 99, 451.

24. Струве и др., 1950 - Struve О., Horac H. G., Canavaggia R„ Kourganof'f V..

Colacevich A., Astrophys. .1., Ш, 658.

25. Томаселла и Мунари, 1998 - Tomasella L. and Munari U., Astron. Astrophvs.. 335.

561.

26. Фролов и др., 1980 - Frolov M.S., Pastukhova E.N., Mironov A.V., Moshkalev

V.G., Inf. Bull. Var. Stars, № 1894, 1.

27. Халнуллин, 1985 - Khaliullin Kh.F., Astrophys. J., 299, 668. -

28. Халиуллин Х.Ф., 1997, докторская диссертация,_М., ГАИ 111 МГУ, 1.

29. Халиуллина А.И., Халиуллин Х.Ф., 1984, Астрон. ж., 61,393.

30. Холопов П.Н. и др., 1985-90, Общий Каталог Переменных Звезд, 4-еизд.

31. Хоффмейстер. 1921 - Hoffmeister С, Astron. Nachr., 214, 1.

32. Цераскнй, 1903 - Ceraski W„ Astron. Nachr., 162, 205.

33. Чандрасекар, 1933 - Chandrasekhar S., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 93, 449.

34. Шиллер и Милоне, 1996 - Schiller S J. and Milone E.F., in Milone E.F., Mermilliod

J.C. (eds.). ASP Conference Scries, 90, 123.

35. Шиллер и др., 1991 - Schiller S.J., Milone E.F., Zakirov M.M., Azimov A.A., BAAS

23,879.